vignette|Vue schématique d'une réaction triple alpha. En astrophysique, la réaction triple alpha désigne un ensemble de réactions de fusion nucléaire convertissant trois particules α (noyaux d') en noyau de carbone. Les étoiles âgées accumulent de l'hélium en leur cœur comme produit de la chaîne proton-proton. Alors que cet hélium s'accumule, il tend à fusionner avec d'autres noyaux d'hydrogène (protons) ou d'hélium (particules α) pour produire des nucléides très instables qui se désintègrent instantanément en noyaux plus petits. Lorsque l'hydrogène s'épuise, les réactions de fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium ralentissent, d'où une baisse de la pression de radiation au cœur de l'étoile et donc contraction de celle-ci pour atteindre un nouvel équilibre hydrostatique : le cœur de l'étoile se comprime et s'échauffe pour atteindre environ , accélérant la fusion des noyaux d'hélium de telle sorte qu'une concentration suffisante de puisse être maintenue, malgré sa durée de demi-vie extrêmement brève, permettant la fusion d'un troisième noyau d'hélium pour donner du , qui est stable : {| border = "0" | || + || + || ⟶ ⟶ 2 |- | || + || || ⟶ + |} Le bilan énergétique net de cette réaction, appelée « triple α » puisqu'elle résulte en la fusion de trois particules α, est . La cinétique de cette réaction est très lente en raison de l'instabilité du : c'est la raison pour laquelle le Big Bang n'a pas pu former de carbone, car la température de l'Univers a baissé bien trop rapidement pour ce faire. La probabilité de fusion de trois noyaux d'hélium, a priori infime, est sensiblement accrue par deux faits successifs : l'état fondamental du a quasiment la même énergie que la somme de celles de deux particules α ; le possède un état excité, connu sous le nom d'état de Hoyle, dont l'énergie est quasiment égale à la somme de celles d'un noyau d'hélium et d'un noyau de . L'existence de ce niveau résonnant, alors inconnu, fut prédit par Fred Hoyle en 1954 au cours de ses recherches sur la nucléosynthèse stellaire.

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Isotope
thumb|upright=1.2|Quelques isotopes de l'oxygène, de l'azote et du carbone. On appelle isotopes (d'un certain élément chimique) les nucléides partageant le même nombre de protons (caractéristique de cet élément), mais ayant un nombre de neutrons différent. Autrement dit, si l'on considère deux nucléides dont les nombres de protons sont Z et Z, et les nombres de neutrons N et N, ces nucléides sont dits isotopes si Z = Z et N ≠ N.
Réaction nucléaire
Une réaction nucléaire est le processus au cours duquel un ou plusieurs noyaux atomiques sont transformés pour donner des noyaux de masse et/ou de charge différentes. Elle se distingue d'une réaction chimique, qui ne concerne que les électrons ou les liaisons entre les atomes. La réaction chimique conserve les éléments chimiques, alors que la réaction nucléaire transforme un nucléide en un autre.
Nucléosynthèse stellaire
La nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps.
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