炭素燃焼過程

炭素燃焼過程：恒星内部の核融合反応

炭素燃焼過程、または炭素融合とは、恒星の内部で炭素原子同士が融合する核融合反応のことです。この反応は、非常に高温（約6億K、または50keV）と高密度（約2億kg/m³）という極端な条件下でのみ起こり得ます。この条件を満たすことができるのは、誕生時の質量が少なくとも太陽の5倍以上の恒星に限られます。これらの恒星は、炭素燃焼が始まるまでに、水素やヘリウムといったより軽い元素を使い果たしています。

炭素燃焼に必要な条件

上記の温度と密度の数値はあくまで目安です。より大きく、重い恒星ほど、その強い重力に打ち勝って静水圧平衡を保つために、核融合の燃料となる軽い元素をより早く消費します。そのため、低質量の恒星と比較して、密度は低いものの、より高い温度に達することができます。

個々の恒星の正確な質量や進化段階を把握するためには、コンピューターで計算された恒星モデルの数値が不可欠です。これらのモデルは、天体観測や素粒子物理学の実験に基づいて常に改良されています。素粒子物理学実験では核反応速度の測定を行い、天体観測では、質量減少の直接観測、恒星表面の対流圏が深くなることで核生成物が表面に現れた際のスペクトル測定、その他関連する観測がこれらのモデル作成に役立っています。

炭素核融合反応の種類

炭素核融合反応の主なものは以下の通りです。

ネオン20とヘリウム4の生成:


¹²C + ¹²C → ²⁰Ne + ⁴He + 4.617 MeV


ナトリウム23と水素の生成:


¹²C + ¹²C → ²³Na + ¹H + 2.241 MeV


マグネシウム23と中性子の生成:


¹²C + ¹²C → ²³Mg + n - 2.599 MeV


マグネシウム24とガンマ線の生成:


¹²C + ¹²C → ²⁴Mg + γ + 13.933 MeV


* 酸素16と2つのヘリウム4の生成:


¹²C + ¹²C → ¹⁶O + 2⁴He - 0.113 MeV



これらの反応は、2つの炭素原子核が融合して励起状態のマグネシウム24を形成し、その後上記のいずれかの方法で崩壊すると考えられています。

反応生成物とエネルギー

最初の2つの反応は大きな正のエネルギーを示しており、これは強い発熱反応であることを意味します。これらの反応は最も頻繁に起こります。3番目の反応は負のエネルギーを示しており、吸熱反応であることを示します。この反応は、炭素燃焼の高エネルギー環境下で発生し得るものの、頻度は非常に低いものです。しかし、この反応によって少量の中性子が生成されることは、重い同位元素を形成する上で重要です。

4番目の反応は、大きなエネルギー放出を伴うため最も起こりやすいと予想されるかもしれませんが、実際には発生頻度は高くありません。この反応では、ガンマ線光子が生成されるため、核子間の強い力ではなく電磁力が関与します。しかし、この反応で生成されたマグネシウム24は、炭素燃焼後に残る酸素-ネオン-マグネシウム型の白色矮星に存在します。

最後の反応は、吸熱反応であるだけでなく、3つの生成物が必要なため、発生頻度は非常に低いです。この逆反応を考えると、3つの生成物が同時に同じ場所に集中する必要があるため、2つの相互作用よりも可能性が低くなります。

生成された陽子は、pp連鎖反応やCNOサイクルに組み込まれたり、ナトリウム23に捕獲されてネオン20とヘリウム4を生成したりします。実際、2番目の反応で生成されたナトリウム23のほとんどは、この反応で消費されます。

質量が太陽の4〜8倍の恒星では、ヘリウム燃焼で生成された酸素が残ります。そのため、炭素燃焼の終了後には、主に酸素、ネオン、マグネシウムの混合物が残ります。

2つの炭素原子核の質量エネルギーの合計が、励起状態のマグネシウム原子核の質量エネルギーにほぼ一致するという事実は、「共鳴」として知られています。この共鳴がなければ、炭素燃焼は100倍近い温度でしか起こりません。このような共鳴の実験的および理論的研究は、現在も研究課題となっています。

