基本介紹
- 中文名:氦核作用
- 外文名:Alpha process
簡介,3氦過程,核聚變,
簡介











氦-4 → 鈹-8 → 碳-12 → 氧-16 → 氖-20 → 鎂-24 → 矽–28 → 硫–32 → 氬–36 → 鈣–40 → 鈦–44 → 鉻–48 → 鐵–52 → 鎳–56
其中從氦-4開始到矽-28的反應過程叫氦聚變,從矽-28開始至鎳-56的反應過程叫矽燃燒過程。所有這些反應在恆星內部發生的比率都不高,因此對於能量的貢獻並不大;比氖(原子量> 10)重的元素,由於庫侖障壁的增加,因此不太容易產生。
所謂的α作用元素(或α元素)是質量為氦核(α粒子)整數倍的同位素,它們的豐度是最高的。
α元素的原子序數≤ 28:He、Be、C、O、Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni。它們在II型超新星的矽融合過程中經由α捕獲而形成,鎳-56是大質量恆星以核聚變能產生的最後一種元素。
矽和鈣是純粹的α作用元素,鎂可以由氫核捕獲的燃燒過程中產生。至於氧,有些人認為是α作用元素,但也有人認為不是,在金屬量低的第二星族星中,氧確實是α作用元素;其他的在第二型超新星中產生的α作用元素,它們增加的質量都和氦的質量有很好的關聯性。有時候碳和氮也會被視為α作用元素,因為它們是經由α捕獲所形成的元素。
在恆星內的α作用元素豐度通常都以對數的形式來表達:



3氦過程
這種核聚變反應可以在超過一億K的高溫和氦含量豐富的恆星內部迅速的發生。同樣的,它發生在較老年,經由質子-質子鏈反應和碳氮氧循環產生的氦,累積在核心的恆星。在核心的氫已經燃燒完後,核心將塌縮,直到溫度達到氦燃燒的燃點。
核聚變
原子核中蘊藏巨大的能量。根據質能方程E=mc,原子核之淨質量變化(反應物與生成物之質量差)造成能量的釋放。如果是由重的原子核變化為輕的原子核,稱為核裂變,如核子彈爆炸;如果是由較輕的原子核變化為較重的原子核,稱為核聚變。一般來說,這種核反應會終止於鐵,因為其原子核最為穩定。
最早的人工核聚變技術是氫彈,同時在20世紀50年代,人類開始認真地研究發展用於民用目的的受控熱核聚變,並一直持續到今天。在經過60年從以前的實驗中做出設計改進之後,採用雷射約束的國家點火裝置(NIF)和採用磁約束的國際熱核聚變實驗反應堆(ITER)這兩個主要項目的目標為在反應中產生的能量超過點燃反應所需要的能量。ITER還計畫實現聚變“自持”。