Lihat sumber bagi Proses alfa


[[Fail:Kernfusionen1_en.png|thumb| Penciptaan unsur melangkaui karbon melalui proses alfa]]
'''Proses alfa''', juga dikenali sebagai '''penangkapan alfa''' atau '''tangga alfa''', adalah salah satu daripada dua kelas tindak balas [[Lakuran nuklear|pelakuran nuklear]] apabila bintang menukarkan [[helium]] kepada [[Unsur kimia|unsur]] yang lebih berat. Kelas lain ialah kitaran tindak balas yang dipanggil [[proses alfa ganda tiga]], yang hanya menggunakan helium, dan menghasilkan [[karbon]].<ref name="narlikar">{{Cite book|url=https://books.google.com/books?id=0_gmjz-L70EC&pg=PA94|title=From Black Clouds to Black Holes|last=Narlikar|first=Jayant V.|publisher=[[World Scientific]]|year=1995|isbn=978-9810220334|page=94}}</ref> Proses alfa paling kerap berlaku dalam bintang besar dan semasa [[supernova]].

Kedua-dua proses ini didahului oleh [[Sintesis nuklear najam|pelakuran hidrogen]], yang menghasilkan helium yang menjadi bahan api bagi kedua-dua proses alfa ganda tiga dan proses tangga alfa. Setelah proses alfa ganda tiga menghasilkan cukup karbon, proses tangga alfa bermula dan tindak balas pelakuran unsur-unsur yang semakin berat berlaku mengikut urutan yang disenaraikan di bawah. Setiap langkah hanya menggunakan produk daripada tindak balas sebelumnya dan helium. Tindak balas peringkat terkemudian yang mampu bermula dalam mana-mana bintang, adalah berlaku sementara tindak balas peringkat sebelumnya masih berlangsung di lapisan luar bintang tersebut.

: <math chem="">\begin{array}{ll}
\ce{ ~{}_6^{12}C\ ~~+ {}_2^4He\ -> ~{}_{8}^{16}O\ \ ~+ \gamma~,}& E=\mathsf{7.16\ MeV}
\\
\ce{ ~{}_8^{16}O\ ~~+ {}_2^4He\ -> {}_{10}^{20}Ne\ \ + \gamma~,}& E=\mathsf{4.73\ MeV}
\\
\ce{ {}_{10}^{20}Ne\ ~+ {}_2^4He\ -> {}_{12}^{24}Mg\ + \gamma~,}& E=\mathsf{9.32\ MeV}
\\
\ce{ {}_{12}^{24}Mg\ + {}_2^4He\ -> {}_{14}^{28}Si\ ~~+ \gamma~,}& E=\mathsf{9.98\ MeV}
\\
\ce{ {}_{14}^{28}Si\ ~~+ {}_2^4He\ -> {}_{16}^{32}S\ \ ~~~+ \gamma~,}& E=\mathsf{6.95\ MeV}
\\
\ce{ {}_{16}^{32}S\ ~~~+ {}_2^4He\ -> {}_{18}^{36}Ar\ ~\ + \gamma~,}& E=\mathsf{6.64\ MeV}
\\
\ce{ {}_{18}^{36}Ar\ ~+ {}_2^4He\ -> {}_{20}^{40}Ca\ \ + \gamma~,}& E=\mathsf{7.04\ MeV}
\\
\ce{ {}_{20}^{40}Ca\ + {}_2^4He\ -> {}_{22}^{44}Ti\ ~~+ \gamma~,}& E=\mathsf{5.13\ MeV}
\\
\ce{ {}_{22}^{44}Ti\ ~+ {}_2^4He\ -> {}_{24}^{48}Cr\ ~+ \gamma~,}& E=\mathsf{7.70\ MeV}
\\
\ce{ {}_{24}^{48}Cr\ + {}_2^4He\ -> {}_{26}^{52}Fe\ ~\ + \gamma~,}& E=\mathsf{7.94\ MeV}
\\
\ce{ {}_{26}^{52}Fe\ + {}_2^4He\ -> {}_{28}^{56}Ni\ ~\ + \gamma~,}& E=\mathsf{8.00\ MeV}
\end{array}</math>

Tenaga yang dihasilkan oleh setiap tindak balas, ''{{mvar|E}}'', adalah terutamanya dalam bentuk [[sinar gama]] (''{{mvar|&gamma;}}''), dengan sejumlah kecil diambil oleh unsur [[hasil sampingan]], sebagai [[momentum]] tambahan.
[[Fail:Binding_energy_curve_-_common_isotopes.svg|thumb|371x371px| Tenaga pengikatan setiap nukleon untuk pilihan nuklida. Tidak disenaraikan ialah {{Sup|62}}Ni, dengan tenaga pengikat tertinggi pada 8.7945&nbsp;MeV.]]
Satu salah faham yang biasa adalah bahawa urutan di atas berakhir pada <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math> (atau <math>\, {}_{26}^{56}\mathrm{Fe} \,</math>, yang merupakan hasil pereputan daripada <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math><ref name=":0">{{Cite journal|last=Fewell|first=M.P.|date=1995-07-01|title=The atomic nuclide with the highest mean binding energy|journal=American Journal of Physics|volume=63|issue=7|pages=653–658|bibcode=1995AmJPh..63..653F|doi=10.1119/1.17828|issn=0002-9505}}</ref>) kerana ia [[Nuklid|nuklida]] yang paling terikat rapat – iaitu, nuklida dengan [[Tenaga pengikatan nuklear|tenaga pengikat nuklear]] per nukleon tertinggi – dan penghasilan nukleus yang lebih berat akan memakan tenaga ([[Tindak balas endotermik|endotermik]]) dan bukannya melepaskan tenaga ([[Proses eksotermik|eksotermik]]). <math>\, {}_{28}^{62}\mathrm{Ni} \,</math> ([[Nikel-62]]) sebenarnya adalah nuklida yang terikat paling rapat dari segi tenaga pengikat<ref>{{Cite web|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/NucEne/nucbin2.html#c1|title=The most tightly bound nuclei|last=Nave, Carl R.|date=c. 2017|website=hyperphysics.phy-astr.gsu.edu|series=HyperPhysics pages|publisher=[[Georgia State University]]|access-date=2019-02-21}}</ref> (walaupun <math>{}^{56}\textrm{Fe}</math> mempunyai tenaga atau jisim yang lebih rendah per nukleon). Tindak balas <math>{}^{56}\textrm{Fe}+{}^{4}\textrm{He}\rightarrow {}^{60}\textrm{Ni}</math> sebenarnya adalah eksotermik, dan sememangnya penambahan alfa berterusan menghasilkan tenaga sehinggalah ke <math>\ {}_{50}^{100}\mathrm{Sn}\ </math><ref name=":4" /> tetapi urutan ini tetap berkesan berakhir pada besi. Urutan ini berhenti sebelum menghasilkan unsur yang lebih berat daripada nikel kerana keadaan di dalam lapisan bintang menyebabkan persaingan antara [[pemfotosepaian]] dan proses alfa cenderung memihak kepada pemfotosepaian sekitar [[besi]].<ref name=":0" /><ref name=":4">{{Cite journal|last=Burbidge|first=E. Margaret|last2=Burbidge|first2=G.R.|author-link2=Geoffrey Burbidge|last3=Fowler|first3=William A.|author-link3=William Alfred Fowler|last4=Hoyle|first4=F.|author-link4=Fred Hoyle|date=1957-10-01|title=Synthesis of the elements in stars|journal=Reviews of Modern Physics|volume=29|issue=4|pages=547–650|bibcode=1957RvMP...29..547B|doi=10.1103/RevModPhys.29.547|doi-access=free}}</ref> Ini menyebabkan lebih banyak <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math>dihasilkan berbanding <math>\, {}_{28}^{62}\mathrm{Ni} ~.</math>

Kesemua tindak balas ini mempunyai kadar yang sangat rendah pada suhu dan ketumpatan dalam bintang, dan oleh itu tidak menyumbang tenaga yang ketara kepada jumlah pengeluaran tenaga bintang. Tindak balas-tindak balas ini berlaku dengan lebih sukar lagi pada unsur-unsur yang lebih berat daripada [[neon]] (Z > 10) kerana [[sawar Coulomb]] yang semakin meningkat.

