Αντίδραση τρία-άλφα: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

 

== Ρυθμός αντίδρασης και αστρική εξέλιξη ==

 

Για αστέρια μάζα έως 5 περίπου φορές της μάζας του Ήλιου, κατά τη διάρκεια της εξέλιξής τους στον κλάδο των γιγάντων, το ήλιο που συσσωρεύεται στον πυρήνα αποτρέπεται από την περαιτέρω βαρυτική κατάρρευση λόγω της κβαντομηχανικής πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων, η οποία δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία αλλά μόνο από την πυκνότητα (P~ρ^5/3). Επιπλέον λόγω της μεγάλης θερμικής του αγωγιμότητας ολόκληρος ο εκφυλισμένος πυρήνας βρίσκεται στην ίδια θερμοκρασία και πίεση. Όταν η μάζα του πυρήνα αυξηθεί αρκετά και η θερμοκρασία του ξεπεράσει τους 10⁸Κ η σύντηξη μέσω της αντίδρασης 3α ξεκινά σε ολόκληρο τον πυρήνα. Μια που αρχικά είναι η κβαντομηχανική πίεση (η οποία όπως αναφέραμε δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία) που υποστηρίζει τη βαρυτική πίεση, ο πυρήνας δεν μπορεί να εκτονωθεί ως απάντηση στην αυξημένη παραγωγή ενέργειας. Η πίεση ιδανικού αερίου (P~ρk_BT) και η πίεση ακτινοβολίας (P~αΤ⁴) στον πυρήνα εξακολουθούν αρχικά να είναι πολύ μικρές σε σχέση με την κβαντομηχανική πίεση (P~ρ^5/3). Επομένως θερμοκρασία του συνεχίζει να αυξάνει λόγω της παραγωγής ενέργειας από την αντίδραση 3α η οποία γίνεται όλο και με πιο γρήγορο εκρηκτικό ρυθμό λόγω της πολύ έντονης εξάρτησης που όπως αναφέραμε έχει από τη θερμοκρασία (ε_3α~ρ²Τ⁴⁰). Αυτή η διαδικασία, γνωστή ως έκλαμψη ηλίου, διαρκεί λίγα δευτερόλεπτα, αλλά "καίει" το 60-80% του ηλίου στον πυρήνα ενός άστρου, μετατρέποντας το σε άνθρακα-12 (<math>\mathrm{_{6}^{12}C}</math>). Κατά τη διάρκεια της έκλαμψης ηλίου, η [[Ισχύς|παραγωγή ενέργειας]] του αστεριού μπορεί να φθάσει περίπου 10¹¹ ηλιακές φωτεινότητες(=3.98x10²⁶ W) που είναι συγκρίσιμη με τη φωτεινότητα ενός ολόκληρου [[Γαλαξίες|γαλαξία]] <ref name="Carroll and Ostlie 2006bis">{{Cite book|title=An Introduction to Modern Astrophysics|first=Bradley W.|last=Carroll|first2=Dale A.|last2=Ostlie|publisher=Addison-Wesley, San Francisco|isbn=978-0-8053-0402-2|date=2006|edition=2nd|pages=461–462}}</ref>. Αυτό όμως δεν είναι άμεσα παρατηρήσιμο μια που η έκρηξη αυτή γίνεται στο εσωτερικό του αστεριού και ολόκληρη σχεδόν η ενέργεια χρησιμοποιείται για να ανυψώσει τα ηλεκτρόνια του πυρήνα από την εκφυλισμένη κατάσταση στην κανονική, όπου πλέον συμπεριφέρονται ως ιδανικό αέριο. Δεδομένου ότι ο πυρήνας δεν πλέον εκφυλισμένος, η υδροστατική ισορροπία επανέρχεται για άλλη μια φορά και το αστέρι αρχίζει να "καίει" ήλιο στον πυρήνα του μετατρέποντάς τον σε άνθρακα. Επιπλέον το υδρογόνο που βρίσκεται σε ένα σφαιρικό φλοιό πάνω από τον πυρήνα αρχίζει και μετατρέπεται (να "καίγεται") σε ήλιο. Το αστέρι μπαίνει σε μια σταθερή φάση καύσης ηλίου σε άνθρακα στον πυρήνα του, η οποία διαρκεί περίπου το 10% του χρόνου που αφιέρωσε στην κύρια ακολουθία (ο Ήλιος μας αναμένεται να κάψει ήλιο στον πυρήνα του για περίπου ένα δισεκατομμύριο χρόνια μετά την "έκλαμψη ηλίου") <ref>{{Cite web|url=https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/end.html|title=The End Of The Sun|website=faculty.wcas.northwestern.edu|accessdate=2020-07-29}}</ref> .