アルファプロセス

アルファ過程（アルファ捕獲またはアルファラダーとも呼ばれる）は、恒星がヘリウムをより重い元素に変換する2種類の核融合反応のうちの1つである。もう1つの種類は、ヘリウムのみを消費して炭素を生成するトリプルアルファ過程と呼ばれる一連の反応である。^{[ 1 ]}アルファ過程は、大質量星や超新星爆発の際に最も一般的に発生する。

どちらの過程も、水素核融合によって生成され、それが三重アルファ過程とアルファラダー過程の両方の燃料となるヘリウムとなります。三重アルファ過程で十分な炭素が生成されると、アルファラダーが始まり、より重い元素の核融合反応が以下の順序で起こります。各段階では、前の反応の生成物とヘリウムのみが消費されます。特定の恒星で開始できる後期段階の反応は、恒星の外層で前の段階の反応がまだ進行中の間に始まります。

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

各反応で生成されるエネルギーEは主にガンマ線( γ )の形で放出され、少量のエネルギーが副生成物元素に付加運動量として取り込まれます。

上記のシーケンスはここで終わるという誤解がよくあります。${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$（または${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$これは、の崩壊生成物である。${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$^{[ 2 ]} ) なぜなら、それは最も強く結合した核種核子あたりの核結合エネルギーが最も高い核種であり、より重い原子核の生成はエネルギーを反応のではなく、吸熱反応。${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$（ニッケル-62）は実際には結合エネルギーの観点から最も強く結合した核種である^{[ 3 ]}（ただし${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$（核子あたりのエネルギーまたは質量が低い）。${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$実際には発熱反応であり、アルファの追加は、${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$[ ^{4 ]しかし、それでもこの系列は}鉄で事実上終了する。恒星内部の条件により、光崩壊とアルファ過程の競合が鉄付近で光崩壊を有利にするため、この系列はニッケルより重い元素を生成する前に停止する。^{[ 2 ] [ 5 ]}これにより、${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$生産されているものよりも${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

これらの反応はすべて、恒星内部の温度と密度では非常に低い速度で進行するため、恒星の総エネルギー出力に大きく寄与することはありません。クーロン障壁が増加するため、ネオンよりも重い元素（Z > 10 ）では、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、その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の整数倍であることから、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。

• 安定なアルファ元素は、C、O、Ne、Mg、Si、Sです。
• アルゴン（Ar）とカルシウム（Ca）は「観測的に安定」な元素である。これらは、 II型超新星爆発につながるシリコン核融合段階の前に、アルファ粒子捕獲によって合成される。
• SiとCaは純粋なアルファ過程元素である。
• マグネシウムは、プロトン捕捉反応によって別途消費される可能性がある。

酸素（ O ）の位置づけについては議論があり、一部の著者^{[ 6 ]}はそれをアルファ元素とみなしているが、そうでない著者もいる。Oは低金属量種族II星では確かにアルファ元素である。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る。

CとNはOと同様に核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みなされることもありますが、その位置づけは曖昧です。これら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、このサイクルはアルファラダー過程が大量のアルファ元素（C、N、Oを含む）を生成し始める温度よりもはるかに低い温度で進行する可能性があります。そのため、恒星にC、N、Oが存在するだけでは、アルファ過程が実際に進行しているとは断言できません。したがって、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」と呼ぶことに抵抗を感じています。

アルファ過程は、一般的に、恒星が十分に質量が大きい場合（約 10太陽質量以上）にのみ大量に発生します。^{[ 7 ]}これらの恒星は、年齢を重ねるにつれて収縮し、中心温度と密度がアルファ過程を可能にするのに十分なレベルまで上昇します。必要量は原子質量とともに増加し、特に後期段階（シリコン燃焼と呼ばれることもあります）では、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 ]}十分に質量の大きい恒星は、恒星を最初に構成する水素とヘリウムのみから、鉄ピークまでの元素を合成することができます。^{[ 6 ]}

通常、アルファ過程（またはアルファ捕獲）の最初の段階は、恒星のヘリウム燃焼段階がヘリウムが枯渇した後に起こります。この時点で、自由核種は${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}$ヘリウムを捕獲して${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}}}$[ ^{9 ]}このプロセスは、中心部がヘリウム燃焼段階を終えた後も続き、中心部の周囲のシェルがヘリウムを燃焼させ、中心部へ対流し続ける^。 [ 7 ^]第2段階（ネオン燃焼）は、1つのネオンの光崩壊によってヘリウムが放出されることから始まる。${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}}$原子がアルファラダーを上昇し続けることを可能にする。シリコン燃焼はその後、光崩壊によって開始される。${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}}}$同様に、この時点以降、${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$先に述べたピークに達する。恒星崩壊によって生じる超新星衝撃波は、これらの現象が短時間発生するのに理想的な条件を提供する。

光崩壊と再配列を伴うこの最終加熱の間、核粒子は超新星爆発とその後の放出中に、部分的にアルファ過程によって最も安定な形態に変換される。${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$また、上記のすべての生成物元素は放射性であり、より安定した同位体に崩壊します。例えば、${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$形成されて崩壊する${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$[ ^{9 ]​}

恒星中のアルファ元素の総存在量は通常、対数で表され、天文学者は慣習的に角括弧表記を用いる。

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

どこ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$は単位体積あたりのアルファ元素の数であり、${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$は単位体積あたりの鉄原子核の数です。これは、数を計算するために用いられます。${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$どの元素を「アルファ元素」とみなすべきかという点が議論の的となっている。理論的な銀河進化モデルでは、宇宙初期には鉄に比べてアルファ元素の方が多く存在していたと予測されている。

• [α/Fe]対[Fe/H]図
• 異常な年齢を持つアルファ線増強星

• 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元素存在量」 . 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 .