== <span class="anchor" id="Alpha_elements">Unsur proses alfa</span> ==
'''Unsur proses alfa''' (atau '''unsur alfa''') dikenali sedemikian kerana isotopnya yang paling banyak adalah bergandaan integer empat – iaitu jisim nukleus helium ([[zarah alfa]]). Isotop-isotop ini dipanggil [[Nuklida alfa|''nuklida alfa'']].
[[Fail:Nuclear_energy_generation.svg|kiri|thumb|250x250px| [[Logaritma]] keluaran tenaga relatif (ε) [[Tindak balas berantai proton–proton|proton–proton]] ({{Math|p-p}}), [[Kitaran CNO|CNO]] dan proses gabungan [[Proses alfa ganda tiga|α ganda tiga]] pada suhu yang berbeza (''{{mvar|T}}''). Garis putus-putus menunjukkan penjanaan tenaga gabungan proses {{Math|p-p}} dan CNO dalam bintang.]]

* Unsur alfa yang stabil ialah: [[Karbon|C]], [[Oksigen|O]], [[Neon|Ne]], [[Magnesium|Mg]], [[Silikon|Si]], dan [[Belerang|S]].
* Unsur [[Argon|Ar]] dan [[Kalsium|Ca]] adalah ''"[[Isotop stabil|stabil dari segi pemerhatian]]"'' . Mereka disintesis oleh penangkapan alfa sebelum peringkat [[Proses pembakaran silikon|pelakuran silikon]], yang membawa kepada {{nobr|[[supernova Jenis II]]}}.
* [[Silikon|Si]] dan [[Kalsium|Ca]] adalah unsur proses alfa semata-mata.
* [[Magnesium|Mg]] boleh digunakan secara berasingan oleh tindak balas [[tangkapan proton]].

Status oksigen ([[Oksigen|O]]) dipertikaikan – sesetengah pengarang<ref name=":12">{{Cite book|url=https://www.worldcat.org/oclc/460059772|title=Galaxy formation and evolution|last=Mo|first=Houjun|date=2010|publisher=Cambridge University Press|others=Frank Van den Bosch, S. White|isbn=978-0-521-85793-2|location=Cambridge|pages=460|oclc=460059772}}</ref> menganggapnya sebagai unsur alfa, sementara yang lain tidak. [[Oksigen|O]] pasti merupakan unsur alfa dalam [[Populasi bintang|bintang Populasi II]] dengan [[kelogaman]] rendah: Ia dihasilkan dalam [[supernova Jenis II]], dan pengayaannya sangat berkorelasi dengan pengayaan unsur-unsur lain yang terhasil daripada proses alfa.

Kadang-kadang [[Karbon|C]] dan [[Nitrogen|N]] dianggap sebagai unsur proses alfa kerana, seperti [[Oksigen|O]], ia disintesis dalam tindak balas tangkapan alfa nuklear, tetapi statusnya adalah samar: Setiap daripada ketiga-tiga unsur ini dihasilkan (dan dimakan) oleh [[kitaran CNO]], yang boleh berlaku pada suhu yang jauh lebih rendah daripada suhu ketika proses tangga alfa mula menghasilkan jumlah besar unsur alfa (termasuk [[Karbon|C]], [[Nitrogen|N]], & [[Oksigen|O]]). Oleh itu, hanya kehadiran [[Karbon|C]], [[Nitrogen|N]], atau [[Oksigen|O]] dalam sesebuah bintang tidak menunjukkan dengan jelas bahawa proses alfa sedang berjalan – oleh itu ada ketidaksetujuan di kalangan sesetengah ahli astronomi untuk (secara tidak bersyarat) menggelar ketiga-tiga ini sebagai "unsur alfa".

