陽子-陽子連鎖反応

陽子-陽子連鎖反応（pp連鎖反応）

陽子-陽子連鎖反応は、恒星内部で水素をヘリウムに変換する核融合反応の一種であり、主に太陽のような質量が比較的小さい恒星でエネルギーを生成する主要なメカニズムです。この反応は、水素原子核（陽子）の質量の約0.7%を熱エネルギーに変換する「熱核融合反応」であり、恒星の輝きの源となっています。

反応の基本原理

2つの陽子がクーロン力に打ち勝って核融合するには、非常に高い温度と圧力が必要です。恒星内部では、陽子-陽子連鎖反応の完了には平均して10億年以上の時間がかかります。このゆっくりとした反応速度こそが、太陽のような恒星が長期間にわたってエネルギーを放射し続けることができる理由です。

陽子-陽子連鎖反応が恒星のエネルギー生成の基本であるという考えは、1920年代にアーサー・エディントンによって提唱されました。当初は、陽子がクーロン障壁を越えるには恒星の温度が低すぎると考えられていましたが、量子力学の発展により、トンネル効果によって低い温度でも陽子が融合できることが明らかになりました。

反応の段階

1. 第1段階: 2つの陽子（¹H）が結合して重水素（²H）を生成し、同時に陽[[電子]]とニュートリノが放出されます。


¹H + ¹H → ²H + e⁺ + νₑ


この反応で放出されるニュートリノは最大0.42MeVのエネルギーを持ち去ります。この段階は、陽子が中性子に変換される弱い相互作用によるため非常にゆっくり進行し、反応全体の律速段階となっています。太陽コアでの平均反応時間は約140億年です。

2. 対消滅: 放出された陽[[電子]]はすぐに電子と対消滅し、2つのガンマ線光子に変換されます。


e⁺ + e⁻ → 2γ


この際、1.02MeVのエネルギーが放出されます。

3. ヘリウム3の生成: 重水素は別の陽子と融合し、ヘリウム3（³He）を生成します。


²H + ¹H → ³He + γ


この反応では5.49MeVのエネルギーが放出されます。

ヘリウム4の生成過程（分枝）

ヘリウム4（⁴He）が生成される過程には、以下の3つの主要な分枝があります。

1. pp1分枝: 2つのヘリウム3原子核が融合してヘリウム4を生成します。この分枝は温度が1000万～1400万度の環境で優勢です。


³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H


pp1分枝を通る場合、連鎖反応全体で26.7MeVのエネルギーが放出されます。

2. pp2分枝: pp1で生成されたヘリウム4が反応に関与し、ベリリウム7を経由してリチウム7を生成し、さらにヘリウム4が作られます。温度が1400万～2300万度の環境で優勢です。この過程で放出されるニュートリノは、0.861MeVまたは0.383MeVのエネルギーを持ちます。

3. pp3分枝: pp2と同様に、ベリリウム7が反応に関与しますが、この過程ではホウ素8を経由してヘリウム4を生成します。温度が2300万度以上の環境で優勢です。この分枝で放出されるニュートリノは最もエネルギーが高い（最大14.06 MeV）ため、太陽ニュートリノの検出実験で重要な役割を果たします。

その他の分枝

ごく稀に、ヘリウム3が陽子と直接融合してヘリウム4を生成する反応（pp4分枝またはHep分枝）も起こりますが、確率は非常に小さいです（約10⁻⁵）。


³He + ¹H → ⁴He + νₑ + e⁺

エネルギー生成

陽子-陽子連鎖反応では、最終的にヘリウム4原子核が生成される際に、質量の一部がエネルギーに変換されます。このエネルギーはガンマ線やニュートリノの形で放出されます。ガンマ線として放出されたエネルギーは恒星内部を加熱し、熱運動が自己重力による収縮に拮抗することで恒星の形が保たれます。一方、ニュートリノは物質との相互作用が非常に少ないため、恒星の構造維持には寄与しません。

pep反応

陽子-陽子連鎖反応の最初の段階で、通常の反応（pp反応）の代わりに、陽子、電子、陽子が反応するpep反応が起こる場合があります。この反応は確率が低いですが、より高エネルギーのニュートリノを放出します。


¹H + e⁻ + ¹H → ²H + νₑ


太陽では、pep反応はpp反応の約1/400の確率で起こります。pep反応で放出されるニュートリノは1.44MeVのエネルギーを持ち、太陽ニュートリノ観測において重要な手がかりとなります。

出典

尾崎洋二『宇宙科学入門』（第2版第1刷）東京大学出版会、2010年。ISBN 978-4-13-062719-1。

関連項目

トリプルアルファ反応
* CNOサイクル

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