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恒星内元素合成 - Wikipedia

恒星こうせいない元素げんそ合成ごうせい

恒星こうせいない元素げんそ合成ごうせい(こうせいないげんそごうせい、えい: stellar nucleosynthesis)は、水素すいそよりもおも元素げんそ恒星こうせいによって生成せいせいされるかく反応はんのう総称そうしょうてき用語ようごである。ただし、超新星ちょうしんせい爆発ばくはつときおこなわれる元素げんそ生成せいせいについては、超新星ちょうしんせい元素げんそ合成ごうせいばれ区別くべつされる。恒星こうせいない元素げんそ合成ごうせいは、たいてい恒星こうせい中心ちゅうしんこる。

太陽たいようでの元素げんそ合成ごうせい

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太陽たいようでのかく融合ゆうごう

どうやって太陽たいようがあれほどのエネルギーをさんつづけられるのか、人類じんるいにとってはながあいだなぞであった。もしも化石かせき燃料ねんりょうなどをやしているのであれば、太陽たいようきているはずだったからだ。しかし、20世紀せいき早期そうきに、ねつかく融合ゆうごうならば膨大ぼうだいなエネルギーがさんされることがわかり、そしてこれこそが太陽たいようのエネルギーげんであり、また太陽たいよういまきていない理由りゆうであることが理解りかいされた。ところで、かく融合ゆうごうというのは複数ふくすう原子核げんしかく合体がったいしてしまうかく反応はんのうであり、この反応はんのう結果けっかとして合体がったいまえ元素げんそとはまったべつ元素げんそ生成せいせいされることを意味いみする。現在げんざい太陽たいよう場合ばあい、そのさいたるエネルギーげんは、けい水素すいそからヘリウム4へのかく融合ゆうごう反応はんのう過程かていでは重水素じゅうすいそヘリウム3しょうずるが、最終さいしゅうてきにヘリウム4となって反応はんのうわるかく融合ゆうごう)である。ちなみに、水素すいそ最低さいてい300まんK温度おんどかく融合ゆうごうはじめる。また、かなりのこうあつであることも要求ようきゅうされるため、太陽たいよう表層ひょうそうちかくではかく融合ゆうごうこせない。このかく反応はんのうこっているのは太陽たいよう中心ちゅうしんである。ともあれ、かく融合ゆうごうによって現在げんざい太陽たいよう膨大ぼうだいねつひかりしているわけだが、同時どうじに、ヘリウムを合成ごうせいするという、一種いっしゅ恒星こうせいない元素げんそ合成ごうせいおこなわれていることも意味いみする。こうして、恒星こうせい元素げんそ合成ごうせい関与かんよしているということが理解りかいされはじめた。

1920ねんフランシス・アストンしたがって原子げんしりょう正確せいかく測定そくていおこなっていたアーサー・エディントンは、恒星こうせいはそのエネルギーを水素すいそがヘリウムへ転換てんかんされるかく融合ゆうごう反応はんのうかられていると最初さいしょ提案ていあんした。1928ねん、ジョージ・ガモフは、2つの原子核げんしかく充分じゅうぶんちかくにってくるつよ相互そうご作用さようクーロン障壁しょうへきかくりつしめ量子力学りょうしりきがくてき公式こうしき推論すいろんした。これは現在げんざいガモフ要素ようそばれている。ガモフ要素ようそかんする研究けんきゅうは10年間ねんかんR・アトキンソンF・ハウターマンこうがれ、そのにはガモフ自身じしんテラーによって、恒星こうせい内部ないぶ存在そんざいするとかんがえられた高温こうおんしょうじるかく反応はんのう割合わりあいるために使つかわれた。

1939ねんハンス・ベーテが「恒星こうせいにおけるエネルギー生成せいせい」という論文ろんぶんで、水素すいそからヘリウムへのかく融合ゆうごう以外いがいかく反応はんのうこりるか、その可能かのうせい分析ぶんせきした。その結果けっかとして、かれ恒星こうせいのエネルギーげんとして2つのプロセスを提示ていじした。最初さいしょの1つが、-連鎖れんさ反応はんのうであり、これは太陽たいよう程度ていど質量しつりょうった恒星こうせいにおける、もっと有力ゆうりょくなエネルギーげんである。2つは1938ねんC・F・V・ヴァイツゼッカーによって考察こうさつされていたCNOサイクルであり、こちらは太陽たいようよりも質量しつりょうおお恒星こうせいにおける、もっと重要じゅうようなエネルギーげんであった。これらのかく融合ゆうごう形態けいたいは、恒星こうせいあつたもつためのエネルギー発生はっせい関連かんれんしていた。しかしながら、かれらはそれよりおも元素げんそ合成ごうせいについてはあつかわなかった。これよりおも元素げんそ合成ごうせいかんする理論りろんについては、1946ねんフレッド・ホイルによって研究けんきゅうはじめられ、かれ非常ひじょう高温こうおんだかあつ環境かんきょうがあればてつまでの元素げんそ合成ごうせい可能かのうだろうと主張しゅちょうした[1]

