アルファプロセス

アルファ過程はアルファ捕獲またはアルファラダーとも呼ばれ、恒星がヘリウムをより重い元素に変換する核融合反応の2つのクラスの1つです。もう1つのクラスはトリプルアルファ過程と呼ばれる反応サイクルで、ヘリウムのみを消費し、炭素を生成します。^{[1]アルファ過程は、大質量星と}超新星爆発時に最も一般的に発生します。

どちらのプロセスも水素の融合が先行し、トリプルアルファプロセスとアルファラダープロセスの両方の燃料となるヘリウムを生成します。トリプルアルファプロセスで十分な量の炭素が生成されると、アルファラダーが始まり、以下の順序で、より重い元素の融合反応が起こります。各ステップでは、前の反応の生成物とヘリウムのみが消費されます。特定の星で開始できる後期段階の反応は、前の段階の反応が星の外層でまだ進行中の間に始まります。

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4.73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5.13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8.00\ MeV}}\end{array}}}$

各反応によって生成されるエネルギーEは主にガンマ線( γ )の形で現れ、少量は副産物の元素によって付加的な運動量として吸収されます。

上記のシーケンスは（または^[2]の崩壊生成物である）で終了するという誤解がよくあります。これは、 が最も強く結合した核種、つまり核子あたりの核結合エネルギーが最も高い核種であり、より重い核の生成はエネルギーを放出する（発熱）のではなく消費する（吸熱的）ためです。（ニッケル-62）は、結合エネルギーの点で最も強く結合した核種です^[3]（ただし、核子あたりのエネルギーまたは質量はより低い）。 この反応は実際には発熱反応であり、確かにアルファ粒子の追加は までずっと発熱反応であり続けますが、^{[4]それにもかかわらず、シーケンスは実質的に鉄で終了します。 シーケンスはニッケルよりも重い元素を生成する前に停止します。これは、恒星内部の条件により、}鉄の周囲で光崩壊とアルファ過程の競合が起こり、光崩壊が優先されるためです^{[2] [5]}。これにより、鉄よりも多くの元素が生成されます。${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

これらの反応はすべて、恒星の温度と密度では非常に低い速度で起こるため、恒星の総出力にそれほど大きなエネルギーは寄与しません。ネオンよりも重い元素( Z > 10 ) では、クーロン障壁が増加するため、これらの反応はさらに起こりにくくなります。

アルファ過程元素（またはアルファ元素）は、最も豊富な同位体がヘリウム原子核（アルファ粒子）の質量である4の整数倍であるため、このように呼ばれています。これらの同位体はアルファ核種と呼ばれます。

• 安定したアルファ元素は、C、O、Ne、Mg、Si、Sです。
• ArとCa の元素は「観測的に安定」しています。これらは、 II 型超新星につながるシリコン融合段階の前にアルファ捕獲によって合成されます。
• SiとCa は純粋なアルファ過程元素です。
• Mg はプロトン捕獲反応によって別途消費される可能性があります。

酸素（ O ）の状態については議論があり、一部の研究者^[6]はそれをアルファ元素とみなしていますが、他の研究者はそう考えていません。Oは、低金属量の 種族IIの恒星では確かにアルファ元素です。OはII型超新星で生成され、その増加は他のアルファ過程元素の増加とよく相関しています。

CとN は、 Oと同様に原子核のアルファ捕獲反応で合成されるため、アルファ過程元素と見なされることがあります。ただし、そのステータスはあいまいです。3 つの元素はそれぞれ、 CNO サイクルによって生成 (および消費) されますが、これはアルファ ラダー過程が大量のアルファ元素 ( C、N、およびOを含む) の生成を開始する温度よりもはるかに低い温度で進行します。そのため、星にC、N、またはOが存在するだけでは、アルファ過程が実際に進行中であることを明確に示すことはできません。そのため、一部の天文学者は、これら 3 つの元素を (無条件に)「アルファ元素」と呼ぶことに消極的です。

アルファ過程は、通常、恒星が十分に重い場合（太陽の約10倍以上）にのみ大量に発生します。^[7]これらの恒星は年齢とともに収縮し、中心核の温度と密度が上昇してアルファ過程を可能にするのに十分なレベルになります。原子質量とともに必要量が増加し、特に後期段階では（シリコン燃焼と呼ばれることもあります）、そのため超新星で最も一般的に発生します。^[8] II型超新星は主に酸素とアルファ元素（Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Ti）を合成し、 Ia型超新星は主に鉄ピークの元素（Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni）を生成します。^[7]十分に重い恒星は、最初に恒星を構成していた水素とヘリウムのみから、鉄ピークまでの元素を合成できます。^[6]

通常、アルファ過程（またはアルファ捕獲）の第一段階は、恒星のヘリウム燃焼段階でヘリウムが枯渇すると起こります。この時点で、ヘリウムが自由捕獲されて が生成します。^[9]このプロセスは、コアがヘリウム燃焼段階を終えた後も続き、コアの周りのシェルがヘリウムを燃焼し続け、コアに対流します。 ^[7]第二段階（ネオン燃焼）は、1つの原子の光分解によってヘリウムが解放され、別の原子がアルファラダーを上ることができるようになると始まります。その後、同様の方法で の光分解によってシリコンの燃焼が開始されます。この時点以降、前述のピークに達します。恒星の崩壊によって生成される超新星衝撃波は、これらのプロセスが短時間発生するのに理想的な条件を提供します。 ${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}$${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}}}$${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}}$${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}}}$${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$

光崩壊と再配置を伴うこの最終加熱の間、原子核粒子は超新星爆発とそれに続く放出の間に、部分的にアルファ過程を経て最も安定した形態に変換されます。 およびそれ以上では、生成元素はすべて放射性であるため、より安定した同位体に崩壊します。たとえば、が形成され、 に崩壊します。^[9]${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$

恒星中のアルファ元素の総量は通常対数で表され、天文学者は慣習的に角括弧表記法を使用する。

${\displaystyle \left[{\frac {\alpha }{\,{\ce {Fe}}\,}}\right]~\equiv ~\log _{10}{\left(\,{\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Sun}}}~,}$

ここで、は単位体積あたりのアルファ元素の数、 は単位体積あたりの鉄原子核の数です。この数を計算する目的上、どの元素を「アルファ元素」と見なすべきかが議論になります。理論的な銀河進化モデルでは、宇宙の初期には鉄に比べてアルファ元素の数が多かったと予測されています。 ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$

• Mendel, J. Trevor; Proctor, Robert N.; Forbes, Duncan A. (2007 年 8 月 21 日) [2007 年 5 月 31 日]. 「単一恒星集団モデルによる銀河球状星団の年齢、金属量、α 元素存在度」. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 379 (4) (2007 年 7 月 26 日発行): 1618–1636. arXiv : 0705.4511v2 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .