天体物理学において、シリコン燃焼は、最低でも太陽質量の約8〜11倍の質量を持つ大質量星で起こる非常に短い[ 1 ]核融合反応の連続です。シリコン燃焼は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の主系列星として長い寿命を全うする燃料を使い果たした大質量星の核融合の最終段階です。これは、水素、ヘリウム、炭素、ネオン、酸素の燃焼過程の前の段階に続きます。
シリコン燃焼は、重力収縮によって恒星の中心温度が27億～35億ケルビン（GK）に上昇したときに始まる。正確な温度は質量によって異なる。恒星がシリコン燃焼段階を完了すると、それ以上の核融合は不可能になる。恒星は壊滅的に崩壊し、II型超新星と呼ばれる爆発を起こす可能性がある。シリコン燃焼プロセスは非常に短く、25太陽質量の恒星の場合、その期間は5日間である。これは、それ以前の1000万年の水素燃焼と比較すると短い。[ 1 ]シリコン燃焼プロセスの初期段階は、特に10太陽質量以下の恒星ブラックホールの降着円盤で起こると理論づけられている。[ 2 ]
核融合反応とシリコンの光崩壊
恒星が酸素燃焼過程を完了すると、その中心核は主にケイ素と硫黄で構成される。[ 3 ] [ 4 ]質量が十分に大きい場合、中心核の温度が 2.7～3.5 GK (230～300 keV ) の範囲に達するまでさらに収縮する。この温度では、ケイ素やその他の元素が光崩壊し、陽子またはアルファ粒子を放出する。[ 3 ] ケイ素燃焼は光崩壊再配列によって進行し、[ 5 ]アルファ過程によって新しい元素が生成され、次のシーケンスで捕獲ステップごとにこれらの放出されたアルファ粒子[ 3 ] (ヘリウム原子核に相当) が 1 つ追加される (アルファ粒子の光放出は図示されていない)。
理論的には連鎖反応は継続する可能性があり、スズ-100までアルファ原子の追加は発熱反応であり続ける。[ 6 ]しかし、ニッケル-56以降の段階は発熱反応がはるかに少なく、温度が非常に高いため、光分解によってそれ以上の進行が妨げられる。[ 3 ]
シリコン燃焼シーケンスは約1日続き、その後、中心核崩壊によって発生した衝撃波に襲われます。その後、高温により燃焼ははるかに速くなり、再配列連鎖がニッケル56に変換されるか、超新星爆発による放出と冷却によって停止するまで続きます。ニッケル56はまずコバルト56に、次に鉄56に崩壊し、それぞれの半減期は6日と77日ですが、これは大質量星の中心核内では数分しか時間がないため、後になって起こります。星は核燃料を使い果たし、数分以内に中心核が収縮し始めます。[ 7 ]
この収縮段階では、重力収縮のポテンシャルエネルギーによって内部が 5 GK (430 keV) まで加熱され、収縮に抵抗して遅延します。[ 8 ]しかし、新たな核融合反応によって追加の熱エネルギーを生成することはできないため、最終的に抵抗のない収縮は急速に加速し、わずか数秒しか続かない崩壊へと至ります。[ 9 ]星の中心部分は中性子核に押しつぶされ、温度はさらに 100 GK (8.6 MeV) まで上昇します。[ 10 ]星の質量が20 M☉未満であれば、中性子核は急速に冷却され、中性子星になります。[ 11 ] [ 9 ] 20 M☉から40～50 M☉の間では、物質の落下により中性子核はさらにブラックホールへと崩壊します。[ 12 ]星の外層は、数日から数ヶ月続くII型超新星爆発と呼ばれる爆発で吹き飛ばされます。超新星爆発は大量の中性子を放出し、 r過程（「r 」は「高速」中性子捕獲を意味する）と呼ばれる急速な中性子捕獲シーケンスを介して、約1秒で宇宙に存在する鉄より重い元素の約半分を合成する可能性があります。[ 13 ]
参考文献
- 1 2 Woosley, S.; Janka, T. (2006). "核崩壊型超新星の物理学". Nature Physics . 1 (3): 147–154 . arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode : 2005NatPh...1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . doi : 10.1038/nphys172 . S2CID 118974639 .
- ↑ Tang, Zifan; Luo, Yang; Wang, Jian-Min (2024-11-26). "AGN円盤内に埋め込まれた恒星質量ブラックホールの周囲の降着流における核燃焼" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 535 (4): 3050– 3058. doi : 10.1093/mnras/stae2557 . ISSN 0035-8711 .
- 1 2 3 4クレイトン、ドナルド・D. (1983).恒星進化と元素合成の原理.シカゴ大学出版局. pp. 519–524 . ISBN 9780226109534。
- ↑ Woosley SE、Arnett WD、Clayton DD、「恒星における静水圧酸素燃焼 II. 平衡出力での酸素燃焼」、Astrophys. J. 175、731 (1972)
- ↑ドナルド・D・クレイトン著『恒星進化と元素合成の原理』第7章（シカゴ大学出版局、1983年）
- ↑ Wang, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). "AME 2020 原子質量評価 (II). 表、グラフ、参考文献". Chinese Physics C . 45 (3) 030003. doi : 10.1088/1674-1137/abddaf .
- ↑ Woosley, SE; Heger, A.; Weaver, TA (2002年11月7日) 「大質量星の進化と爆発」(PDF) . Reviews of Modern Physics . 72 .
- ↑ Janka, H.-Th.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Müller, B. (2006年12月4日). "核崩壊型超新星の理論". Physics Reports . 442 ( 1–6 ): 38–74 . arXiv : astro-ph/0612072v1 . doi : 10.1016/j.physrep.2007.02.002 .
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- ↑マン、アルフレッド・K. (1997).星の影：超新星1987Aのニュートリノ物語. ニューヨーク：WHフリーマン. p. 122. ISBN 978-0-7167-3097-22008年5月5日にオリジナルからアーカイブされました。 2007年11月19日に取得。
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- ↑ Fryer, Chris L. (2003). "Black Hole Formation from Stellar Collapse" . Classical and Quantum Gravity . 20 (10): S73– S80. Bibcode : 2003CQGra..20S..73F . doi : 10.1088/0264-9381/20/10/309 . S2CID 122297043 . 2020-10-31 のオリジナルからアーカイブ済み. 2019-11-29に取得.
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外部リンク
- 恒星進化：輝く隣人たちの生と死、アーサー・ホランドとミシガン大学のマーク・ウィリアムズ著
- イアン・ショート著『星の進化と死』
- タフツ大学による「重元素の起源」
- 第21章：恒星爆発、 G・ヘルマン著
- Arnett, WD、「大質量星の高度な進化。VII – シリコン燃焼」／天体物理学ジャーナル補足シリーズ、第35巻、1977年10月、145–159ページ 。
- Hix, W. Raphael; Thielemann, Friedrich-Karl (1996年4月1日)。「シリコン燃焼。I. 中性子化と準平衡の物理学」。天体物理学ジャーナル。460 : 869。arXiv : astro-ph/9511088v1。Bibcode : 1996ApJ ... 460..869H。doi : 10.1086/ 177016。S2CID 119422051。2015年7月29日取得。