ホイルはつづいて1954ねん発表はっぴょうした論文ろんぶんで、恒星こうせい内部ないぶにおいて炭素たんそからてつにかけての元素げんそ合成ごうせいがどのように進行しんこうするかを概説がいせつした。このときのホイルの理論りろん存在そんざいしていた遺漏いろうのち訂正ていせいされるが、それは1957ねん一般いっぱんにはB²FH論文ろんぶんとしてられている[2]名高なだかいレビュー論文ろんぶんM・バービッジJ・バービッジW・ファウラー、F・ホイルによって公表こうひょうされることではじまった。このレビュー論文ろんぶん初期しょき研究けんきゅうあつめて洗練せんれんし、観測かんそくされた元素げんそ相対そうたいてき存在そんざいりょう説明せつめいできる根拠こんきょあたえる、非常ひじょうおお引用いんようされる描像にまとめげた。

重要じゅうよう改善かいぜんA・G・W・キャメロンD・D・クレイトンによっておこなわれた。キャメロンはホイルあんってたどりいたみずからの独立どくりつした元素げんそ合成ごうせいのアプローチを提供ていきょうした。かれかく融合ゆうごうけい経時きょうじ計算けいさん上手うまくこなすためにコンピューターをれた。クレイトンは最初さいしょS過程かていR過程かてい、シリコンからてつグループ元素げんそまでの燃焼ねんしょう経時きょうじモデルを計算けいさんし、放射ほうしゃ崩壊ほうかいによる元素げんそ年代ねんだい測定そくてい年表ねんぴょう発見はっけんした。全体ぜんたい研究けんきゅう分野ぶんやは1970年代ねんだい急速きゅうそくひろがった。

ほしあいだガスなんらかの外部がいぶ要因よういんくわわって密度みつどたか部分ぶぶんができると、この部分ぶぶん重力じゅうりょくつよくなり、その重力じゅうりょくによって周囲しゅうい物質ぶっしつ集積しゅうせきしてゆく。物質ぶっしつあつまって圧力あつりょくがったことによって温度おんどたかまり、中心ちゅうしん物質ぶっしつがクーロン障壁しょうへき原子核げんしかくちゅうふくまれる陽子ようしせい電荷でんか反発はんぱつしあうちから)をえて近接きんせつするようになると最初さいしょかく融合ゆうごうはじまる。このときは、重水素じゅうすいそによるかく融合ゆうごう発生はっせいするが、重水素じゅうすいそ存在そんざいりょうすくないため、この反応はんのうはまもなく停止ていしする。しかし、けい水素すいそヘリウム融合ゆうごうするかく融合ゆうごう可能かのうなほどの高温こうおんだかあつ実現じつげんすると、けい水素すいそ恒星こうせい原料げんりょうであるほしあいだガスには一般いっぱん大量たいりょうふくまれているため、かく融合ゆうごう安定あんていする。この時期じき恒星こうせいにとって一番いちばんながく、この反応はんのうおこなわれている恒星こうせいしゅ系列けいれつぼしばれる。こののち徐々じょじょ反応はんのうすすんでヘリウムがまってくると、ヘリウム同士どうしかく融合ゆうごうはじまる。このさいヘリウム4同士どうし合成ごうせいベリリウム8までの元素げんそ合成ごうせいするが、ベリリウム8は安定あんてい同位どういたいでないためにヘリウム4崩壊ほうかいし、それ以上いじょう質量しつりょう元素げんそ合成ごうせいすることはできない。

かく融合ゆうごうによって水素すいそからヘリウムが生成せいせいされると、重力じゅうりょくによっておもいヘリウムはほし中心ちゅうしんへとかい恒星こうせいしんになる。これにたい水素すいそそとからかく融合ゆうごうつづける。必然ひつぜんてき恒星こうせいしんはヘリウムばかりになり、重力じゅうりょく提供ていきょうげんになるが、かく融合ゆうごう主役しゅやくである水素すいそ徐々じょじょっていく。水素すいそだい部分ぶぶん使つかくされた時点じてんで、恒星こうせいかく融合ゆうごう継続けいぞくむずかしくなる。このとき恒星こうせい十分じゅうぶん質量しつりょうたない場合ばあいは、圧力あつりょく温度おんどがらず、ここでかく融合ゆうごうえ、元素げんそ合成ごうせいわる。

