アイアンピーク

鉄のピークは、化学元素の存在比のグラフ上でFe ( Cr、Mn、 Fe 、Co、Ni )付近の極大値です。

周期表で鉄より軽い元素の場合、核融合によってエネルギーが放出される。鉄およびそれより重いすべての元素の場合、核融合によってエネルギーが消費される。鉄のピークまでの化学元素は通常の恒星内元素合成で生成され、特にアルファ元素が豊富である。より重い元素の一部は、r過程やs過程などの効率の悪い過程で生成される。鉄に近い原子番号を持つ元素は、超新星爆発での酸素とケイ素の爆発的な融合とそれに続くニッケル56などの原子核の放射性崩壊によって大量に生成される。平均すると、より重い元素は宇宙でそれほど豊富ではないが、鉄に近い元素の中には、この傾向から予想されるよりも比較的豊富なものがある。^{[ 1 ]}

太陽系における化学元素の存在量。水素とヘリウムはビッグバン以来最も多く存在する元素です。次の3つの元素（リチウム、ベリリウム、ホウ素）は、ビッグバン時だけでなく恒星内でもほとんど合成されないため、希少です。残りの恒星生成元素には、2つの一般的な傾向があります。(1) 原子番号が偶数か奇数かによって存在量が変化する傾向、(2) 元素が重くなるにつれて存在量が減少する傾向です。鉄の近傍にある元素には、副次的な効果として「鉄ピーク」が見られることがあります。これは、最も強く結合している原子核を持つ元素の相対的な存在量を増加させるものです。

結合エネルギー

すべての元素について、核子あたりの核結合エネルギーのグラフを見ると、ニッケル付近でピークに達し、その後、より重い元素に向かって緩やかに減少することがわかります。結合エネルギーの値の増加は、ある核の集合が、核結合エネルギーの合計がより大きくなる別の集合に再配置されたときに放出されるエネルギーを表しています。水素などの軽い元素は、結合してより重い核を形成する際に、大量のエネルギー（結合エネルギーの大幅な増加）を放出します。逆に、ウランなどの重い元素は、アルファ崩壊や核分裂によってより軽い核に変換される際にエネルギーを放出します。⁵⁶₂₈Niは、高質量星の中心核において最も熱力学的に有利な元素です。鉄58とニッケル62は（核子あたりの）結合エネルギーがさらに高いものの、必要な数の中性子が恒星の核物質中に存在しないため、また、 α過程（質量数が4の倍数ではない）で生成できないため、大量に合成することはできません。

参照

元素の存在量（データページ）

参考文献

^ Erikson, KA; Hughes, J.; Fontes, CJ; Colgan, JP (2013).若い超新星残骸における鉄ピーク元素の解明の進展. ロスアラモス国立研究所.

[erikson-1] Erikson, KA; Hughes, J.; Fontes, CJ; Colgan, JP (2013).若い超新星残骸における鉄ピーク元素の解明の進展. ロスアラモス国立研究所.

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