Alfadeeltje: verschil tussen versies

Het '''alfadeeltje''', afgekort '''α-deeltje''', bestaat uit twee [[neutron]]en en twee [[Proton (deeltje)|protonen]]. Het is identiek aan een [[atoomkern]] van [[helium-4]]. Bij het [[radioactief verval]] van zware elementen worden erin vaakveel eengevallen alfadeeltjes in de vorm van [[straling]] uitgestoten. Deze straling heet alfastraling, eneen kanstraling die zijn omgeving kan [[Ionisatie|ioniseren]].

De [[sterke kernkracht]] houdt het alfadeeltje zo sterk bijeen, dat deze kern heel stabiel is. De [[bindingsenergie]] per nucleon is in een alfadeeltje zeer hoog. De bindingsenergie bereikt bij isotopen vanaf het losse proton een eerste maximum bij het alfadeeltje. Een gevolg van deze sterke binding is dat er geen kernen met vijf of acht kerndeeltjes bestaan, wantomdat die zouden onmiddellijk uiteenvallenuiteen zouden vallen in een alfadeeltje en een proton of neutron, respectievelijk in twee alfadeeltjes.

De protonen en neutronen in een alfa-deeltjealfadeeltje zitten in een s1/2-schil met [[isospin]] l = 0 , met totale kernspin 0 en een even [[pariteit]].<ref>{{en}} Alonso & Finn. Fundamental university physics III Quantum and statistical physics, 1978</ref>

In sterren als de zon worden bij hoge dichtheid en een temperatuur van 15 miljoen Kelvinkelvin alfadeeltjes geproduceerd in de [[proton-protoncyclus]], uitgaande van 4 protonen. De [[energie]] die de fusie oplevert, kan worden bepaald door de rustmassa's van eerst zes protonen M₁ en daarna een alfadeeltje en twee protonen M₂ van elkaar af te trekken. Het blijkt dat dit verschil 0,7% van M₁ is. Deze energie is over de producten van de proton-protonreacties verdeeld. Tijdens de eerste reactie, productie van [[deuterium]]kernen, worden een [[neutrino]] en een positron gevormd. Het positron zal vrijwel ogenblikkelijk annihilerengeannihileerd wrden met een naburig elektron, en [[gammastraling]] produceren,; de tweede reactie naar [[helium-3]] levert ook gammastraling op en bij de derde, naar alfadeeltjes, worden weer protonen gevormd.<ref>[[Johann Fast]]. Energie uit atoomkernen, 1980.</ref> De energie uit al deze reacties kan worden berekend door <math>E=(M_1 - M_2)\ c^2</math>. Dit is de voornaamste energiebron van sterren, waaronder ook van onze [[zon]]. De daarop volgende fusiereacties hebben een steeds kleinere energieopbrengst en duren daarom minder lang.

== Alfa-vervalAlfaverval ==

De manier voor een atoomkern met te veel neutronen ten opzichte van het aantal protonen om zo efficiënt mogelijk tot een stabielere toestand te komen is door een alfadeeltje uit te zenden. Daarom is er wel alfa-vervalalfaverval, maar geen proton-, neutron- of koolstof-vervalkoolstofverval. Er zijn [[Lijst van alfastralers|verschillende atoomkernen die zo een alfadeeltje uitzenden]], dus vervallen.