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原子核天体物理学は、恒星、超新星、新星、激しい連星相互作用などの宇宙源における化学元素と同位体の起源、および核エネルギー生成の役割を研究します。これは原子核物理学と天体物理学の両方の学際的な分野であり、それぞれの分野のさまざまなサブフィールドの研究者間の緊密な協力が必要です。これには特に、宇宙環境で発生する核反応とその反応速度、およびこれらの核反応が発生する可能性のある天体物理学的対象のモデリングが含まれますが、同位体および元素組成の宇宙進化（しばしば化学進化と呼ばれる）の考察も含まれます。観測による制約には、電磁スペクトル全体にわたる複数のメッセンジャー（原子核ガンマ線、X線、可視光、電波/サブミリ波天文学）に加え、隕石とその星間塵の包有物、宇宙線、地球と月の物質堆積物などの太陽系物質の同位体測定が含まれます。原子核物理学実験では、安定核種の領域をはるかに超えて放射性/不安定核の領域、束縛核の限界（ドリップライン）近くまで、高密度（中性子星物質まで）および高温（プラズマ温度まで）の条件下で、原子核の安定性（すなわち、寿命と質量）を扱います。10 9 K )。宇宙の核反応環境は実現不可能であり、実験によって部分的に近似できるにすぎないため、理論とシミュレーションはここで不可欠な部分である。
1940年代、地質学者のハンス・ズースは、元素の存在量に見られる規則性は原子核の構造特性に関係しているのではないかと推測した。[ 1 ]これらの考察は、金の製造を目的とした化学の進歩の傍らで、1896年にベクレルが放射能を発見したことに端を発している。 [ 2 ]この物質変換の驚くべき可能性は、その後数十年にわたり物理学者の間で大きな興奮を生み出し、 1911年のアーネスト・ラザフォードの散乱実験や、 1932年のジェームズ・チャドウィックによる中性子の発見といったマイルストーンを経て、原子核の発見へと至った。アストンがヘリウムの質量が陽子の4倍未満であることを実証した後、エディントンは、太陽の中心部で未知のプロセスによって水素がヘリウムに変換され、エネルギーが放出されると提唱した。[ 3 ] 20年後、ベーテとフォン・ヴァイツゼッカーは独立にCNサイクルを導き出した。[ 4 ] [ 5 ]これは、この変換を実現する最初の既知の核反応である。エディントンの提案からCNサイクルの導出までの期間は、主に核構造の理解が不十分であったことに起因する。星における元素の起源とエネルギー生成を説明する基本原理は、1940年代にジョージ・ガモフが主導し、1948年にアルファー・ベーテ・ガモフ論文として2ページの論文で発表された核合成を記述する概念に現れる。宇宙核合成を構成するプロセスの完全な概念は、 1950年代後半にバービッジ、バービッジ、ファウラー、ホイル[ 6 ]とキャメロンによって提示された。[ 7 ]ファウラーは、現在では原子核天体物理学として知られる分野において、天文学者、天体物理学者、理論および実験原子核物理学者間の協力を開始した功績が広く認められている[ 8 ]（彼はこの功績により1983年にノーベル賞を受賞した）。同じ数十年の間に、アーサー・エディントンらは、このような原子核反応による原子核結合エネルギーの解放と恒星の構造方程式を結びつけることができた[ 9 ] 。
これらの発展には、奇妙な逸脱も伴った。19世紀の著名な物理学者、例えばメイヤー、ウォーターソン、フォン・ヘルムホルツ、ケルビン卿などは、太陽は重力ポテンシャルエネルギーを熱に変換することで熱エネルギーを放射していると仮定した。この仮定に基づき、ビリアル定理を用いて計算された太陽の寿命は約1900万年であり、地質学的記録の解釈や（当時新しかった）生物進化論と矛盾することがわかった。一方、太陽が石炭のような化石燃料だけで構成されていると仮定すると、その熱エネルギー放出率を考慮すると、太陽の寿命はわずか4000年か5000年となり、人類文明の記録とは明らかに矛盾する。
宇宙の時代、核反応はビッグバンから残された核子（水素とヘリウムの同位体、リチウム、ベリリウム、ホウ素の痕跡）を、今日見られる他の同位体や元素に再配置します（グラフを参照）。[ 10 ]原動力は核結合エネルギーの発熱エネルギーへの変換であり、核子の結合が強い原子核が有利になります。これらの原子核は、結合エネルギーによって元の構成要素よりも軽くなります。中性子と陽子の対称物質から最も強く結合した原子核は56 Ni です。[ 11 ]核結合エネルギーの放出は、星が数十億年も輝き続けることを可能にし、激しい反応（熱核超新星爆発のための12 C + 12 C 核融合など）の場合には恒星爆発で星を破壊する可能性があります。恒星や恒星爆発内部で物質がこのように処理される過程で、生成物の一部は核反応の場から放出され、星間ガスへと流れ込みます。そして、新たな恒星を形成し、さらに核反応を経て物質の循環へと進みます。この結果、恒星や銀河内部および銀河間の宇宙ガスの組成が進化し、より重い元素がガス中に蓄積されていきます。原子核天体物理学は、このような宇宙および銀河の化学進化における原子核および天体物理学的プロセスを記述し理解するための科学であり、原子核物理学および天体物理学の知識と結びついています。私たちの理解を検証するために測定が用いられます。恒星および星間ガス中の元素および同位体の存在量データから天文学的な制約が得られ、宇宙天体現象に関するその他のマルチメッセンジャー天文学的測定は、これらの現象を理解しモデル化するのに役立ちます。原子核の特性は、加速器などの地上の原子核研究所とその実験から得ることができます。こうしたデータを理解し補完するためには、理論とシミュレーションが必要であり、様々な宇宙環境下における核反応速度や、宇宙天体の構造とダイナミクスに関するモデルを提供する必要がある。
