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陽子-陽子連鎖は、一般にp-p連鎖とも呼ばれ、恒星が水素をヘリウムに変換する核融合反応の2つの既知のセットの1つです。太陽の質量以下の恒星ではこの反応が優勢ですが、[2]もう1つの既知の反応であるCNOサイクルは、理論モデルによると、約1.3太陽質量を超える恒星ではこの反応が優勢であると示唆されています 。[3]
一般的に、陽子-陽子核融合は、陽子の運動エネルギー（温度）が相互の静電反発力を克服するのに十分高い場合にのみ起こります。[4]
太陽では、重陽子を生成する現象はまれです。恒星内部の陽子-陽子反応の結果、2陽子が生成される方がはるかに一般的ですが、2陽子はすぐに2つの陽子に戻ります。水素からヘリウムへの変換は遅いため、太陽の中心部で最初に水素が完全に変換されるまでには100億年以上かかると計算されています。[5]
「陽子-陽子連鎖反応」と呼ばれることもありますが、通常の意味での連鎖反応ではありません。ほとんどの核反応において、連鎖反応とは、核分裂中に放出される中性子などの生成物を生成し、それがすぐに別の同様の反応を引き起こす反応を指します。陽子-陽子連鎖は、崩壊連鎖と同様に、一連の反応です。1 つの反応の生成物は、次の反応の出発物質です。太陽には、水素からヘリウムに至る 2 つの主な連鎖があります。1 つの連鎖には 5 つの反応があり、もう 1 つの連鎖には 6 つの反応があります。
理論の歴史
陽子-陽子反応が太陽や他の恒星の燃焼の基本原理であるという理論は、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。当時、太陽の温度はクーロン障壁を克服するには低すぎると考えられていました。量子力学の発達後、陽子の波動関数が反発障壁をトンネルすることで、古典的な予測よりも低い温度で核融合が可能になることが発見されました。
1939年、ハンス・ベーテは星の中のさまざまな反応の速度を計算しようとした。2つの陽子が結合して重水素原子核と陽電子を形成することから始めて、彼は現在陽子-陽子連鎖の分岐IIと呼ばれるものを発見した。しかし、彼は2つの陽子の反応を考慮していなかった。3
He原子核（ブランチI）は、現在では重要であることが分かっています。[6]これは、ベーテが1967年に
ノーベル物理学賞を受賞した恒星内元素合成に関する研究の一部です。
陽子-陽子鎖
すべての分岐の最初のステップは、2つの陽子が融合して重陽子になることです。陽子が融合すると、そのうちの1つがベータプラス崩壊を起こし、陽電子と電子ニュートリノを放出して中性子に変換されます[7]（ただし、「pep」反応によって少量の重水素原子核が生成されます。以下を参照してください）。
陽電子は環境からの電子と対消滅して2つのガンマ線になる。この対消滅とニュートリノのエネルギーを含めると、正味の反応は
（PEP反応と同じ、下記参照）のQ値（放出エネルギー）は1.442 MeVである：[7] ニュートリノと他の生成物に行くエネルギーの相対量は可変である。
これは律速反応であり、弱い核力によって開始されるため非常に遅い。太陽の中心核にある陽子は、平均して90億年かけて別の陽子と融合する。この反応の断面積は非常に小さいため実験的に測定することは不可能であるが[8]、理論から計算することは可能である。[1]
第一段階で生成された重陽子は、形成された後、別の陽子と融合して、安定した軽い同位体であるヘリウムを生成することができる。3
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:
このプロセスは弱い力ではなく強い核力によって媒介され、最初のステップに比べて非常に高速です。太陽の中心部の条件下では、新たに生成された重水素原子核は、ヘリウム3に変換されるまでに約1秒しか存在しないと推定されています。[1]
太陽では、これらの反応で生成されたヘリウム3原子核は、ヘリウム4に変換されるまで約400年間しか存在しません。[9]ヘリウム3が生成されると、4つの生成経路が考えられます。4
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p-p Iでは、2つのヘリウム3核が融合してヘリウム4が生成され、p-p IIとp-p IIIの分岐は融合して3
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既存の4
彼
ベリリウム-7を形成し、さらに反応して2つのヘリウム-4原子核を生成します。
太陽のエネルギー出力の約99％は、さまざまなp-p連鎖から得られ、残りの1％はCNOサイクルから得られます。太陽の1つのモデルによると、4
彼
さまざまなp-p分岐によって生成されるニュートリノは分岐Iで生成され、p-p IIでは16.68パーセント、p-p IIIでは0.02パーセント生成されます。[1]分岐IIとIIIで生成されるニュートリノの半分は最初のステップ（重陽子の合成）で生成されるため、ニュートリノの約8.35パーセントのみが後のステップ（下記参照）から生成され、約91.65パーセントは重陽子の合成から生成されます。ただし、ほぼ同じ時期の別の太陽モデルでは、ニュートリノの7.14パーセントのみが後のステップから生成され、92.86パーセントが重水素原子核の合成から生成されます。[10]この違いは、太陽の
組成と金属量に関する仮定がわずかに異なるためと思われます。
極めてまれなp-p IV分岐もあります。さらにまれな反応も発生する可能性があります。これらの反応の速度は、断面積が非常に小さいため非常に低いか、または反応する粒子の数が非常に少ないため、発生する可能性のある反応は統計的に重要ではありません。
