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'''ケイ素燃焼過程'''（ケイそねんしょうかてい、{{lang-en-short|silicon burning process}}) は太陽の8-11倍以上の質量を持つ大質量星で起きる[[原子核融合|核融合]]過程である。ケイ素燃焼過程はわずか2週間の過程である<ref name="WoosleyJanka">[https://arxiv.org/pdf/astro-ph/0601261 The physics of core collapse supernovae, Woosley and Janka]</ref>。ケイ素の燃焼は燃料を使い果たした恒星の終末プロセスであり、恒星が[[ヘルツシュプルング・ラッセル図]]における''主系列''(''main sequence'')である長い期間の終わりである。ケイ素の燃焼はコアの温度が2.7–3.5×10<sup>9</sup> K であることが必要になる。正確な温度は質量に依存する。ケイ素の燃焼が終了した恒星は爆発を起こし、II型の[[超新星]]となる。

== アルファ反応による核融合過程 ==
太陽の約3倍以下の質量の恒星は[[水素]]を[[ヘリウム]]に変換した時点で燃料を使い切ってしまう。太陽の3倍以上8倍以下の質量の恒星はヘリウムをさらに「燃焼」させて[[炭素]]を作ることができる。そのような恒星はヘリウムを使い切ると炭素のコアを残して一生を終える。太陽の8-11倍以上の質量を持つ恒星はその質量による高い[[重力ポテンシャル]]により炭素をも燃焼させることができる。大質量星の収縮により、コアは6×10{{sup|8}} Kを超え、以下の反応による炭素燃焼が始まる。

<!-- Autogenerated using Phykiformulae 0.12 [[User:SkyLined#Phykiformulae]]
C-12  + He-4 -> O-16
O-16  + He-4 -> Ne-20
Ne-20 + He-4 -> Mg-24
-->
:<chem>^{12}C\ \ + {}^{4}He -> {}^{16}O</chem>
:<chem>^{16}O\ \ + {}^{4}He -> {}^{20}Ne</chem>
:<chem>^{20}Ne\ + {}^{4}He -> {}^{24}Mg</chem>

大質量星がコア中の炭素を燃焼し尽くすと、コアは収縮して高温になり、ネオン、酸素、マグネシウムの燃焼が始まる。

<!-- Autogenerated using Phykiformulae 0.12 [[User:SkyLined#Phykiformulae]]
Mg-24 + He-4 -> Si-28
-->
:<chem>^{24}Mg\ + {}^{4}He -> {}^{28}Si</chem>

コアから硫黄とケイ素以外の元素がなくなると更なる収縮が始まり、ケイ素の燃焼が始まる温度、2.7–3.5×10{{sup|9}} K までに達する。ケイ素の燃焼はヘリウムの原子核を捕獲する[[アルファ反応]]によって進行し、連鎖的に新しい元素が作られる。

<!-- Autogenerated using Phykiformulae 0.12 [[User:SkyLined#Phykiformulae]]
Si-28 + He-4 -> S-32
S-32  + He-4 -> Ar-36
Ar-36 + He-4 -> Ca-40
Ca-40 + He-4 -> Ti-44
Ti-44 + He-4 -> Cr-48
Cr-48 + He-4 -> Fe-52
Fe-52 + He-4 -> Ni-56
-->
:<chem>^{28}Si\ + {}^{4}He -> {}^{32}S</chem>
:<chem>^{32}S\ \ + {}^{4}He -> {}^{36}Ar</chem>
:<chem>^{36}Ar\ + {}^{4}He -> {}^{40}Ca</chem>
:<chem>^{40}Ca\ + {}^{4}He -> {}^{44}Ti</chem>
:<chem>^{44}Ti\ + {}^{4}He -> {}^{48}Cr</chem>
:<chem>^{48}Cr\ + {}^{4}He -> {}^{52}Fe</chem>
:<chem>^{52}Fe\ + {}^{4}He -> {}^{56}Ni</chem>

一連のケイ素燃焼プロセスは約1日で終了し、[[ニッケル56]]を生成して停止する。ニッケル56(陽子28個)は[[半減期]]6.02 日でβ{{sup|+}}崩壊を起こして[[コバルト56]](陽子27個)に崩壊する。コバルト56は[[半減期]]77.3 日でβ{{sup|+}}崩壊を起こして[[鉄56]](陽子26個)に崩壊する。しかし、大質量星ではニッケル56が崩壊するための時間は数分しかない。アルファ反応における全ての元素の中で56個の[[核子]]を持つ原子核は核子あたりの質量が最小であり、これ以上質量をエネルギーに変換することができなくなる。鉄56よりも[[鉄58]]と[[ニッケル62]]はわずかに核子あたりの質量が小さいものの<ref>Citation: ''[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995AmJPh..63..653F/abstract The atomic nuclide with the highest mean binding energy]'', Fewell, M. P., American Journal of Physics, Volume 63, Issue 7, pp. 653-658 (1995). Click [http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/nucene/nucbin2.html#c1 here] for a high-resolution graph, ''The Most Tightly Bound Nuclei,'' which is part of the [http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/hph.html Hyperphysics] project at [http://www.gsu.edu/ Georgia State University.]</ref>、アルファ反応の次のステップである[[亜鉛60]]はわずかに核子あたりの質量が''大きい''ために事実上エネルギーは使用し尽くされている。

核燃料を使い尽くした恒星は数分のうちに収縮を始める。コアの温度、圧力が上昇するが、新しいエネルギー源がないために収縮は急速に加速し、数秒で[[重力崩壊]]を起こす。

== 結合エネルギー ==
下の図は種々の元素の原子核の[[結合エネルギー]]を表している。結合エネルギーの値の増加は2通りに解釈できる
* 核から核子を取り除くために''必要な''エネルギー
* 核に核子を加えたときに''放出される''エネルギー
図に示されるとおり、水素のような軽元素は核融合の過程で多くのエネルギーを放出する（結合エネルギーが大きく上昇する）。一方で、ウランのような重元素は核分裂のように核子が除かれたときにエネルギーを放出する。

恒星では、ヘリウムの原子核（アルファ粒子）を加えることで重い原子核が高速な原子核合成される。58と62の核子の原子核が最も低い結合エネルギーを持つために、ニッケル56（14個のα粒子）にヘリウムを融合させて亜鉛60（15個のα粒子）を合成する過程は吸熱過程になる。このため、ニッケル56は恒星のコアで生成される最終生成物となる。鉄隕石や惑星のコア中に鉄56が多く見つかる理由は、こうしてできたニッケル56が[[原子核崩壊|崩壊]]により鉄56を生成するためである。
[[ファイル:Binding energy curve - common isotopes.svg|center|結合エネルギーのグラフ]]

== 出典 ==
{{reflist}}

== 外部リンク ==
* [http://www.umich.edu/~gs265/star.htm ''Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors,'' by Arthur Holland and Mark Williams of the University of Michigan]
* [http://cosserv3.fau.edu/~cis/AST2002/Lectures/C13/Trans/Trans.html ''The Evolution and Death of Stars,'' by Ian Short]
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html ''Star,'' by World Book @ NASA]
* ''[http://www.tufts.edu/as/wright_center/cosmic_evolution/docs/text/text_stel_6.html Origin of Heavy Elements,]'' by [http://www.tufts.edu/main.php?p=flash Tufts University]
* ''[http://schools.qps.org/hermanga/images/Astronomy/chapter_21___stellar_explosions.htm Chapter 21: Stellar Explosions,]'' by G. Hermann

{{核反応}}
{{DEFAULTSORT:けいそねんしようかてい}}
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