== Penghasilan dalam bintang ==
Proses alfa secara amnya berlaku dalam kuantiti yang besar hanya jika bintang itu cukup besar – lebih besar daripada kira-kira 10 [[jisim suria]].<ref name=":2" /> Bintang-bintang ini akan mengecut seiring usia mereka, meningkatkan suhu dan ketumpatan teras ke tahap yang cukup tinggi untuk membolehkan proses alfa berlaku. Keperluan meningkat dengan jisim atom, terutamanya pada peringkat-peringkat akhir – kadang-kadang dirujuk sebagai [[Proses pembakaran silikon|pembakaran silikon]] – dan oleh itu paling kerap berlaku dalam [[Nukleosintesis supernova|supernova]].<ref>{{Cite journal|last=Truran|first=J. W.|last2=Cowan|first2=J. J.|last3=Cameron|first3=A. G. W.|date=1978-06-01|title=The helium-driven r-process in supernovae.|journal=The Astrophysical Journal|volume=222|pages=L63–L67|bibcode=1978ApJ...222L..63T|doi=10.1086/182693|issn=0004-637X|doi-access=free}}</ref> Supernova Jenis II terutamanya mensintesis oksigen dan unsur alfa ([[Neon|Ne]], [[Magnesium|Mg]], [[Silikon|Si]], [[Belerang|S]], [[Argon|Ar]], [[Kalsium|Ca]], dan [[Titanium|Ti]]) manakala [[supernova Jenis Ia]] terutamanya menghasilkan unsur [[puncak besi]] ([[Titanium|Ti]], [[Vanadium|V]], [[Kromium|Cr]], [[Mangan|Mn]], [[Besi|Fe]], [[Kobalt|Co]], dan [[Nikel|Ni]]).<ref name=":2">{{Citation|last=Truran|first=J.W.|title=Origin of the Elements|date=2003|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/B0080437516010598|journal=Treatise on Geochemistry|pages=1–15|publisher=Elsevier|language=en|doi=10.1016/b0-08-043751-6/01059-8|isbn=978-0-08-043751-4|access-date=2023-02-17|last2=Heger|first2=A.}}</ref> Bintang yang cukup besar boleh mensintesis unsur-unsur sehingga dan termasuk puncak besi hanya dari hidrogen dan helium yang membentuk bintang tersebut daripada mulanya .<ref name=":1">{{Cite book|url=https://www.worldcat.org/oclc/460059772|title=Galaxy formation and evolution|last=Mo|first=Houjun|date=2010|publisher=Cambridge University Press|others=Frank Van den Bosch, S. White|isbn=978-0-521-85793-2|location=Cambridge|pages=460|oclc=460059772}}</ref>

Secara lazimnya, peringkat pertama proses alfa (atau tangkapan alfa) berlaku selepas peringkat [[Proses alfa ganda tiga|pembakaran helium]] bintang sebaik sahaja helium habis; pada ketika ini <math>{}_6^{12}\textrm{C}</math> yang bebas menangkap helium untuk menghasilkan <math>{}_{8}^{16}\textrm{O}</math>.<ref name=":3">{{Cite book|url=https://www.worldcat.org/oclc/9646641|title=Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface|last=Clayton|first=Donald D.|date=1983|publisher=University of Chicago Press|isbn=0-226-10953-4|edition=|location=Chicago|pages=430–435|oclc=9646641}}</ref> Proses ini berterusan selepas teras telah selesai peringkat pembakaran heliumnya, kerana lapisan di sekeliling teras akan terus membakar helium dan [[Konveksi|berolak]] ke dalam teras.<ref name=":2">{{Citation|last=Truran|first=J.W.|title=Origin of the Elements|date=2003|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/B0080437516010598|journal=Treatise on Geochemistry|pages=1–15|publisher=Elsevier|language=en|doi=10.1016/b0-08-043751-6/01059-8|isbn=978-0-08-043751-4|access-date=2023-02-17|last2=Heger|first2=A.}}<cite class="citation cs2" data-ve-ignore="true" id="CITEREFTruranHeger2003">Truran, J.W.; Heger, A. (2003), [https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/B0080437516010598 "Origin of the Elements"], ''Treatise on Geochemistry'', Elsevier, pp.&nbsp;<span class="nowrap">1–</span>15, [[Pengecam objek digital|doi]]:[[doi:10.1016/b0-08-043751-6/01059-8|10.1016/b0-08-043751-6/01059-8]], [[Nombor Buku Piawai Antarabangsa|ISBN]]&nbsp;[[Special:BookSources/978-0-08-043751-4|<bdi>978-0-08-043751-4</bdi>]]<span class="reference-accessdate">, retrieved <span class="nowrap">2023-02-17</span></span></cite></ref> Peringkat kedua ([[Proses pembakaran neon|pembakaran neon]]) bermula apabila helium dibebaskan oleh pemfotosepaian satu <math>{}_{10}^{20}\textrm{Ne}</math> atom, membolehkan satu lagi proses tangkapan alfa diteruskan. Pembakaran silikon kemudiannya dimulakan melalui pemfotosepaian <math>{}_{14}^{28}\textrm{Si}</math> dengan cara yang sama; selepas titik ini, puncak <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math> yang dibincangkan sebelum ini dicapai. [[Tinggalan supernova|Gelombang kejutan supernova]] yang dihasilkan oleh keruntuhan bintang menyediakan keadaan yang unggul untuk proses ini berlaku secara singkat.

