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は占める割合が高くなく、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ことが特徴です。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足するため、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することになります。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