R過程

r過程（アールかてい）とは

r過程（r-process）とは、中性子星の合体のような宇宙における爆発的な現象で発生する、元素合成の重要な過程の一つです。この過程は、鉄よりも重い元素の約半分を生成する役割を担っています。r過程の特徴は、原子核が非常に短い時間で連続的に中性子を捕獲することです。このため、この過程は「Rapid（急速）」を意味するrの名を冠しています。

元素合成には、r過程の他にs過程というものがあります。s過程は、漸近巨星分枝星（AGB星）の中でゆっくりと中性子を捕獲することで元素を生成します。r過程とs過程は、鉄よりも重い元素を生成する主要な二つの過程であり、宇宙における元素組成を理解する上で欠かせないものです。

r過程は、その現象が爆発的で観測が難しかったため、長らく謎に包まれていました。しかし、2010年代に入り、観測技術とコンピューターシミュレーションの進歩により、中性子星の衝突がr過程の主要な発生源であることが明らかになってきました。

r過程の歴史

r過程の存在は、1950年代に、重元素の同位体比や元素の存在比の観測から予見されました。特に、ゲルマニウム、キセノン、白金といった元素の存在比にピークがあることが、r過程の存在を示唆する重要な証拠となりました。これらの元素は、中性子ドリップライン付近に中性子閉殻を持つ放射性原子核が崩壊して生成されると考えられています。

1957年には、有名なB2FH論文で、s過程とr過程で作られる重元素同位体の表が発表され、星の元素合成理論の基礎が築かれました。この論文は、現代の天体核物理学の枠組みを形作る上で、非常に重要な役割を果たしました。

r過程の核物理

r過程は、重力崩壊型超新星爆発の直後のような、非常に高密度の中性子束が存在する環境で起こります。この環境下では、原子核は不安定な状態のまま、ベータ崩壊を待つことなく次々と中性子を捕獲していきます。r過程は中性子ドリップラインに沿って進みますが、この進行を阻害する要因も存在します。中性子閉殻を持つ原子核に対する中性子捕獲の反応断面積の減少、光分解反応、そして自発核分裂を起こすほど重い同位体領域での核の不安定化などが挙げられます。

中性子束が落ち着いた後、不安定な中性子過剰核は安定核へと崩壊します。s過程では中性子閉殻付近に元素が生成されるのに対し、r過程では、ベータ崩壊によって原子量がやや小さい領域に元素が生成されます。

r過程の宇宙物理学的条件

2017年8月、中性子星の衝突が観測され、その分析の結果、r過程元素が合成されることが確認されました。この観測は、r過程が中性子星の合体によって起こるという説を裏付ける画期的な出来事でした。

それ以前は、重力崩壊型超新星爆発がr過程の主要な発生源であると考えられていました。しかし、観測されたr過程核種の存在比から、超新星爆発がr過程の源であるとすると、その放出量は非常に限られたものでなければならないという矛盾が生じていました。また、コンピューターシミュレーションでも、超新星爆発ではr過程が十分に起こらないことが示唆されていました。

中性子星の合体は、以前からr過程の候補として提唱されていましたが、2014年の研究によって、その可能性が明確に示されました。そして、2017年の観測により、中性子星の合体がr過程の主要な発生源であるということが証明されたのです。

重力崩壊型超新星とr過程

大質量星の進化の最終段階で起こる重力崩壊型超新星は、爆発の衝撃波によって物質を宇宙空間に放出するとともに、中心に中性子星やブラックホールを残します。当初、r過程の発生源として有力視されていたのは、超新星爆発の中心領域が中性子過剰になるという点でした。

しかし、その後の詳細な研究により、超新星爆発ではr過程に必要なほど中性子過剰な物質は生成されにくいことが明らかになりました。そのため、超新星爆発はr過程の主要な発生源とは考えられなくなりました。

原始中性子星風とr過程

重力崩壊型超新星の内部には、原始中性子星が存在します。原始中性子星は、高温高密度の状態にあり、大量のニュートリノを放出しています。このニュートリノが、原始中性子星から「風」を引き起こすと考えられています。

原始中性子星風は、中性子過剰な物質を放出しますが、その量はそれほど大きくありません。ただし、放出速度やエントロピーが適切に高ければ、元素合成過程で高い中性子密度を達成し、r過程元素を生成できる可能性もあります。

コンパクト連星合体とr過程

中性子星やブラックホールなどの高密度天体（コンパクト天体）が連星になっている系をコンパクト連星といいます。これらの合体も、r過程の発生源として有力な候補です。

特に、中性子星同士が連星をなしている連星中性子星は、その合体時に大量の中性子過剰な物質を放出すると考えられています。連星中性子星は、互いに周回しながら重力波を放出してエネルギーを失い、最終的に合体すると考えられています。

連星中性子星は、早い段階からr過程の候補として考えられていましたが、流体力学シミュレーションが難しく、観測的な根拠が不足していました。しかし、超新星爆発説が理論的に困難であることが明らかになると、重力波の観測や付随するショートガンマ線バースト、キロノヴァとの関連から、大きな関心が寄せられるようになりました。

連星中性子星の合体シナリオでr過程元素の太陽系組成パターンを説明するためには、まだいくつかの解決すべき問題点があります。例えば、放出物が極端に中性子過剰であるため、r過程が非常に強く進行し、核分裂サイクルを引き起こすことで、中間的なr過程元素が生成されないといった問題があります。

天体観測とr過程

隕石や太陽の観測により、太陽系の元素組成は詳細に調べられています。そして、その中には、r過程によってのみ作られた元素（r過程元素）も特定されています。また、銀河系のハロー領域にある金属欠乏星の中にも、r過程元素が卓越した星が観測されています。

太陽系は、複数回の元素合成の結果として形成されたと考えられています。一方、金属欠乏星に見られる元素パターンは、1回あるいは少ない回数の元素合成の結果であると考えられています。そのため、金属欠乏星は、r過程天体現象の直接的な結果を捉えることができる、重要な研究対象となっています。

興味深いことに、太陽系元素組成におけるr過程元素と、r過程元素が過剰な金属欠乏星の元素パターンは、いくつかの例外を除いて驚くほど一致しています。この一致は、r過程が起こる物理環境が、天体現象によらず似通っている可能性を示唆しており、「r過程のユニバーサリティ」とも呼ばれています。

参考文献

RIBFの現状と将来

外部リンク

天文月報 rプロセス特集（１）
天文月報 rプロセス特集（２）
星の元素合成

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