元素合成

元素合成とは、既存の核子（陽子と中性子）と原子核から新しい原子核を作成するプロセスです。現在の理論によると、最初の原子核はビッグバンの数分後に、ビッグバン元素合成と呼ばれるプロセスでの核反応によって形成されました。^[1]約20分後、宇宙は膨張して冷却し、核子間の高エネルギー衝突が終了したため、最も高速で単純な反応のみが起こり、水素とヘリウムのみを含む宇宙が残りました。残りはリチウムや水素の同位体である重水素などの他の元素の痕跡です。星での元素合成とその爆発により、後に宇宙化学進化と呼ばれるプロセスで、今日私たちが持っているさまざまな元素と同位体が生み出されました。水素とヘリウムよりも重い元素（天体物理学者によって「金属」と呼ばれる）の総質量は小さいまま（数パーセント）なので、宇宙は今でもほぼ同じ構成を保っています。

恒星は中心核で軽い元素をより重い元素と融合させ、恒星内元素合成と呼ばれるプロセスでエネルギーを放出します。核融合反応は、最も重い恒星の鉄やニッケルを含む、より軽い元素の多くを生成します。恒星内元素合成の生成物は、恒星風や爆発によって放出されない限り、恒星の中心核と残骸に閉じ込められたままになります。r過程とs過程の中性子捕獲反応は、鉄から上に向かってより重い元素を生成します。

爆発する恒星内での超新星元素合成は、酸素とルビジウムの間の元素の生成に大きく関与しています。これは、恒星の元素合成中に生成された元素の放出、超新星爆発中の爆発的な元素合成、および爆発中の r 過程 (複数の中性子の吸収) によるものです。

中性子星の合体は、 r 過程で生成される元素の主な発生源として最近発見されました。2 つの中性子星が衝突すると、大量の中性子を多く含む物質が放出され、すぐに重元素が形成されます。

宇宙線破砕は、宇宙線が原子核に衝突して破砕するプロセスです。これは、恒星の元素合成では生成されない、特に³ He、⁹ Be、^{10,11 B などの軽い原子核の重要な発生源です。宇宙線破砕は、}星間物質、小惑星や流星体、または地球の大気中や地表で発生する可能性があります。これは、地球上に宇宙生成核種が存在することに寄与しています。

地球上では、ウラン、トリウム、カリウム40などの 長寿命の原始放射性核種の崩壊である放射性生成によっても新しい原子核が生成されます。

原始核子自体は、約138億年前のビッグバンの際にクォーク・グルーオン・プラズマが2兆度以下に冷却されたときに形成されたと考えられています。その数分後には、陽子と中性子だけから始まり、リチウムとベリリウム（ともに質量数7）までの原子核が形成されたが、他の元素はほとんど形成されなかった。この時点でいくらかのホウ素が形成された可能性があるが、炭素が大量に形成される前にプロセスは停止した。これは、この元素には、ビッグバンの短い元素合成期間に存在していたよりもはるかに高いヘリウム密度と時間の積が必要であるためである。その核融合プロセスは、宇宙が膨張し続けるにつれて温度と密度が低下したため、約20分で実質的に停止した。この最初のプロセスであるビッグバン元素合成は、宇宙で発生した最初のタイプの核生成であり、いわゆる原始元素を作り出した。

初期宇宙で形成された恒星は、より軽い原子核（水素、ヘリウム、リチウム、ベリリウム、ホウ素）を結合してより重い元素を生成します。これらの原子核は、星間物質、つまり星の初期の構成に含まれていました。そのため、星間ガスには、ビッグバンの際の原子核合成と宇宙線の破砕によってのみ存在するこれらの軽元素が徐々に存在しています。したがって、現在の宇宙のこれらの軽元素は、数十億年にわたる宇宙線（主に高エネルギー陽子）による星間ガスと塵中の重元素の破壊によって生成されたと考えられています。これらの宇宙線衝突の破片には、ヘリウム3と、軽元素の安定同位体であるリチウム、ベリリウム、ホウ素が含まれています。炭素はビッグバンでは生成されませんでしたが、後にトリプルアルファ過程を介してより大きな星で生成されました。