ニュートリノの損失

炭素燃焼の温度と圧力下では、ニュートリノの損失が重要になります。一般的には、ニュートリノは主な反応には関与しませんが、pp連鎖反応のような副次的な反応に関与します。しかし、このような高温では、量子論における対生成として知られる過程が主なニュートリノ源となります。

質量エネルギーの等価性により、静止質量を持つ2つの電子よりも大きなエネルギーを持つ高エネルギーガンマ線は、恒星内部の原子核の電磁場と相互作用し、電子と陽電子のペアを生成することがあります。通常、陽電子は電子とともにすぐに消滅し、2つの光子を生成します。この過程は低温では無視できますが、高温では生成された粒子対の一部が弱い相互作用を起こし、ニュートリノと反ニュートリノのペアに変換されます。これらのニュートリノは、ほぼ光速で移動し、物質との相互作用が非常に弱いため、質量エネルギーを保持したまま恒星から逃げ出します。このエネルギー損失は、炭素融合によるエネルギー生成に匹敵するほどです。

非常に重い恒星では、このニュートリノ損失はさらに重要になります。ニュートリノの損失によって失われたエネルギーを補うため、星は高温で燃料を燃焼せざるを得なくなり、静水圧平衡を保つために星はより多くのエネルギーを作り出します。しかし、核融合の燃料が重くなるほど、質量あたりのエネルギー生成は少なくなり、より多くの燃料が必要になります。核融合の燃料が重い元素に転換されるにつれて、恒星の核は収縮し、温度が上昇します。これらの要因は、核融合燃料の寿命を加速度的に減少させます。

ヘリウム燃焼まではニュートリノ損失は無視できる程度ですが、炭素燃焼からの寿命の減少は、ニュートリノの減少によって引き起こされると考えられています。これは、おおよそ燃料の変換と核の収縮に匹敵します。恒星の経年による燃料変換の連続は、ニュートリノの損失に支配されています。例えば、太陽の25倍の質量を持つ恒星は、核で水素を1000万年燃焼させ、ヘリウムを100万年燃焼させますが、炭素はわずか1000年しか燃焼させません。

恒星の進化における炭素燃焼

ヘリウム融合の間、恒星は炭素と酸素に富んだ不活性な核を形成します。この核は、重力によって最終的に崩壊するほど重くなり、ヘリウム燃焼層は徐々に恒星の内側から外側に移動します。この核の収縮により、炭素が燃焼を始めるのに十分な温度になります。これにより周辺の温度も上昇し、ヘリウムが恒星の核の周りの層で燃焼を開始します。その外側の層では水素が燃焼します。炭素燃焼は、核を物理的な平衡状態に戻すためのエネルギーを提供します。しかし、このバランスは短命で、太陽の25倍の質量を持つ恒星では、この過程で核内の炭素の大部分がわずか600年で使い尽くされます。

太陽質量の4倍以下の恒星は、炭素を燃焼させるのに十分な温度に達することなく、ヘリウムフラッシュで外層を緩やかに散逸させ、炭素と酸素で構成された白色矮星としてその一生を終えます。

太陽質量の4〜8倍の恒星は、理論的には炭素燃焼によってチャンドラセカール限界である1.4太陽質量を超える核での不活性な生成物を蓄積させ、壊滅的な崩壊につながる可能性があります。しかし、漸近巨星分枝星などのこれらの星では、大規模な質量減少が観察されており、これは起こりません。その代わりに、これらの恒星は炭素を核融合させ、酸素、マグネシウム、ネオンなどの反応生成物からなる不活性な恒星核はチャンドラセカール限界を超えません。

太陽質量の4〜8倍の恒星の炭素燃焼の終わりには、大規模な恒星風が発生し、酸素-ネオン-マグネシウムでできた白色矮星の核を残し、外層は惑星状星雲として放出されます。この核は、炭素よりも重い元素の核融合燃焼を開始するのに十分な温度には達しません。

太陽の8倍以上の質量を持つ恒星の場合、不活性な核が収縮し、温度が十分に上昇すると、ネオン燃焼が始まります。

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