全体的な反応は次のとおりです。
- 4 1 H + + 2 e - → 4 He 2+ + 2 ν e
26.73 MeV のエネルギーが放出され、その一部はニュートリノとして失われます。
のp–p 私支店
完全なチェーンは、正味のエネルギーを放出します26.732 MeV [11]だが、このエネルギーの2.2% (0.59 MeV) は生成されるニュートリノによって失われる。[12] p-p I
分岐は10～120℃の温度で優勢である。18 MK . [13]
以下10 MKではp -p連鎖の進行速度が遅くなり、4
彼
[14 ]
のp–p II支店
p-p II分岐は18～25 MK . [13]
上記の2番目の反応のエネルギーは、反応によって生成されるニュートリノのエネルギーであることに注意してください。7
なれ
に7
李
エネルギーを運ぶ0.861 MeVで、残りの10パーセントは0.383 MeV。その違いは、生成されたリチウム7が基底状態にあるか励起状態（準安定状態）にあるかである。7
安定する7
Liは約 0.862 MeV ですが、崩壊が安定したリチウムに直接進むと、そのほとんどすべてがニュートリノに失われます。
のp–p III支店
この連鎖の最後の 3 つの段階と陽電子消滅により、合計 18.209 MeV が寄与されますが、その多くはニュートリノによって失われます。
温度が25 MK . [13]
p-p III鎖は太陽の主要なエネルギー源ではないが、非常に高いエネルギーのニュートリノ（最大14.06 MeV）。
のp–p IV(ヘップ)ブランチ
この反応は理論的には予測されているが、その稀少性（約太陽では0.3 ppmである。この反応では、ヘリウム3が陽子を直接捕獲してヘリウム4となり、ニュートリノエネルギーはさらに高くなる可能性がある（最大18.8 MeV [要出典]）。
質量とエネルギーの関係はこの反応によって放出されるエネルギーとそれに続く消滅によって放出されるエネルギーの合計は19.795 MeVで、その一部はニュートリノとして失われます。
エネルギー放出
最終的なヘリウム4原子の質量を4つの陽子の質量と比較すると、元の陽子の質量の0.7パーセントが失われていることがわかります。この質量は、個々の反応中に放出された生成された粒子、ガンマ線、ニュートリノの運動エネルギーの形でエネルギーに変換されています。1つの連鎖全体の総エネルギー収量は26.73MeV。
ガンマ線として放出されたエネルギーは電子や陽子と相互作用し、太陽の内部を加熱します。また、核融合生成物（例えば、2つの陽子と4
2彼
太陽の核はp-p I反応から生成され、太陽のプラズマにエネルギーを加えます。この加熱により太陽の中心部は高温に保たれ、太陽が冷えた場合のように太陽自身の重さで崩壊
するのを防ぎます。
ニュートリノは物質とあまり相互作用しないため、内部を加熱せず、太陽の重力崩壊を防ぐのに役立たない。ニュートリノのエネルギーは失われ、p-p I、p-p II、p-p III連鎖のニュートリノは、それぞれ反応のエネルギーの2.0%、4.0%、28.3%を奪い去る。[15]
次の表は、ニュートリノに失われるエネルギー量と、3 つの分岐から生じる「太陽の光度」の量を計算したものです。ここでの「光度」とは、太陽からニュートリノとしてではなく電磁放射として放出されるエネルギー量を意味します。使用される開始数値は、この記事の冒頭で述べたものです。この表は、 p-p反応から生じる 99% の電力とニュートリノのみに関するもので、CNO サイクルから生じる 1% は考慮していません。
PEP反応
重陽子は、まれなPEP（陽子-電子-陽子）反応（電子捕獲）によっても生成される。
太陽では、ペップ反応とp-p反応の周波数比は1:400です。しかし、ペップ反応で放出されるニュートリノのエネルギーははるかに高く、 p-p反応の最初の段階で生成されるニュートリノのエネルギーは最大で0.42 MeVでは、ペップ反応により、1.44 MeV。この反応による太陽ニュートリノの検出は、2012年にボレクシノ共同研究によって報告された。 [16]
pep反応とp-p反応はどちらも、電子が陽電子として反応の右側に移動する、同じ基本的な相互作用の2つの異なるファインマン表現として見ることができます。これは、NDM'06ウェブサイトで入手できる、星の陽子-陽子反応と電子捕獲反応の図に表されています。[17]
参照
参考文献
- ^ abcd Adelberger, Eric G.; et al. (2011年4月12日). 「太陽核融合断面積。II. pp連鎖とCNOサイクル」. Reviews of Modern Physics . 83 (1): 201. arXiv : 1004.2318 . Bibcode :2011RvMP...83..195A. doi :10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID 119117147.図 2 を参照してください。キャプションはあまり明確ではありませんが、パーセンテージは各反応がどれだけ起こるか、つまり各分岐によってどれだけのヘリウム 4 が生成されるかを示していることが確認されています。
- ^ 「陽子-陽子連鎖」。天文学162：星、銀河、宇宙論。2016年6月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2018年7月30日閲覧。
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- ^ ニュートリノと暗黒物質に関する国際会議、2006年9月7日、セッション14。
外部リンク
ウィキメディア・コモンズの陽子-陽子連鎖反応に関連するメディア