その後のより重い元素（Z  ≥ 6、炭素およびより重い元素）の元素合成には、恒星や超新星の内部に見られる極端な温度と圧力が必要である。これらのプロセスは、ビッグバンの水素とヘリウムが約5億年後に最初の恒星に崩壊したときに始まった。その時以来、銀河では星形成が継続的に起こっている。原始核種は、ビッグバン元素合成、恒星元素合成、超新星元素合成、および中性子星衝突などの異常なイベントでの元素合成によって生成された。40 Arなどの他の核種は^、後に放射性崩壊によって形成された。地球上では、混合と蒸発によって原始組成が自然の地球組成と呼ばれるものに変化した。ビッグバン後に生成されたより重い元素の原子番号は、 Z  = 6（炭素）からZ  = 94（プルトニウム）までの範囲である。これらの元素の合成は、原子核間の強い相互作用と弱い相互作用を伴う核反応によって起こり、核融合（急速な多重中性子捕獲と低速の多重中性子捕獲の両方を含む）と呼ばれ、核分裂やベータ崩壊などの放射性崩壊も含まれます。異なるサイズと組成（つまり、中性子と陽子の数）の原子核の安定性は、原子核間の可能な反応において重要な役割を果たします。したがって、宇宙元素合成は、天体物理学と原子核物理学（「核天体物理学」）の研究者の間で研究されています。

元素合成に関する最初の考えは、化学元素が宇宙の始まりに作られたというだけのものでしたが、これに対する合理的な物理的シナリオは特定できませんでした。徐々に、水素とヘリウムが他のどの元素よりも豊富であることが明らかになりました。残りはすべて、太陽系や他の恒星系の質量の 2% 未満を占めています。同時に、酸素と炭素が次に多い 2 つの元素であること、また、軽い元素、特にヘリウム 4 核 (アルファ核種) の整数で構成される同位体を持つ元素が豊富になるという一般的な傾向があることも明らかになりました。

アーサー・スタンレー・エディントンは1920年に初めて、恒星は水素をヘリウムに融合することでエネルギーを得ていると示唆し、より重い元素も恒星で形成される可能性を提起した。^{[2] [3]}この考えは、核のメカニズムが理解されていなかったため、一般には受け入れられなかった。第二次世界大戦の直前の数年間、ハンス・ベーテが、水素がヘリウムに融合する核のメカニズムを初めて解明した。

フレッド・ホイルによる恒星における重元素の核合成に関する最初の研究は、第二次世界大戦直後に行われました。^[4]彼の研究は、水素から始まるすべての重元素の生成を説明しました。ホイルは、宇宙の始まりを必要とせずに、水素は真空とエネルギーから宇宙で継続的に生成されると提唱しました。

ホイルの研究は、銀河が老化するにつれて元素の存在量が時間とともにどのように増加するかを説明した。その後、ホイルの図は、ウィリアム・A・ファウラー、アラスター・GW・キャメロン、ドナルド・D・クレイトンの貢献により1960年代に拡張され、その後多くの研究者が続いた。EM・バービッジ、GR・バービッジ、ファウラー、ホイルによる1957年のレビュー論文^[5]は、1957年のこの分野の状況をまとめた有名な論文である。その論文は、恒星の中で1つの重い原子核が他の重い原子核に変化する新しいプロセスを定義し、天文学者はそのプロセスを文書化できるようになった。

ビッグバン自体は、この時期よりずっと前の1931年に、ベルギーの物理学者ジョルジュ・ルメートルによって提唱されていた。ルメートルは、宇宙が時間的に膨張していることは明白であるため、宇宙を過去にさかのぼって収縮させると、これ以上収縮できなくなるまで収縮し続けると示唆した。これにより、宇宙の全質量が「原始原子」という一点に集中し、それ以前には時間と空間が存在しなかった状態になる。1949年のBBCラジオ放送でホイルが「ビッグバン」という用語を作り出したとされ、ルメートルの理論は「宇宙のすべての物質が遠い過去のある特定の時間に1回のビッグバンで作られたという仮説に基づいている」と述べた。一般にホイルはこれを軽蔑的な意図で言ったと伝えられているが、ホイルはこれを明確に否定し、これは2つのモデルの違いを強調するための印象的なイメージに過ぎないと述べた。ルメートルのモデルは、重水素やヘリウムと炭素の中間の核種の存在、そして恒星だけでなく星間空間にも存在するヘリウムの基本的な多量性を説明するために必要でした。実際、ルメートルとホイルの元素合成モデルの両方が、宇宙の元素の豊富さを説明するために必要になりました。

