光崩壊

光崩壊（Photodisintegration）について

光崩壊とは、非常に高エネルギーのガンマ線が原子核に作用することで、原子がその構成要素に崩壊する過程を指します。この現象は、光壊変や光分解とも呼ばれ、原子核から陽子が放出されることにより引き起こされます。光崩壊は、核融合反応とは本質的に逆の過程であるため、そのメカニズムや影響は明確に異なります。

光崩壊の特性の一つとして、対象となる原子核の質量によって反応の性質が変化することが挙げられます。具体的には、鉄より軽い原子核が崩壊する際にはエネルギーを吸収し、逆に鉄より重い原子核の場合はエネルギーを放出します。この性質は、特に超新星の元素合成プロセスにおいて重要な役割を果たします。

光崩壊の反応式

光崩壊を一般的に示す反応の一例として、重水素の崩壊が挙げられます。以下の反応式によって表されます。

$$
^{2}_{1}D + \\gamma \rightarrow {}_{1}^{1}H + n
$$

この反応では、重水素（D）がガンマ線に晒されることで崩壊し、軽水素と中性子に分かれます。この反応は、陽子と中性子の質量差を測定した歴史的な実験に利用され、これにより中性子が陽子および電子の束縛系ではないことが証明されました。

さらに、重い原子の場合の光崩壊反応も存在します。たとえば、ネオンの光崩壊は以下のように記述されます。

$$
^{20}Ne + \\gamma \rightarrow {}^{16}O + {}^{4}He
$$

また、珪素が高温高圧の条件下で崩壊する場合、次のような反応が起こります。

$$
^{28}Si + \\gamma \rightarrow {}^{27}Al + p
$$
$$
^{28}Si + \\gamma \rightarrow {}^{24}Mg + {}^{4}He
$$

一部のマグネシウム核はさらに崩壊する可能性があるため、最近の研究では92Moや144Smの光崩壊にも注目されています。

超新星と光崩壊

超新星は、恒星がその生涯の終わりに到達したときに発生します。星の中心部は、500億度を超える高温高圧からなる環境ですが、ここで鉄の光崩壊が生じ、鉄原子は主にヘリウムと中性子に分裂します。この現象は次のような反応式で示されます。

$$
^{56}Fe + \\gamma \rightarrow 13 \times {}^{4}He + 4n
$$

加えて、同時に電子捕獲も行われ、陽子が中性子に変化します。これは恒星の中心部が最終的に中性子の塊となることを導きます。このプロセスが進行すると、中心から外部に向けての圧力が減少し、恒星は収縮し始めます。

その後、外部の鉄原子が中心に向かって押し寄せ、衝突が引き起こされます。このとき発生する衝撃波は、冷却された中性子の核から放出されるニュートリノにより増幅され、やがて恒星が爆発します。特に、太陽の250倍以上の質量を持つ恒星では、その最期に光崩壊が極めて重要な役割を果たします。

この段階での光崩壊は、エネルギーを大きく吸収し、恒星の核の温度と圧力を低下させます。これにより、核の崩壊が始まり、最終的には重力崩壊が起こり、ブラックホールが形成されるのです。

光崩壊は宇宙の進化を理解する上で欠かせない現象であり、その全体像を把握することで、私たちは宇宙の神秘に近づくことができるでしょう。

参照・関連項目

• - 光核反応
• - 恒星進化論

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