炭素燃焼プロセス

炭素燃焼プロセスまたは炭素核融合は、大質量星（誕生時に少なくとも8個）の中心核で起こる一連の核融合反応であり、炭素を他の元素と結合させます。これには、高温（> 5×10 ⁸ Kまたは50 keV）と高密度（> 3×10 ⁹ kg/m ³）が必要です。^[1]${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

温度と密度のこれらの数値は、あくまでも目安です。質量の大きい恒星は、（近似的な）静水圧平衡を保つために、より大きな重力を相殺する必要があるため、核燃料をより速く燃焼します。これは通常、質量の小さい恒星よりも密度は低いものの、温度は高いことを意味します。^[2]特定の質量と進化の特定の段階について正しい数値を得るには、コンピューターアルゴリズムで計算された数値恒星モデルを使用する必要があります。^[3]このようなモデルは、核物理学実験（核反応率を測定）と天文学的観測（質量損失の直接観測、ドレッジアップイベントとして知られる対流帯が表面から核融合燃焼領域に発達し、核生成物が表面にもたらされた後のスペクトル観測からの核生成物の検出、およびモデルに関連する他の多くの観測を含む）に基づいて継続的に改良されています。^[4]

主な反応は以下の通りである: ^[5]

この一連の反応は、相互作用する 2 つの炭素原子核が集まって²⁴ Mg 原子核の励起状態を形成し、それが上記の 5 つの方法のいずれかで崩壊すると考えることで理解できます。^[6]最初の 2 つの反応は、放出される大きな正のエネルギーによって示されるように、非常に発熱的であり、相互作用の結果として最も頻繁に発生します。 3 番目の反応は、放出されるのではなくエネルギーが吸収されることを示す大きな負のエネルギーによって示されるように、非常に吸熱的です。 このため、炭素燃焼の高エネルギー環境では、この反応が起こる可能性ははるかに低くなりますが、それでも起こり得ます。 ^[5]しかし、この反応で生成される少数の中性子は重要です。なぜなら、これらの中性子は、ほとんどの恒星に微量に存在する重い原子核と結合して、s 過程でさらに重い同位体を形成する可能性があるからです。^[7]

4番目の反応は、その大きなエネルギー放出から最も一般的であると予想されるかもしれないが、実際には、最初の2つの反応のように核子間の強い力を利用するのではなく、電磁相互作用を介して進行し、^[5]ガンマ線光子を生成するため、極めて起こりにくい。核子は、このエネルギーの光子から見た場合よりも、お互いに大きく見える。しかし、この反応で生成された²⁴ Mgは、炭素燃焼プロセスが終了したときにコアに残る唯一のマグネシウムであり、²³ Mgは放射性である。

最後の反応も、3つの反応生成物が関与し、^[5]吸熱反応でもあるため、非常に起こりにくいです。反応が逆に進行すると考えると、3つの生成物がすべて同時に収束する必要があり、2体相互作用よりも起こりにくいです。

2 番目の反応で生成された陽子は、陽子-陽子連鎖反応、またはCNO サイクルに参加できますが、 ²³ Naに捕獲されて²⁰ Ne と⁴ He 原子核を形成することもできます。^[5]実際、 2 番目の反応で生成された²³ Na のかなりの部分がこのように使用されます。^[6] 9太陽質量から 11 太陽質量までの恒星では、恒星進化の前段階でヘリウム融合によってすでに生成された¹⁶ O は、一部が⁴ He原子核の捕獲によって消費されるにもかかわらず、炭素燃焼プロセスをかなりうまく生き残ります。^{[1] [8]}したがって、炭素燃焼の結果は、主に酸素、ネオン、ナトリウム、マグネシウムの混合物です。^{[3] [5]}

2つの炭素原子核の質量エネルギーの合計がマグネシウム原子核の励起状態の質量エネルギーの合計に似ているという事実は、「共鳴」として知られています。この共鳴がなければ、炭素の燃焼は100倍高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調査は、まだ研究対象となっています。^{[9]同様の共鳴は、炭素の最初の生成の原因である}トリプルアルファ過程の可能性を高めます。

