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717WS:2021/08/08(日) 07:03:04
恒星内元素合成 stellar nucleosynthesis
https://ja.wikipedia.org/wiki/%E6%81%92%E6%98%9F%E5%86%85%E5%85%83%E7%B4%A0%E5%90%88%E6%88%90
水素よりも重い元素が恒星によって生成される核反応の総称的な用語である。
ただし、超新星爆発の時に行われる元素の生成については、超新星元素合成と呼ばれ区別される。
恒星内元素合成は、たいてい恒星の中心部で起こる。

20世紀の早期に、熱核融合ならば膨大なエネルギーが産生されることが判り、そしてこれこそが太陽のエネルギー源であり、また太陽が未だ燃え尽きていない理由であることが理解された。
核融合というのは複数の原子核が合体してしまう核反応であり、この反応の結果として合体前の元素とは全く別の元素が生成されることを意味する。
現在の太陽の場合、その最たるエネルギー源は、軽水素からヘリウム4への核融合(反応過程では重水素やヘリウム3を生ずるが、最終的にヘリウム4となって反応が終わる核融合)である。
水素は最低300万Kの温度で核融合を始める。
また、かなりの高圧であることも要求されるため、太陽の表層近くでは核融合を起こせない。
この核反応が起こっているのは太陽の中心部である。

重い元素の合成に関する理論については、1946年にフレッド・ホイルによって研究が始められ、彼は非常に高温高圧の環境があれば鉄までの元素の合成が可能だろうと主張した。
ホイルは続いて1954年に発表した論文で、恒星内部において炭素から鉄にかけての元素の合成がどのように進行するかを概説した。
重要な改善はA・G・W・キャメロンとD・D・クレイトンによって行われた。キャメロンはホイル案を追ってたどり着いた自らの独立した元素合成のアプローチを提供した。
彼は核融合系の経時計算を上手くこなすためにコンピューターを取り入れた。
クレイトンは最初のS過程、R過程、シリコンから鉄グループ元素までの燃焼の経時モデルを計算し、放射崩壊による元素の年代の測定の年表を発見した。




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