第16章太陽――核エネルギーの源The Sun: A Nuclear Powerhouse

The nuclear reactions in the Sun that we have been discussing can be described succinctly through the following nuclear formulas:

ここまで説明してきた太陽の核反応は、次の核反応式で簡潔に表せる。

Here, the superscripts indicate the total number of neutrons plus protons in the nucleus, e⁺ is the positron, v is the neutrino, and γ indicates that gamma rays are emitted. Note that the third step requires two helium-3 nuclei to start; the first two steps must happen twice before the third step can occur.

上付きの数字は、核内の中性子と陽子の総数を示す。e⁺は陽電子、vはニュートリノを表し、γはガンマ線が放出されることを示す。第3段階を始めるには、ヘリウム3の原子核が二つ必要である。そのため、第3段階の前に、最初の二つの段階がそれぞれ2回起こらなければならない。

Although, as we discussed, the first step in this chain of reactions is very difficult and generally takes a long time, the other steps happen more quickly. After the deuterium nucleus is formed, it survives an average of only about 6 seconds before being converted into ³He. About a million years after that (on average), the ³He nucleus will combine with another to form ⁴He.

説明したように、この連鎖反応の第1段階は非常に起こりにくく、一般に長い時間がかかるが、ほかの段階はもっと速く進む。重水素原子核は、できてから平均わずか約6秒で³Heに変わる。その約100万年後、これは平均の時間だが、³He原子核は別の³Heと結合して⁴Heを作る。

We can compute the amount of energy these reactions generate by calculating the difference in the initial and final masses. The masses of hydrogen and helium atoms in the units normally used by scientists are 1.007825 u and 4.002603 u, respectively. (The unit of mass, u, is defined to be 1/12 the mass of an atom of carbon-12, or approximately the mass of a proton.) Here, we include the mass of the entire atom, not just the nucleus, because electrons are involved as well. When hydrogen is converted into helium, two positrons are created (remember, the first step happens twice), and these are annihilated with two free electrons, adding to the energy produced.

これらの反応が生み出すエネルギーの量は、反応前後の質量の差から計算できる。科学者がふつう使う単位で、水素原子とヘリウム原子の質量は、それぞれ1.007825 uと4.002603 uである。質量の単位uは、炭素12原子の質量の12分の1と定義され、陽子の質量にほぼ等しい。ここでは電子も反応に関わるため、原子核だけでなく原子全体の質量を含める。水素がヘリウムに変わると、陽電子が二つできる。第1段階が2回起こることを思い出そう。これらは二つの自由電子と対消滅し、生成されるエネルギーをさらに増やす。

The mass lost, 0.028697 u, is 0.71% of the mass of the initial hydrogen. Thus, if 1 kilogram of hydrogen is converted into helium, then the mass of the helium is only 0.9929 kilogram, and 0.0071 kilogram of material is converted into energy. The speed of light (c) is 3 × 10⁸ meters per second, so the energy released by the conversion of just 1 kilogram of hydrogen into helium is:

失われた質量0.028697 uは、最初の水素の質量の0.71%である。したがって1キログラムの水素がヘリウムに変わると、ヘリウムの質量は0.9929キログラムにしかならず、0.0071キログラムの物質がエネルギーに変わる。光速cは秒速3 × 10⁸メートルなので、水素わずか1キログラムをヘリウムに変えることで放出されるエネルギーは、次のようになる。

This amount, the energy released when a single kilogram (2.2 pounds) of hydrogen undergoes fusion, would supply all the electricity used by the typical U.S. household for roughly 17,000 years.

水素1キログラム（2.2ポンド）が核融合するときに放出されるこのエネルギーは、米国の典型的な1世帯が使う電力のすべてを、およそ17,000年間賄う量である。

To produce the Sun’s luminosity of 4 × 10²⁶ watts, some 600 million tons of hydrogen must be converted into helium each second, of which about 4 million tons are converted from matter into energy. As large as these numbers are, the store of hydrogen (and thus of nuclear energy) in the Sun is still more enormous, and can last a long time—billions of years, in fact.

太陽の光度4 × 10²⁶ワットを生み出すには、毎秒およそ6億トンの水素をヘリウムへ変換しなければならない。そのうち約400万トンが、物質からエネルギーに変わる。これらは大きな数字だが、太陽が蓄えている水素、したがって核エネルギーは、さらに莫大である。そして長い期間、実際には数十億年もの間、もち続ける。

At the temperatures inside the stars with masses smaller than about 1.2 times the mass of our Sun (a category that includes the Sun itself), most of the energy is produced by the reactions we have just described, and this set of reactions is called the proton-proton chain (or sometimes, the p-p chain). In the proton-proton chain, protons collide directly with other protons to form helium nuclei.

太陽の約1.2倍より小さな質量の恒星では、内部の温度のもとで、エネルギーの大半は今説明した反応によって作られる。この分類には太陽自身も含まれる。この一連の反応を陽子・陽子連鎖反応、あるいはp-p連鎖反応と呼ぶ。陽子・陽子連鎖反応では、陽子がほかの陽子と直接衝突し、ヘリウム原子核を作る。

In hotter stars, another set of reactions, called the carbon-nitrogen-oxygen (CNO) cycle, accomplishes the same net result. In the CNO cycle, carbon and hydrogen nuclei collide to initiate a series of reactions that form nitrogen, oxygen, and ultimately, helium. The nitrogen and oxygen nuclei do not survive but interact to form carbon again. Therefore, the outcome is the same as in the proton-proton chain: four hydrogen atoms disappear, and in their place, a single helium atom is created. The CNO cycle plays only a minor role in the Sun but is the main source of energy for stars with masses greater than about the mass of the Sun.

もっと高温の恒星では、炭素・窒素・酸素サイクル、略してCNOサイクルと呼ばれる別の一連の反応が、差し引き同じ結果をもたらす。CNOサイクルでは、炭素原子核と水素原子核が衝突して、窒素、酸素、そして最終的にヘリウムを生み出す一連の反応が始まる。窒素と酸素の原子核はそのまま残らず、相互作用して再び炭素を作る。したがって、結果は陽子・陽子連鎖反応と同じで、4個の水素原子がなくなり、代わりにヘリウム原子が1個作られる。CNOサイクルが太陽で果たす役割は小さいが、太陽程度よりも質量の大きな恒星では、主要なエネルギー源になる。

So you can see that we have solved the puzzle that so worried scientists at the end of the nineteenth century. The Sun can maintain its high temperature and energy output for billions of years through the fusion of the simplest element in the universe, hydrogen. Because most of the Sun (and the other stars) is made of hydrogen, it is an ideal “fuel” for powering a star. As will be discussed in the following chapters, we can define a star as a ball of gas capable of getting its core hot enough to initiate the fusion of hydrogen. There are balls of gas that lack the mass required to do this (Jupiter is a local example); like so many hopefuls in Hollywood, they will never be stars.

こうして、19世紀末の科学者をあれほど悩ませた謎が解けた。太陽は、宇宙で最も単純な元素である水素の核融合によって、高温とエネルギー放出を数十億年間維持できる。太陽もほかの恒星も、大部分が水素でできているので、水素は恒星を動かす理想的な「燃料」である。これからの章で説明するように、恒星は、中心核を水素核融合が始まるほど高温にできるガスの球と定義できる。そうするために必要な質量をもたないガス球もあり、身近な例が木星である。ハリウッドで成功を夢見る多くの人々と同じく、それらがスターになることは決してない。