酸素燃焼プロセス

酸素燃焼過程は、中心部の軽い元素を使い果たした大質量星で起こる一連の核融合反応です。酸素燃焼はネオン燃焼過程に先行し、シリコン燃焼過程に続きます。ネオン燃焼過程が終了すると、星の中心部は収縮して加熱され、酸素燃焼の点火温度に達します。酸素燃焼反応は炭素燃焼反応と似ていますが、酸素のクーロン障壁が大きいため、より高い温度と密度で起こらなければなりません。

反応

^{酸素は、(1.5–2.6)× 10⁹} K ^{[ 1 ]}の温度範囲と (2.6–6.7)× ^10¹² kg·m⁻³ ^[^{2 ]の}密度範囲で発火します。主な反応は以下で示されており、^{[ 3 ]}^{[ 4 ]}ここで分岐比は、重水素チャネルが開いている (高温の場合) ことを前提としています。^{[ 3 ]}

2×10 ⁹ K 付近では、酸素燃焼反応速度は約 2.8×10 ⁻¹² ( T ₉ /2) ³³であり、^{[ 3 ]}^{[ 5 ]}ここでT _9は十億ケルビン単位の温度です。全体として、酸素燃焼プロセスの主な生成物は²⁸ Si、^32,33,34 S、^35,37 Cl、^36,38 Ar、^39,41 K、および^40,42 Ca です。これらのうち、²⁸ Si と³² S が最終組成の 90% を占めます。^{[ 3 ]}星の質量やその他のパラメータに応じて、星の中心部の酸素燃料は 0.01〜5 年で枯渇します。^{[ 1 ]}^{[ 3 ]}その後のケイ素燃焼プロセスでは鉄が生成されますが、この鉄はそれ以上反応して星を支えるエネルギーを生成することはできません。

酸素燃焼過程は、外側に向かって、酸素燃焼殻、ネオン殻、炭素殻、ヘリウム殻、水素殻の順に進行します。酸素燃焼過程は、恒星の中心部で起こる最後の核反応であり、アルファ過程を経ずに進行します。

酸素燃焼前

¹⁶ O はネオンより軽いが、 ¹⁶ O は二重魔法核であり極めて安定しているため、酸素燃焼より先にネオン燃焼が起こる。酸素と比較すると、ネオンははるかに不安定である。その結果、ネオン燃焼は¹⁶ O + ¹⁶ Oよりも低い温度で起こる。 ^[⁹^]ネオン燃焼中、酸素とマグネシウムが星の中心部に蓄積される。酸素燃焼の開始時には、ヘリウム燃焼過程 ( ⁴ He(2α,γ) ¹² C(α,γ) ¹⁶ O)、炭素燃焼過程 ( ¹² C( ¹² C,α) ²⁰ Ne、¹² C(α,γ) ¹⁶ O)、およびネオン燃焼過程 ( ²⁰ Ne(γ,α) ¹⁶ O) により、恒星の中心部の酸素は豊富である。反応¹² C(α,γ) ^{16 O は、大量の}¹⁶ Oを生成するため、酸素燃焼中の反応速度に大きな影響を与えます。^[³^]

対流境界炎と中心からずれた酸素着火

質量が太陽質量の10.3倍を超える恒星では、酸素は中心部で発火するか、全く発火しないかのどちらかである。同様に、質量が太陽質量の9倍未満の恒星（追加の質量が降着しない場合）でも、酸素は中心部で発火するか、全く発火しないかのどちらかである。しかし、太陽質量の9～10.3倍の範囲では、酸素は中心部からずれた場所で発火する。

この質量範囲の恒星では、ネオン燃焼は恒星の中心ではなく対流層で起こります。9.5太陽質量の恒星の例では、ネオン燃焼は中心から約0.252太陽質量（約1560キロメートル）離れた外層で起こります。点火フラッシュから、ネオン対流層はさらに1.1太陽質量まで広がり、ピーク出力は約10³⁶W^になります。わずか1か月後には出力は約10³⁵Wまで低下し^、約10年間この状態が続きます。この段階の後、外層のネオンが枯渇し、恒星への内向きの圧力が増大します。これにより外層の温度は16億5000 万ケルビンまで上昇します。その結果、ネオン燃焼を伴う対流結合した火炎面が中心に向かって移動します。この火炎の動きが最終的に酸素燃焼につながります。約3 年後、炎の温度は約18億3000 万ケルビンに達し、酸素燃焼プロセスが開始されます。これは鉄の核が形成される約9.5年前に起こります。ネオン燃焼の開始と同様に、中心からずれた酸素燃焼が別の閃光とともに始まります。対流燃焼炎は、ネオンと酸素の両方の燃焼によって核に向かって進み、酸素燃焼殻は質量が継続的に縮小します。^{[ 8 ]}