元素合成理論の目標は、化学元素とその同位体の非常に異なる存在量を自然プロセスの観点から説明することです。この理論の発展の主なきっかけとなったのは、元素の存在量と原子番号をプロットしたグラフの形状でした。これらの存在量を原子番号の関数としてグラフにプロットすると、最大1000万倍変化するギザギザの鋸歯構造になります。元素合成研究に非常に大きな影響を与えたきっかけは、ハンス・スースとハロルド・ユーリーが作成した存在量表でした。これは、未進化の隕石内で見つかった非揮発性元素の未分画存在量に基づいています。^[6]このような存在量のグラフは、以下のように対数目盛りで表示されています。このグラフの垂直目盛りには10の累乗が数多く含まれているため、非常にギザギザした構造が視覚的に抑えられています。

元素合成の原因であると考えられている天体物理学的プロセスは多数あります。これらのほとんどは恒星内で発生し、それらの核融合プロセスの連鎖は、水素燃焼（陽子-陽子連鎖またはCNOサイクル経由）、ヘリウム燃焼、炭素燃焼、ネオン燃焼、酸素燃焼、およびシリコン燃焼として知られています。これらのプロセスにより、鉄やニッケルまでの元素を作成できます。これは、核子あたりの結合エネルギーが最も高い同位体が生成される元素合成領域です。より重い元素は、 s過程として知られる中性子捕獲プロセスによって恒星内で組み立てられるか、超新星や中性子星の合体などの爆発性環境では、他のいくつかのプロセスによって組み立てられます。その他の過程としては、急速な中性子捕獲を伴う r 過程、rp 過程、既存の原子核の 光崩壊を引き起こすp 過程（ガンマ過程とも呼ばれる）などがあります。

ビッグバン元素合成^[8]は宇宙の始まりから最初の3分以内に起こり、¹
H（プロチウム）、²
H (D、重水素)、³
ヘリウム3、および⁴
He (ヘリウム4 )。⁴
彼は恒星の核融合とアルファ崩壊によって生成され続け、微量の¹
Hは核破砕や特定の種類の放射性崩壊によって生成され続けていますが、宇宙の同位体の質量のほとんどはビッグバンで生成されたと考えられています。これらの元素の核といくつかの⁷
李と⁷
ベリリウムは、ビッグバンから100～300秒後、原始クォーク・グルーオン・プラズマが凍結して陽子と中性子を形成したときに形成されたと考えられています。膨張と冷却によって停止するまでの非常に短い期間（約20分）で元素合成が行われたため、ベリリウム（またはおそらくホウ素）よりも重い元素は形成されませんでした。この間に形成された元素はプラズマ状態にあり、ずっと後まで中性原子の状態に冷却されませんでした。^[要出典]

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {n^{0}->p+{}+e^{-}{}+{\overline {\nu }}_{e}}}&{\ce {p+{}+n^{0}->_{1}^{2}D{}+\gamma }}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+p+->_{2}^{3}He{}+\gamma }}&{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{2}^{3}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{2}_{1}D{}+_{1}^{2}D->_{1}^{3}T{}+p+}}&{\ce {^{3}_{1}T{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+n^{0}}}\\{\ce {^{3}_{1}T{}+_{2}^{4}He->_{3}^{7}Li{}+\gamma }}&{\ce {^{3}_{2}He{}+n^{0}->_{1}^{3}T{}+p+}}\\{\ce {^{3}_{2}He{}+_{1}^{2}D->_{2}^{4}He{}+p+}}&{\ce {^{3}_{2}He{}+_{2}^{4}He->_{4}^{7}Be{}+\gamma }}\\{\ce {^{7}_{3}Li{}+p+->_{2}^{4}He{}+_{2}^{4}He}}&{\ce {^{7}_{4}Be{}+n^{0}->_{3}^{7}Li{}+p+}}\end{array}}}$

宇宙全体で観測される軽い原子核の相対的存在量の原因となる主な核反応。

恒星内元素合成は、新しい原子核が生成される核反応である。恒星の進化の過程で起こる。炭素から鉄までの元素の銀河系における豊富さの原因である。恒星は熱核融合炉であり、核の組成が進化するにつれて、HとHeがますます高温になり、より重い原子核に融合される。^[9]特に重要なのは炭素である。なぜなら、Heから炭素が形成されることが、全体の過程のボトルネックとなるからである。炭素は、すべての恒星で三重アルファ過程によって生成される。炭素はまた、恒星内で自由中性子を放出する主な元素でもあり、中性子のゆっくりとした吸収によって鉄が鉄やニッケルよりも重い元素に変換されるs過程を引き起こす。^{[10] [11]}