原子核天体物理学は科学にとって複雑な謎のままである。[ 12 ]元素と同位体の起源に関する現在のコンセンサスは、均質なビッグバンでは水素とヘリウム（および微量のリチウム）のみが形成され（ビッグバン原子核合成を参照）、他のすべての元素とその同位体は、星やその爆発など、後に形成された宇宙の天体で形成されるというものである。[ 13 ]
太陽の主要なエネルギー源は、約 1500 万度での水素からヘリウムへの核融合です。陽子-陽子連鎖反応が支配的で、CNO サイクル反応による触媒的水素核融合よりもはるかに低いエネルギーで、はるかにゆっくりと起こります。核天体物理学は、鉛とウラン同位体の隕石存在量から導き出された太陽系の年齢 (約 45 億年) と一致する寿命を生み出す太陽のエネルギー源の像を示しています。現在太陽で起こっている恒星の核水素燃焼は、恒星進化の段階を分類するヘルツシュプルング-ラッセル図に示されている恒星の主系列を定義します。太陽の pp 連鎖による水素燃焼の寿命は約 90 億年です。これは主に、重水素の極めて遅い生成によって決定されます。
これは弱い相互作用によって支配される。
ニュートリノ振動（素粒子物理学の標準模型には存在しないニュートリノの質量がゼロでないことを示唆する現象）の発見につながった研究は、理論から予想されるよりも約3分の1低い太陽ニュートリノ束に動機づけられたものであり、これは原子核天体物理学界で長年懸念されてきた問題で、通称「太陽ニュートリノ問題」として知られている。
原子核天体物理学の概念は、恒星中のテクネチウム元素（安定同位体を持たない最も軽い化学元素）の観測[ 14 ] 、銀河ガンマ線線放出体（26Al [ 15 ] 、60Fe、44Ti [ 16 ]など）の観測、光学的超新星光と同時に観測された2つの超新星（SN1987AとSN2014J ）からの56Ni崩壊系列の放射性崩壊ガンマ線線、太陽[ 17 ]および超新星1987aからのニュートリノの観測によって裏付けられています。これらの観測は広範囲にわたる影響を及ぼします。26Alの寿命は100万年で、銀河の時間スケールでは非常に短いため、現在の時代において天の川銀河内で元素合成が進行中のプロセスであることを証明しています。
元素存在量の宇宙進化に関する現在の記述は、太陽系や銀河で観測されたものと概ね一致している。[ 13 ]
これらの元素の存在量を生成する特定の宇宙天体の役割は、一部の元素については明確ですが、他の元素については激しく議論されています。たとえば、鉄は主に熱核超新星爆発（Ia型超新星とも呼ばれる）に由来すると考えられており、炭素と酸素は主に大質量星とその爆発に由来すると考えられています。リチウム、ベリリウム、ホウ素は、炭素やより重い原子核などの宇宙線原子核の核破砕反応に由来し、これらを分裂させると考えられています。[ 13 ]ニッケルより重い元素は、遅い中性子捕獲プロセスと速い中性子捕獲プロセスによって生成され、それぞれがこれらの元素の存在量の約半分を占めています。[ 18 ] sプロセスは死にゆく星の外層で起こると考えられていますが、rプロセスの発生場所については不確実性があります。 r過程は超新星爆発やコンパクト天体の合体で起こると考えられているが、観測証拠は単一のイベントGW170817に限られており、観測された重元素の存在量につながるとされるr過程の発生場所の相対的な収量は不確実である。[ 13 ] [ 18 ] [ 19 ]
核反応生成物の発生源から星間および銀河間媒体を通じた輸送も不明である。さらに、宇宙核反応に関与する多くの原子核は不安定であり、宇宙空間では一時的にしか存在しない可能性があり、その特性（結合エネルギーなど）は合成の困難さから実験室で調査することができない。同様に、恒星の構造とそのダイナミクスはモデルで十分に説明されておらず、星震学以外では観測が困難であり、超新星爆発モデルは物理プロセスに基づく一貫した説明を欠いており、経験的な要素を含んでいる。現在の研究は計算と数値モデリングを広く利用している。[ 20 ]
核天体物理学の基礎は明確でもっともらしく見えるものの、多くの謎が残っている。これらには、ヘリウム核融合（特に12 C(α,γ) 16 O 反応）[ 21 ]、r 過程の天体物理学的場所[ 18 ] 、種族 II 星の異常なリチウム存在量[ 22 ] 、中心核崩壊型超新星の爆発メカニズム[ 20 ]、および熱核超新星の起源[ 23 ]の理解が含まれる。