ニュートリノの損失

酸素燃焼過程において、ニュートリノ放出によるエネルギー損失が重要となる。大きなエネルギー損失のため、酸素は重力に抗して恒星を支えるのに十分な放射圧を維持するために、10億ケルビンを超える温度で燃焼する必要がある。さらに、物質密度が十分に高い場合（ρ > 2× ^10⁷ g/cm³ ^{）、}2つの電子捕獲反応（ニュートリノを生成する）が重要となる。これらの要因により、重く密度の高い恒星では酸素燃焼の時間スケールがはるかに短くなる。^[⁷^]

爆発的な酸素燃焼

酸素燃焼プロセスは、静水圧条件下と爆発的条件下の両方で発生する可能性があります。爆発的酸素燃焼の生成物は、静水圧酸素燃焼の生成物と類似しています。ただし、安定酸素燃焼では多数の電子捕獲が伴うのに対し、爆発的酸素燃焼では光崩壊反応が著しく多く発生します。(3–4)× ^10⁹ Kの温度範囲では、光崩壊と酸素核融合は同程度の反応速度で発生します。^{[ 3 ]}

対不安定性超新星

非常に質量が大きい（140～260太陽質量）種族III星は、中心核の酸素燃焼中に電子対生成により不安定になることがある。その結果、熱核爆発が起こり、星は完全に破壊される。^{[ 2 ]}^{[ 6 ]}

参考文献

1 2 El Eid, MF、BS Meyer、および L.‐S. The. 「中心酸素燃焼終了までの大質量星の進化」 ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 2004 年 7 月 21 日。 Web. 2016 年 4 月 8 日。
1 2 Hirschi. "超大質量星の進化と元素合成". arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 2014年9月24日。
1 2 3 4 5 6 7ウーズリー、ヘーガー、ウィーバー。「大質量星の進化」。Reviews of Modern Physics、第74巻、2002年10月。
↑クレイトン、ドナルド。『恒星進化と元素合成の原理』（1983年）。
1 2 Caughlan および Fowler。「熱核反応速度」。Atomic Data and Nuclear Data Tables、40、283–334 (1988)。
1 2 Kasen、Woosley、Heger。「ペア不安定性超新星：光度曲線、スペクトル、および衝撃波のブレイクアウト」。天体物理学ジャーナル734:102、2011年6月20日。
1 2キャロル、ブラッドリー W.、デール A. オストリー。「現代天体物理学入門」。サンフランシスコ、ピアソンアディソンウェスリー、2007 年。
1 2 S. E. Woosley および Alexander Heger。「9〜10太陽質量の恒星の驚くべき死」。arXiv:1505.06712v1。2015 年 5 月。
1 2ロンゲア、マルコム。「高エネルギー天体物理学」、第3版、（2011年）。

外部リンク

炭素と酸素の核融合/ 天体物理学スペクテイター、2005年
Arnett, WD大質量星の進化の進展 VI – 酸素燃焼 / Astrophysical Journal、第194巻、1974年12月1日、第1部、 373–383ページ。

[:1-1] 1 2 El Eid, MF、BS Meyer、および L.‐S. The. 「中心酸素燃焼終了までの大質量星の進化」 ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 2004 年 7 月 21 日。 Web. 2016 年 4 月 8 日。

[:6-2] 1 2 Hirschi. "超大質量星の進化と元素合成". arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 2014年9月24日。

[:0-3] 1 2 3 4 5 6 7ウーズリー、ヘーガー、ウィーバー。「大質量星の進化」。Reviews of Modern Physics、第74巻、2002年10月。

[4] クレイトン、ドナルド。『恒星進化と元素合成の原理』（1983年）。

[:2-5] 1 2 Caughlan および Fowler。「熱核反応速度」。Atomic Data and Nuclear Data Tables、40、283–334 (1988)。

[:7-6] 1 2 Kasen、Woosley、Heger。「ペア不安定性超新星：光度曲線、スペクトル、および衝撃波のブレイクアウト」。天体物理学ジャーナル734:102、2011年6月20日。

[:5-7] 1 2キャロル、ブラッドリー W.、デール A. オストリー。「現代天体物理学入門」。サンフランシスコ、ピアソンアディソンウェスリー、2007 年。

[:3-8] 1 2 S. E. Woosley および Alexander Heger。「9〜10太陽質量の恒星の驚くべき死」。arXiv:1505.06712v1。2015 年 5 月。

[:4-9] 1 2ロンゲア、マルコム。「高エネルギー天体物理学」、第3版、（2011年）。

[ 4 ]