Redigerer Trippel-alfaprosess

'''Trippel-alfaprosess''' er en [[kjernereaksjon]] der kjerner av helium ([[alfapartikkel|alfapartikler]]) fusjonerer til [[karbon]] og i massive [[stjerne]]r til [[oksygen]] og [[neon]]. Kjernereaksjonen er dominerende i middels store stjerner som har passert [[Hovedserien (astronomi)|hovedserien]] og kommet inn i [[kjempestjerne]]fasen har økt størrelsen til [[rød kjempe|røde kjemper]].

Prosessen ble foreslått av astrofysikerne [[Fred Hoyle]] (1946), [[Edwin Salpeter]] (1951) og [[Ernst Öpik]] (1951). [[William A. Fowler]] og [[Subramanyan Chandrasekhar]] [[Nobelprisen i fysikk]] i 1983 for [[nukleosyntese]]n i stjerner. Trippel-alfaprosessen inngår i denne.

== Kjernereaksjoner i stjerner ==
I stjerner foregår produksjonen av varme ved at fire [[hydrogen]]atomer fusjonerer til et [[helium]]atom i en [[proton-protonkjeden|proton-protonreaksjon]]. Heliumet som produseres synker mot stjernens sentrum og etter hvert som temperaturen øker vil [[CNO-syklusen]] dominere og heve temperaturen ytterligere. Når temperaturen i kjernen overstiger {{formatnum: 100000000 }}&nbsp;[[Kelvin|K]] begynner stjernen å forbrenne helium i en trippel-alfaprosess ved at tre kjerner av helium slås sammen til en kjerne av karbon. Heliumforbrenningen øker stjernens energiutstråling og den blåser seg opp til en rød kjempe.

== Kjernereaksjon ==
[[Fil:Triple-Alpha Process.svg|left|thumbnail|Trippel-alfaprosess.]]
[[Helium-4|<sup>4</sup>He]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] + 92 [[Elektronvolt|keV]] → [[Beryllium-8|<sup>8</sup>Be]]<br />
[[Beryllium-8|<sup>8</sup>Be]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] + [[Gammastråling|γ]]  + 7,367 [[Elektronvolt|MeV]]<br />

*Steg 1: To heliumkjerner slås sammen til [[beryllium]]. Beryllium-8 er ustabil og henfaller under normale forhold og avgir da 92&nbsp;keV [[energi]], men den høye temperaturen i en stjerne forhindrer henfallet.
*Steg 2: Gjennom resonans slås beryllium-8 og en heliumkjerne sammen til karbon-12 umiddelbart etter steg 1, og en stor mengde energi frigis.

I tunge stjerner kan prosessen fortsette og gir i slike tilfeller opphav til følgende [[alfaprosess]]er

[[Karbon-12|<sup>12</sup>C]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Oksygen-16|<sup>16</sup>O]] + [[Gammastråling|γ]] + 7,16 [[Elektronvolt|MeV]]<br />
[[Oksygen-16|<sup>16</sup>O]] + [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] → [[Neon-20|<sup>20</sup>Ne]] + [[Gammastråling|γ]]  + 4,73 [[Elektronvolt|MeV]]<br />

*Steg 3: En karbonkjerne slås sammen med en heliumkjerne og danner oksygen-16
*Steg 4: En oksygenkjerne slås sammen med en heliumkjerne og danner neon-20
*Steg 5: Alfaprosessen kan fortsette i tunge stjerner frem til [[jerntoppen]] nås. Det innebær at om en atomkjerne med fler enn 56&nbsp;[[nukleon]]er dannes, så går det med mer energi ved fusjonen enn hva som frigjøres. Kjerneprosessen, som trenger [[trykk]] og varme, vil ikke kunne fortsette og stopper opp. I massive stjerner vil avkjølingen føre til stjernens undergang da den faller sammen og eksploderer som en [[supernova]].

== Noter og referanser ==
[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1952ApJ...115..326S&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf Nuclear Reactions in Stars without Hydrogen av E.E. Salpeter, 1951]

{{Stjerner}}
{{Portal|Astronomi}}
[[Kategori:Kjernefysikk]]
[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]