光崩壊（光核変換、光核反応とも呼ばれる）は、原子核が高エネルギーガンマ線を吸収して励起状態となり、直ちに亜原子粒子を放出して崩壊する核反応である。入射ガンマ線は、1個以上の中性子、陽子、またはアルファ粒子を原子核から叩き出す。[ 1 ]これらの反応はそれぞれ(γ,n)、(γ,p)、(γ,α)と呼ばれる。

光崩壊は、鉄より軽い原子核では吸熱反応（エネルギー吸収）であり、鉄より重い原子核では発熱反応（エネルギー放出）となる場合がある。光崩壊は、Ib型、Ic型、またはII型超新星におけるp過程を介した少なくとも一部の陽子過剰重元素の元素合成に関与する。これにより、鉄はさらに重元素へと融合する。[要出典]

重水素の光崩壊

2.22 MeV以上のエネルギーを持つ光子は重水素原子を光崩壊させることができる。

ジェームズ・チャドウィックとモーリス・ゴールドハーバーはこの反応を利用して陽子と中性子の質量差を測定した。[2]この実験は、中性子が陽子と電子の結合状態ではないことを証明している。[なぜか？ ] [3]これはアーネスト・ラザフォードが提唱していたことだ。

ベリリウムの光崩壊

1.67 MeV 以上のエネルギーを持つ光子は、ベリリウム 9 (天然ベリリウムの 100%、唯一の安定同位体) の原子を光崩壊させることができます。

アンチモン124はベリリウムと組み合わされ、実験室用中性子源や起動用中性子源として使用される。アンチモン124（半減期60.20日）はβ線と1.690MeVのガンマ線（0.602MeVと0.645MeVから2.090MeVまでの9つの微弱な放射線も放出する）を放出し、安定したテルル124を生成する。アンチモン124からのガンマ線はベリリウム9を2つのアルファ粒子と平均運動エネルギー24keVの中性子（エネルギー的にはいわゆる中間中性子）に分裂させる。[4] [5]

他の同位体では光中性子生成の閾値が高く、炭素12では18.72MeVに達する。[6]

極超新星

非常に大きな恒星（太陽質量の250倍以上）の爆発において、光分解は超新星爆発の主要な要因です。恒星の寿命が尽きると、光分解によるエネルギー吸収効果によって恒星中心部の圧力と温度が一時的に低下する温度と圧力に達します。これにより、光分解によってエネルギーが奪われ、中心部の崩壊が始まります。そして、崩壊する中心部はブラックホールの形成につながります。質量の一部は相対論的ジェットの形で放出され、これが最初の金属を宇宙に「散布」したと考えられます。[7] [8]

雷における光分解

地上の雷は高速電子を発生させ、制動放射線としてガンマ線のバーストを発生させます。これらの放射線のエネルギーは、光核反応を引き起こし、中性子を放出するのに十分な場合があります。そのような反応の一つとして、14
7N (γ,n)13
7Nは、宇宙線によって引き起こされる現象以外では、13
7Nは地球上で生成されます。反応で残った不安定同位体は、その後β +崩壊によって陽電子を放出する可能性があります。 [9]

光核分裂

光核分裂は、核がガンマ線を吸収した後に核分裂を起こす（ほぼ等しい質量の 2 つの断片に分裂する）という、類似しているが異なるプロセスです。

参照

参考文献

  1. ^ クレイトン, DD (1984). 『恒星進化と元素合成の原理』シカゴ大学出版局. pp. 519. ISBN 978-0-22-610953-4。
  2. ^ Chadwick, J.; Goldhaber, M. (1934). 「核の『光効果』：γ線によるジプロンの崩壊」Nature . 134 (3381): 237– 238. Bibcode :1934Natur.134..237C. doi : 10.1038/134237a0 .
  3. ^ Livesy, DL (1966).原子核物理学. マサチューセッツ州ウォルサム: ブレイズデル. p. 347. LCCN  65017961.
  4. ^ Lalovic, M.; Werle, H. (1970). 「アンチモンベリリウム光中性子のエネルギー分布」. Journal of Nuclear Energy . 24 (3): 123– 132. Bibcode :1970JNuE...24..123L. doi :10.1016/0022-3107(70)90058-4.
  5. ^ Ahmed, SN (2007). 放射線検出の物理学と工学. p. 51. Bibcode :2007perd.book.....A. ISBN 978-0-12-045581-2。
  6. ^ 光核データ応用ハンドブック：断面積とスペクトル. IAEA. 2019年2月28日. 2017年4月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年4月24日閲覧。
  7. ^ Fryer, CL; Woosley, SE; Heger, A. (2001). 「対不安定性超新星、重力波、そしてガンマ線トランジェント」. The Astrophysical Journal . 550 (1): 372– 382. arXiv : astro-ph/0007176 . Bibcode :2001ApJ...550..372F. doi :10.1086/319719. S2CID  7368009.
  8. ^ Heger, A.; Fryer, CL; Woosley, SE; Langer, N.; Hartmann, DH (2003). 「巨大恒星の終焉」. The Astrophysical Journal . 591 (1): 288– 300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode :2003ApJ...591..288H. doi :10.1086/375341. S2CID  59065632.
  9. ^ 榎戸輝明;和田有紀;古田 義弘；中沢和宏；湯浅 貴之；奥田和史；牧島一雄；佐藤光輝；佐藤洋介；中野敏雄；梅本、大悟(2017-11-23)。 「陽電子と中性子の検出から発見された雷の光核反応」。自然。551 (7681 ) : 481–484.arXiv : 1711.08044 。土井：10.1038/nature24630. PMID  29168803。S2CID 4388159  。