最終更新日: 2025 年 10 月 3 日

スターズ: 宇宙の化学元素の鍛冶場

星と散乱要素 — 2009 年、広視野カメラ 3 (WFC3) を備えたハッブル宇宙望遠鏡からの眺め。
画像出典:NASA、ESA、ハッブル SM4 ERO チーム。

ビッグバン: 最初の元素の起源

最初の化学元素は、ビッグバン、約138億年前。最初の 3 分間は、温度と密度の条件により軽い核の形成が可能でした。

水素（\(^1H\)): バリオン物質の 75%
重水素（\(^2H\)): 痕跡
ヘリウム 4 (\(^4彼\)): バリオン物質の 25%
リチウム-7 (\(^7Li\)）：10^-9豊富な水素の

これらの比率は、次の理論によって予測されます。原始元素合成、衛星による宇宙マイクロ波背景放射の観測によって確認されました。コーブ(1989-1993) およびプランク(2009-2013)。

恒星元素合成: 星の錬金術

星は、リチウムより重い元素が生成される主な場所です。このプロセスは、恒星元素合成によって理論化されました。フレッド・ホイル(1915-2001)、ウィリアム・ファウラー(1911-1995)、ジェフリー・バービッジ(1925-2010) およびマーガレット・バービッジ(1919-2020) 1957 年の独創的な記事で。

星の中心部では、核融合反応によって軽い元素が徐々に重い元素に変換されます。

陽子-陽子連鎖 (太陽型星): 4 \(^1H\) → \(^4He\) + エネルギー
CNO サイクル (より重い星): 炭素、窒素、酸素による触媒作用
ヘリウム核融合 (赤色巨星相): 3 \(^4He\) → \(^{12}C\) (トリプルアルファ過程)
炭素と酸素の融合（大質量星）: \(^{12}C\) + \(^4He\) → \(^{16}O\) など

星の錬金術の詳細

プロトン-プロトン鎖 (PP)(太陽型星、T ≈ 10–15 × 10⁶K): 4 \(^1H\) → \(^4He\) + 2 \(e^+\) + 2 ν_e+ 26.7 MeV。機構：
- \(^1H + ^1H\) → \(^2H + e^+ + ν_e\) (反応が遅い、10⁹太陽の場合は何年も）。
- \(^2H + ^1H\) → \(^3He + γ\)。
- \(^3He + ^3He\) → \(^4He + 2 ^1H\)。
例：太陽のエネルギーの 90% はこの連鎖から来ています。
NOCサイクル(より重い星、T > 15 × 10⁶K): 炭素、窒素、酸素による触媒作用 (メインループ): \(^{12}C + ^1H\) → \(^{13}N + γ\) → \(^{13}C + e^+ + ν_e\) → \(^{14}N + ^1H\) → \(^{15}O + γ\) → \(^{15}N + e^+ + ν_e\) → \(^{12}C + ^4He\)。特徴：
- 1.3Mを超える星で優勢_☉（元：リゲル）。
- 温度に強く依存します (∝ T^15～20、対T⁴PPチェーンの場合）。
- \(^{13}C(α,n)^{16}O\) を介して中性子を生成します。プロセスにとって重要です。s。
ヘリウム核融合(赤色巨星相、T ≈ 100–200 × 10⁶K):
- トリプルアルファプロセス:3 \(^4He\) → \(^{12}C + γ\) (次のように予測)フレッド・ホイル1954年）。
- 副反応:\(^{12}C + ^4He\) → \(^{16}O + γ\)。
- 製品：炭素と酸素 (1 ～ 8 M 星の質量の 90%)_☉人生の終わり）。
- 例：AGB スター (例:ミラ) 星間物質を \(^{12}C\) で濃縮します。
炭素と酸素の融合(大質量星、T ≈ 600 × 10⁶–1×10⁹K):
- カーボンフュージョン：\(^{12}C + ^{12}C\) → \(^{20}Ne + ^4He\) または \(^{23}Na + p\) または \(^{23}Mg + n\)。
- 酸素融合:\(^{16}O + ^{16}O\) → \(^{28}Si + ^4He\) または \(^{31}P + p\)。
- 間隔：数百年から数千年 (例: 20 M 星の場合は 600 年)_☉）。
- 主な製品:\(^{20}Ne\)、\(^{24}Mg\)、\(^{28}Si\)、\(^{32}S\)、および微量の \(^{26}Al\) (放射性)。

超新星: 重元素の工場

鉄（原子番号 26）より重い元素は、極端な条件下でのみ合成できます。

プロセスr: 核崩壊を伴う超新星 (例:SN 1987A)
プロセスs: 星の中でAGB(例: スターのようなアルデバラン)
爆発的核融合：超新星核の崩壊中（例：金やプラチナの形成）

典型的な超新星みたいなSN1054新しく形成された元素のいくつかの太陽質量を星間空間に分散させることができ、それによって将来の世代の星や惑星のために星間物質を豊かにすることができます。

観察証拠: 分光法と隕石

星の光のスペクトル分析は、その特徴的な吸収線によって化学元素の存在を明らかにします。例えば：

410、434、486、656 nmの水素ライン（バルマーシリーズ）
393 および 397 nm のイオン化カルシウム線 (H および K)
500nm付近の中性鉄線

ザ炭素質隕石、のようなマーチソン、その同位体組成が特定の星の起源を裏切る前太陽粒子が含まれています。

化学元素の主な形成過程とその位置
要素	トレーニングプロセス	生産地	スターやイベントの例	相対存在量 (Si=10)⁶)
ひ、へ、り	原始元素合成	ビッグバン (最初の 3 分)	原始宇宙	高さ：1.00×10¹² 彼：8.50×10¹⁰
C、N、O（部分）	NOCサイクル	星の中心 > 1.3 M_☉	リゲル(M > 20M_☉)	C：1.01×10⁷ ○：2.38×10⁷
O、Ne、Mg、Si	ヘリウムと炭素の融合	大質量星 (> 8 M)_☉)	ベテルギウス	○：2.38×10⁷ 場合: 1.00 × 10⁶
鉄、ニッケル	シリコン溶解	超巨星の中心部（後期）	の祖先SN1604	Fe：9.00×10⁵
Cu、Zn、Au、Pt、U	RおよびSプロセス	超新星とAGB星	SN 1987Aそしてミラ	時刻: 0.0045 U: 0.0009