これにたいし、恒星こうせい十分じゅうぶん質量しつりょうっていると、さらに元素げんそ合成ごうせい反応はんのうすすむ。ベリリウム8が崩壊ほうかいするまえにさらにヘリウム4が融合ゆうごうされることによって炭素たんそ12合成ごうせいされる(くわしくは「トリプルアルファ反応はんのう」を参照さんしょうのこと)。炭素たんそ12は安定あんてい同位どういたいであるため、恒星こうせいはヘリウムを炭素たんそ12にけて合成ごうせいする。このとき恒星こうせい太陽たいようの8ばい以上いじょう十分じゅうぶん質量しつりょうがあると、さらに炭素たんそ12とヘリウム4の合成ごうせいによって酸素さんそ16生成せいせいされる。さらに恒星こうせい質量しつりょうおも場合ばあい酸素さんそ16同士どうし合成ごうせいケイ素けいそ28とヘリウム4が発生はっせいする。これ以降いこう恒星こうせい燃焼ねんしょうつづけ、発生はっせいした元素げんそ恒星こうせい中心ちゅうしん沈殿ちんでんし、恒星こうせい中心ちゅうしんしずんでしんになった元素げんそ重力じゅうりょくによる圧縮あっしゅくとそれによる高温こうおんだかあつでのかく融合ゆうごうつづけながら恒星こうせいつづける。しかしながら、もしかく融合ゆうごう必要ひつよう高温こうおんだかあつ供給きょうきゅうできなくなると、その時点じてんかく融合ゆうごうまり、恒星こうせいとしての元素げんそ合成ごうせい終了しゅうりょうする。

ところで、珪素けいそてつすべての元素げんそなかでも原子核げんしかく非常ひじょう安定あんていしていることでられている。基本きほんてきかく融合ゆうごうは、不安定ふあんてい原子核げんしかく融合ゆうごうすることによって、より安定あんてい原子核げんしかくつくられるために反応はんのうすすむのである。したがって、珪素けいそてつ変換へんかんえると恒星こうせいはそれ以上いじょうかく融合ゆうごうつづけることができなくなる。結局けっきょく、いくらだい質量しつりょう恒星こうせいであっても、ここでねつかく融合ゆうごうによる元素げんそ合成ごうせい終了しゅうりょうする。なお、恒星こうせい質量しつりょうにも限界げんかいがあるとかんがえられているが、ここでは恒星こうせい質量しつりょう限界げんかいよりも、かく融合ゆうごうによってエネルギーがせるかどうかがネックとなって元素げんそ合成ごうせい終了しゅうりょうする。

恒星こうせい元素げんそ合成ごうせい終了しゅうりょうすると恒星こうせいしん重力じゅうりょく崩壊ほうかいこす。太陽たいようの8ばい程度ていどまでの恒星こうせいであればそとからうしないつつしんだけがのこされ、しん圧縮あっしゅくされて白色はくしょく矮星になる。太陽たいようの8ばい以上いじょう質量しつりょうがある場合ばあい恒星こうせい圧縮あっしゅくえかねてばくする。これが超新星ちょうしんせい爆発ばくはつであり、超新星ちょうしんせい爆発ばくはつ途中とちゅうでは中性子ちゅうせいし捕獲ほかくなどによってさらに元素げんそ合成ごうせいされる。これは超新星ちょうしんせい元素げんそ合成ごうせいんで区別くべつする。ちなみに、太陽たいようより30ばい以上いじょうおもさになると重力じゅうりょく崩壊ほうかいちゅう特異とくいてん発生はっせいブラックホール形成けいせいされるとかんがえられている。

なお、赤色あかいろ矮星のようなかる恒星こうせい場合ばあい水素すいそ燃焼ねんしょうだけでその恒星こうせい寿命じゅみょうえる。赤色あかいろ矮星の場合ばあい物質ぶっしつ収束しゅうそくのための重力じゅうりょくちいさいため、かく融合ゆうごう非常ひじょうゆるやかにおこなわれる。最終さいしゅうてきには水素すいそ燃焼ねんしょうしつくすとそれ以上いじょうかく融合ゆうごうおこなうことはなく、おも元素げんそ合成ごうせいすることはい。太陽たいよう程度ていどおおきさのほし赤色あかいろ巨星きょせいになったのち炭素たんそ合成ごうせい程度ていどかく融合ゆうごうめて白色はくしょく矮星になり、終了しゅうりょうする。一方いっぽうおもおおきいほしになれば元素げんそ合成ごうせい急速きゅうそくすすみ、おおくの元素げんそ合成ごうせいする。

中心ちゅうしんてき反応はんのう

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赤色あかいろ巨星きょせい断面だんめん元素げんそ合成ごうせい原子げんし形成けいせいがあらわされている。

恒星こうせい原子核げんしかく合成ごうせいにおいてもっと重要じゅうよう反応はんのう

脚注きゃくちゅう

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  1. ^ F. Hoyle (1946). “The synthesis of the elements from hydrogen”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 106: 343–383. https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1946MNRAS.106..343H/abstract. 
  2. ^ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle (1957). “Synthesis of the Elements in Stars”. Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 

参照さんしょう

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関連かんれん項目こうもく

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外部がいぶリンク

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