ニュートリノ損失は、炭素燃焼の温度と密度での恒星の核融合プロセスにおける主要な要因になり始めます。主な反応にはニュートリノは関与しませんが、陽子-陽子連鎖反応などの副反応には関与します。しかし、これらの高温でのニュートリノの主な発生源は、量子論で対生成として知られるプロセスです。2つの電子の静止質量よりも大きいエネルギー（質量エネルギー等価性）を持つ高エネルギーガンマ線は、恒星の原子核の電磁場と相互作用し、電子と陽電子の粒子と反粒子の対になることができます。

通常、陽電子は他の電子とすぐに対消滅して2つの光子を生成するため、このプロセスは低温では無視しても問題ありません。しかし、10 ¹⁹対生成のうち約1つ^[2]は、電子と陽電子の弱い相互作用で終わり、ニュートリノと反ニュートリノの対に置き換わります。ニュートリノは実質的に光速で移動し、物質と非常に弱く相互作用するため、これらのニュートリノ粒子は通常、相互作用することなく恒星から脱出し、質量エネルギーを持ち去ります。このエネルギー損失は、炭素核融合からのエネルギー出力に匹敵します。

このようなプロセスによるニュートリノ損失は、最も質量の大きい恒星の進化においてますます重要な役割を果たしています。ニュートリノ損失は、恒星に損失を相殺するために燃料をより高温で燃焼させるよう強います。^[2]核融合プロセスは温度に非常に敏感であるため、恒星は静水力平衡を維持するためにより多くのエネルギーを生み出すことができますが、それには次々と核燃料をより急速に燃やすという代償が伴います。核融合は燃料の原子核が重くなるにつれて単位質量あたりのエネルギーが少なくなり、恒星の中心核は1つの燃料から次の燃料に切り替えるときに収縮して加熱されるため、これらのプロセスは両方とも、次々と使用される核融合燃焼燃料の寿命を大幅に短縮します。

ヘリウム燃焼段階まではニュートリノの損失はごくわずかである。しかし、炭素燃焼段階以降は、ニュートリノの形で失われるエネルギーによる恒星の寿命の短縮は、燃料の変化とコアの収縮によるエネルギー生産の増加とほぼ一致する。最も重い恒星の連続的な燃料の変化では、寿命の短縮はニュートリノの損失によって支配される。たとえば、太陽の25倍の質量を持つ恒星は、コアで水素を10 ⁷年、ヘリウムを10 ⁶年、炭素をわずか10 ³年燃焼する。^[10]

ヘリウム核融合の過程で、恒星は炭素と酸素を豊富に含む不活性な核を形成する。不活性な核は最終的に重力により崩壊するのに十分な質量に達し、ヘリウムの燃焼は徐々に外側へ移動する。不活性な核の容積が減少することで、温度が炭素発火温度まで上昇する。これにより核周辺の温度が上昇し、核周辺の殻でヘリウムが燃焼するようになる。^[11]この外側には水素を燃焼する別の殻がある。結果として生じる炭素燃焼は核からエネルギーを供給し、恒星の機械的平衡を回復する。しかし、この平衡は短命で、太陽質量の25倍の恒星では、核の炭素のほとんどがわずか600年で消費される。このプロセスの持続時間は、恒星の質量によって大きく異なる。^[12]

太陽の8～9倍の質量以下の恒星は、炭素を燃焼させるのに十分な中心温度に達することはなく、代わりにヘリウムの殻の閃光によって外殻が惑星状星雲の中でゆっくりと放出された後、炭素酸素白色矮星としてその生涯を終える。^{[3] [13]}

8太陽質量から12太陽質量の恒星では、炭素酸素核は縮退状態にあり、炭素の点火は炭素閃光として起こり、それはわずか数ミリ秒続き、恒星核を崩壊させる。^[14]この核燃焼の最終段階では、大規模な恒星風が発生し、外層が急速に惑星状星雲に放出され、約1.1太陽質量のO-Ne-Na-Mg白色矮星核が残る。[3]核は、炭素よりも重い元素の核融合燃焼がさらに進むのに十分な温度に達することはない。^{[13 ]}

太陽の12倍以上の質量を持つ恒星は、非縮退核で炭素燃焼を開始し^[14]、炭素が枯渇した後、不活性核（O、Ne、Na、Mg）の収縮によって温度が十分に上昇すると、ネオン燃焼プロセスが進行します^{[13] 。}

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