ネオン燃焼過程

ネオン燃焼過程

ネオン燃焼過程（Neon burning process）は、太陽の少なくとも8倍以上の質量を持つ、いわゆる大質量星がその一生の晩年において経験する、核融合による元素合成の重要な段階の一つです。

この過程は、恒星の中心核（コア）において、先行する炭素燃焼過程で燃料となっていた炭素がほぼ消費し尽くされた後に始まります。炭素燃焼が終了すると、核融合反応によるエネルギー生成が急激に減少し、中心核を内側から支えていた圧力が低下します。この結果、コアは自身の持つ巨大な重力によって圧縮され始めます。

重力による圧縮が進行すると、コアの密度と温度は再び劇的に上昇します。ネオン燃焼過程が開始され、維持されるためには、極めて高い条件が必要とされます。具体的には、およそ 12億ケルビン（1.2 × 10⁹ K） という超高温と、1立方メートルあたり40億キログラム（4 × 10⁹ kg/m³） にも達する非常に高い密度が必要となります。

このような桁外れの高温環境下では、通常の核融合反応だけでなく、光崩壊（photodisintegration） と呼ばれる現象が無視できないほど頻繁に起こります。これは、高エネルギーを持つガンマ線光子が原子核に衝突し、原子核を分解してしまう現象です。ネオン燃焼過程においては、中心核に存在するネオン原子核（主に²⁰Ne）の一部が、この光崩壊によってヘリウム原子核（アルファ粒子、⁴He）と酸素原子核（¹⁶O）に分解されます。

²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He

このようにして生成されたアルファ粒子が、周囲に残っているネオン原子核（²⁰Ne）や、光崩壊で生成された酸素原子核（¹⁶O）と衝突し、さらに核融合反応が進みます。主な反応経路としては、生成されたアルファ粒子がネオンと融合してマグネシウムを生成する反応が挙げられます。

²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ

また、光崩壊で生成された酸素とアルファ粒子が反応し、ケイ素などを生成する反応も起こりえますが、ネオン燃焼の主要な燃料消費とエネルギー生成は、上記のようなネオンを含む反応によって担われます。反応が進行するにつれて、中心核のネオンは徐々に消費されていき、その代わりに酸素（¹⁶O） とマグネシウム（²⁴Mg） といったより重い元素が中心部に蓄積されていきます。

このネオン燃焼過程は、星の進化の全期間から見れば比較的短い期間であり、通常、数年程度で終焉を迎えます。これは、中心核に存在するネオンという燃料が核融合反応によって使い果たされるためです。燃料の枯渇は、再び核融合によるエネルギー生成の減少を招き、コアを支える内圧が低下します。

ネオン燃焼が終了した後のコアは、再度重力によって圧縮されます。この一層の収縮とそれに伴う温度・密度の上昇が、中心部に蓄積された酸素やマグネシウムを燃料とする、次の段階である酸素燃焼過程を開始させる引き金となるのです。

ネオン燃焼過程は、炭素燃焼と酸素燃焼の間に位置し、星の中心部で鉄よりも重い元素が合成される過程（シリコン燃焼過程）に至るための、重要な中間段階と言えます。この段階を通過することで、大質量星はその中心にタマネギのような重元素の層構造を形成していくことになります。

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