光分解

光崩壊（光変換、光核反応とも呼ばれる）は、原子核が高エネルギーガンマ線を吸収して励起状態になり、すぐに亜原子粒子を放出して崩壊する核プロセスです。入射するガンマ線は、1つ以上の中性子、陽子、またはアルファ粒子を原子核から効果的に叩き出します。[ 1 ]これらの反応^はそれぞれ（γ、n）、（γ、p）、（γ、α）と呼ばれます。

光分解は、鉄より軽い原子核では吸熱的（エネルギーを吸収する）反応であり、鉄より重い原子核では発熱的（エネルギーを放出する）反応である場合がある。光分解は、 Ib、Ic、またはII型の超新星におけるp過程を介した少なくとも一部の重い陽子に富む元素の元素合成の原因である。これにより、鉄はさらに融合してより重い元素になる。^[^要出典^]

重水素の光崩壊

2.22 MeV以上のエネルギーを持つ光子は重水素原子を光崩壊させることができる。

ジェームズ・チャドウィックとモーリス・ゴールドハーバーはこの反応を利用して陽子と中性子の質量差を測定した。^[2]この実験は、中性子が陽子と電子の結合状態ではないことを証明している。^{[なぜか? ]}^[3]これはアーネスト・ラザフォードが提唱していたことだ。

ベリリウムの光分解

1.67 MeV 以上のエネルギーを持つ光子は、ベリリウム 9 (天然ベリリウムの 100%、唯一の安定同位体) の原子を光崩壊させることができます。

アンチモン124はベリリウムと組み合わされて、実験室用中性子源や始動用中性子源を作る。アンチモン124（半減期60.20日）はβ線と1.690MeVのガンマ線（0.602MeVと0.645～2.090MeVの9つの微弱な放射線も）を放出し、安定したテルル124を生成する。アンチモン124からのガンマ線はベリリウム9を2つのアルファ粒子と平均運動エネルギー24keVの中性子（エネルギー的にはいわゆる中間中性子）に分裂させる。^[4]^[5]

他の同位体では光中性子生成の閾値がさらに高く、炭素12の場合は18.72MeVにも達する。^[6]

極超新星

非常に大きな恒星（太陽の250倍以上の質量）の爆発では、光分解が超新星爆発の主要因となる。恒星が寿命を迎えると、光分解のエネルギー吸収効果によって恒星の中心部の圧力と温度が一時的に低下する温度と圧力に達する。これにより、エネルギーが光分解によって奪われて中心部が崩壊し始め、崩壊する中心部はブラックホールの形成につながる。質量の一部は相対論的ジェットの形で逃げ出し、これが最初の金属を宇宙に「撒き散らした」可能性がある。^[7]^[8]

雷の光分解

地上の雷は高速電子を生成し、制動放射線としてガンマ線のバーストを発生させます。これらの放射線のエネルギーは、光核反応を開始して中性子を放出するのに十分である場合があります。そのような反応の1つは、¹⁴
₇いいえ
(γ,n)¹³
₇いいえ
宇宙線によって引き起こされる現象以外では、唯一の自然現象である。¹³
₇いいえ
地球上で生成される。反応で残った不安定同位体はその後β ⁺崩壊によって陽電子を放出する可能性がある。^[9]

光核分裂

光核分裂は、類似しているが異なるプロセスであり、原子核がガンマ線を吸収した後、核分裂（ほぼ等しい質量の 2 つの断片に分裂）を起こします。

参照

参考文献

^ クレイトン、DD （ 1984）。『恒星進化と元素合成の原理』シカゴ大学出版局。pp.519。ISBN 978-0-22-610953-4。
^ Chadwick, J.; Goldhaber, M. (1934). 「核の『光効果』：γ線によるディプロンの崩壊」Nature . 134 (3381): 237– 238. Bibcode :1934Natur.134..237C. doi : 10.1038/134237a0 .
^ Livesy, DL (1966).原子核物理学. マサチューセッツ州ウォルサム: ブレイズデル. p. 347. LCCN 65017961.
^ Lalovic, M.; Werle, H. (1970). 「アンチモンベリリウム光中性子のエネルギー分布」. Journal of Nuclear Energy . 24 (3): 123– 132. Bibcode :1970JNuE...24..123L. doi :10.1016/0022-3107(70)90058-4.
^ Ahmed, SN (2007). 放射線検出の物理学と工学。p. 51. Bibcode :2007perd.book.....A. ISBN 978-0-12-045581-2。
^ 光核データ応用ハンドブック：断面積とスペクトル。IAEA。2019年2月28日。2017年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年4月24日閲覧。
^ Fryer, CL; Woosley, SE; Heger, A. (2001). 「対不安定性超新星、重力波、およびガンマ線トランジェント」. The Astrophysical Journal . 550 (1): 372– 382. arXiv : astro-ph/0007176 . Bibcode :2001ApJ...550..372F. doi :10.1086/319719. S2CID 7368009.
^ Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). 「巨大単一星はどのようにしてその寿命を終えるのか」. The Astrophysical Journal . 591 (1): 288– 300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID 59065632.
^ 榎戸輝明;和田裕樹;古田義弘；中沢和宏；湯浅貴之；奥田和史；牧島一雄；佐藤光輝；佐藤洋介；中野敏雄；梅本、大悟(2017-11-23)。「陽電子と中性子の検出から発見された雷の光核反応」。自然。551 ( 7681 ) : 481–484.arXiv : 1711.08044。土井：10.1038/nature24630. PMID 29168803。S2CID 4388159 。

[1] クレイトン、DD （ 1984）。『恒星進化と元素合成の原理』シカゴ大学出版局。pp.519。ISBN 978-0-22-610953-4。

[2] Chadwick, J.; Goldhaber, M. (1934). 「核の『光効果』：γ線によるディプロンの崩壊」Nature . 134 (3381): 237– 238. Bibcode :1934Natur.134..237C. doi : 10.1038/134237a0 .

[3] Livesy, DL (1966).原子核物理学. マサチューセッツ州ウォルサム: ブレイズデル. p. 347. LCCN 65017961.

[4] Lalovic, M.; Werle, H. (1970). 「アンチモンベリリウム光中性子のエネルギー分布」. Journal of Nuclear Energy . 24 (3): 123– 132. Bibcode :1970JNuE...24..123L. doi :10.1016/0022-3107(70)90058-4.

[5] Ahmed, SN (2007). 放射線検出の物理学と工学。p. 51. Bibcode :2007perd.book.....A. ISBN 978-0-12-045581-2。

[6] 光核データ応用ハンドブック：断面積とスペクトル。IAEA。2019年2月28日。2017年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年4月24日閲覧。

[7] Fryer, CL; Woosley, SE; Heger, A. (2001). 「対不安定性超新星、重力波、およびガンマ線トランジェント」. The Astrophysical Journal . 550 (1): 372– 382. arXiv : astro-ph/0007176 . Bibcode :2001ApJ...550..372F. doi :10.1086/319719. S2CID 7368009.

[8] Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). 「巨大単一星はどのようにしてその寿命を終えるのか」. The Astrophysical Journal . 591 (1): 288– 300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID 59065632.

[9] 榎戸輝明;和田裕樹;古田義弘；中沢和宏；湯浅貴之；奥田和史；牧島一雄；佐藤光輝；佐藤洋介；中野敏雄；梅本、大悟(2017-11-23)。「陽電子と中性子の検出から発見された雷の光核反応」。自然。551 ( 7681 ) : 481–484.arXiv : 1711.08044。土井：10.1038/nature24630. PMID 29168803。S2CID 4388159 。