恒星の核融合反応メカニズム

陽子-陽子連鎖反応 (proton-proton chain reaction)

人々に最もよく知られている恒星の核融合反応です。重水素の核である重陽子（deuteron）は陽子（p）1つと中性子（n）1つが結合して作られます。したがって、陽子と陽子が結合して重水素の核になるためには、2つのうち1つの陽子は中性子に変わらなければなりません。では、どのように陽子が中性子に変わることができるのでしょうか？

• 中性子（$n$）が陽子（$p$）に変わりながら電子（$e⁻$）と反電子ニュートリノ（$\nu_e$）を放出するのが「ベータ崩壊」です。これを反応式で書くと $n \rightarrow p + e^{-} + \overline{\nu_e}$ となります。
• 陽子（$p$）が中性子（$n$）に変わる過程はベータ崩壊の逆過程に相当します。そのため、これを「逆ベータ崩壊」と呼びます。では、逆ベータ崩壊の反応式はどのようになるでしょうか？核反応式だからといって特別なものではありません。陽子と中性子の位置を入れ替え、電子を陽電子に、反電子ニュートリノを電子ニュートリノに変えればよいのです。式で表すと $p \rightarrow n + e^{+} + \nu_e$ となります。

上記の過程を経て重水素原子核が作られた後は、$^2_1D + p \rightarrow {^3_2He}$ でヘリウム-3原子核が作られ、最後にヘリウム-3原子核2個が衝突してヘリウム-4原子核と陽子2個が作られることになります。

実は、陽子-陽子連鎖反応の反応経路は1つだけではありません。上記の場合が最も代表的ですが、これ以外にもいくつかの経路があります。しかし、残りの経路は質量が太陽以下の星で占める割合がそれほど高くなく、質量が太陽の1.5倍以上の星では陽子-陽子連鎖反応よりも後で扱うCNOサイクルがはるかに大きな割合を占めるため、ここでは別途扱いません。

この陽子-陽子連鎖反応は、およそ1000万K〜1400万Kの温度で支配的に起こります。太陽の場合、中心部の温度が約1500万K程度で、pp連鎖反応が98.3%を占めます（残りの1.3%はCNOサイクルが占めます）。

炭素-窒素-酸素循環反応 (CNO Cycle)

CNO循環反応は、炭素が陽子を受け入れて窒素に変わり、また窒素が陽子を受け入れて酸素に変わる過程などを経て、最終的には陽子4個を受け入れてヘリウム1個を放出し、再び炭素に戻る反応です。炭素、窒素、酸素が触媒のような役割をするのが特徴です。このCNOサイクルは理論的に太陽質量の1.5倍以上の恒星で優勢に作用します。恒星質量による反応の違いは、陽子-陽子連鎖反応とCNOサイクルの温度依存性の違いにあります。前者は400万K付近の比較的低い温度で始まり、反応速度は温度の4乗に比例するとされています。一方、後者は1500万K程度で始まりますが、温度に非常に敏感で（反応速度が温度の16乗に比例）、1700万K以上の温度ではCNOサイクルがより大きな割合を占めるようになります。

画像出典

• 作者：ウィキメディアユーザー RJHall
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CNOサイクルにも様々な経路が存在します。低温CNOサイクル（恒星内部）と高温CNOサイクル（新星、超新星）に大きく分かれ、それぞれの場合にさらに3〜4つの反応経路が存在します。すべてのCNOサイクル反応を扱いたいところですが、そうするにはこの程度の分量では不十分なので、最も基本的なCNサイクル*、つまりCNO-Iについてのみ扱います。

*Oが抜けたCNサイクルという名称が付いた理由は、該当する反応過程で酸素の安定な同位体が存在しないためである。

上の図のように、炭素、窒素、酸素が循環しながら触媒の役割を果たすことになります。しかし、反応経路に関係なく、全体の反応式と発生するエネルギーの総量は同じです。

More Readings

• 朴仁奎（ソウル市立大学物理学科教授）、ネイバーキャスト物理散歩：太陽ではどれだけ多くのニュートリノが作られるのか？
• ウィキペディア、Proton-proton chain
• ウィキペディア、CNO cycle