Semasa pemanasan terminal ini yang melibatkan pemfotosepaian dan penyusunan semula, zarah nuklear ditukarkan ke dalam bentuk yang paling stabil semasa supernova dan lentingan seterusnya melalui, sebahagiannya, proses alfa. Bermula dari <math>{}_{22}^{44}\textrm{Ti}</math> dan lebih tinggi, semua unsur produk adalah radioaktif dan akan terurai menjadi isotop yang lebih stabil; sebagai contoh, 

<math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math>terbentuk dan terurai menjadi <math>{}_{26}^{56}\textrm{Fe}</math>.<ref name=":3">{{Cite book|url=https://www.worldcat.org/oclc/9646641|title=Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface|last=Clayton|first=Donald D.|date=1983|publisher=University of Chicago Press|isbn=0-226-10953-4|edition=|location=Chicago|pages=430–435|oclc=9646641}}<cite class="citation book cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFClayton1983">Clayton, Donald D. (1983). [[oclc:9646641|''Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface'']]. Chicago: University of Chicago Press. pp.&nbsp;<span class="nowrap">430–</span>435. [[Nombor Buku Piawai Antarabangsa|ISBN]]&nbsp;[[Special:BookSources/0-226-10953-4|<bdi>0-226-10953-4</bdi>]]. [[Online Computer Library Center|OCLC]]&nbsp;[https://search.worldcat.org/oclc/9646641 9646641].</cite></ref>

== Tatatanda khas untuk kelimpahan relatif ==
Kelimpahan jumlah unsur alfa dalam bintang biasanya dinyatakan dalam bentuk [[logaritma]], dengan ahli astronomi lazimnya menggunakan tatatanda kurungan segi empat sama:

: <math chem=""> \left[ \frac{ \alpha }{\, \ce{Fe} \,} \right] ~\equiv~ \log_{10}{\left(\, \frac{ N_{\mathrm{E}\alpha} }{\, N_\ce{Fe} \,} \,\right)_\mathsf{Star}} - \log_{10}{\left(\frac{ N_{\mathrm{E}\alpha} }{\, N_\ce{Fe} \,}\,\right)_\mathsf{Sun} } ~,</math>

iaitu <math>\, N_{\mathrm{E}\alpha} \,</math> ialah bilangan unsur alfa per unit isipadu, dan <math chem="">\, N_\ce{Fe} \,</math> ialah bilangan nukleus besi per unit isipadu. Ia  untuk tujuan pengiraan bilangan<math>\, N_{\mathrm{E}\alpha} \,</math> sementara unsur mana yang akan dianggap sebagai "unsur alfa" masih menjadi perbalahan. Model [[Pembentukan dan evolusi galaksi|evolusi galaksi]] teori meramalkan bahawa pada awal alam semesta terdapat lebih banyak unsur alfa berbanding besi.

== Rujukan ==
{{Senarai rujukan|25em}}

== Bacaan lanjut ==

* {{Cite journal|last=Mendel|first=J. Trevor|last2=Proctor|first2=Robert N.|last3=Forbes|first3=Duncan A.|date=21 August 2007|title=The age, metallicity and {{mvar|&alpha;}}-element abundance of galactic globular clusters, from single stellar population models|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|publication-date=26 July 2007|volume=379|issue=4|pages=1618–1636|arxiv=0705.4511v2|doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x|doi-access=free}}
{{Nuclear processes}}{{Star}}
[[Kategori:Pelakuran nuklear]]
[[Kategori:Nukleosintesis]]