恒星内元素合成の生成物は、一般に、低質量星の質量損失現象や恒星風によって星間ガスに拡散します。質量損失現象は、現在、低質量星の進化における惑星状星雲段階や、太陽の8倍以上の質量を持つ 星の爆発的な終焉（超新星）で目撃されています。

恒星で元素合成が起こっていることを直接証明した最初の証拠は、時が経つにつれて星間ガスが重元素で豊かになったという天文学的観測であった。その結果、銀河の後期にそのガスから生まれた星は、それ以前に形成されたものよりもはるかに高い初期の重元素存在比で形成された。1952年に赤色巨星の大気中に分光法によってテクネチウムが検出されたこと^[12]は、恒星内の核活動の最初の証拠となった。テクネチウムは放射性であり、半減期は星の年齢よりもはるかに短いため、その存在比はその星内で最近生成されたことを反映しているに違いない。重元素が恒星起源であるという同様に説得力のある証拠は、漸近巨星分枝星の恒星大気中に見られる特定の安定元素の大きな過剰存在である。未進化の恒星で見られるよりも約20～50倍多いバリウムの存在比が観測されていることは、そのような恒星内でs過程が進行している証拠である。恒星内元素合成の現代の証拠の多くは、個々の恒星のガスから凝縮した固体粒子で、隕石から抽出された星塵の同位体組成によって提供されています。星塵は宇宙塵の1つの成分であり、しばしばプレソーラー粒子と呼ばれます。測定された星塵粒子の同位体組成は、星の晩年の質量損失エピソード中に粒子が凝縮した星内の元素合成の多くの側面を示しています。^[13]

超新星元素合成は超新星内の高エネルギー環境で発生し、その中でシリコンとニッケルの間にある元素は、²⁸ Siへの平衡核反応を往復させることで生じる高速核融合反応中に確立される準平衡^{[14]で合成される。準平衡とは、激しく燃える混合物中に28} Si原子核が大量に存在していることを除けば、ほぼ平衡状態であると考えられる。この概念^{[11]は、シリコン（} A = 28）とニッケル（A = 60）の間に豊富に存在する化学的に重要な元素についての包括的な理解をもたらしたため、ホイルの1954年の論文以来、中間質量元素の元素合成理論における最も重要な発見であった。これは、ホイルの1954年の理論をうっかり不明瞭にしてしまった、 B ² FH論文の誤っているがよく引用されるアルファ過程に取って代わった。^[15]さらなる元素合成過程、特にB ² FH論文で説明され、Seeger、Fowler、Claytonによって初めて計算されたr過程（急速過程）が発生する可能性があり、^[16]ニッケルより重い元素の最も中性子に富む同位体が自由中性子の急速な吸収によって生成される。超新星核の急速な圧縮中に電子捕獲によって自由中性子が生成され、中性子に富む種核がいくつか組み立てられることでr過程が一次過程となり、純粋なHとHeの星でも発生する可能性がある。これは、B ² FHがこの過程を二次過程と指定していることとは対照的である。この有望なシナリオは、超新星の専門家によって一般的に支持されているが、r過程の存在量の満足のいく計算はまだ達成されていない。主な r 過程は、銀河の金属量がまだ少なかった時代に生まれた古い星を観察した天文学者によって確認されています。これらの星には、r 過程の核がいくつか含まれており、金属量は内部過程の産物であることが実証されています。r 過程は、ウランやトリウムなどの天然の放射性元素や、各重元素の最も中性子に富む同位体の原因です。

rp 過程(急速陽子) には、自由陽子と中性子の急速な吸収が関与しますが、その役割と存在は明確ではありません。

爆発的な元素合成は放射性崩壊によって中性子の数が減少するには速すぎるため、陽子と中性子の数が等しく偶数である多くの豊富な同位体がシリコン準平衡プロセスによって合成されます。^{[14]このプロセスでは、酸素とシリコンの燃焼によって、陽子と中性子の数が等しい原子核が融合し、最大 15 個 ( 60} Niを表す) までの整数のヘリウム原子核からなる核種が生成されます。このような多重アルファ粒子核種は⁴⁰ Ca (10 個のヘリウム原子核で構成)まで完全に安定していますが、陽子と中性子の数が等しく偶数であるより重い原子核は強く結合していますが不安定です。準平衡では、放射性同重体 ⁴⁴ Ti、⁴⁸ Cr、⁵² Fe、⁵⁶ Ni が生成されます。これらは（⁴⁴ Ti を除く）大量に生成されますが、爆発後に崩壊して、同じ原子量の対応する元素の最も安定した同位体が残ります。このようにして生成された元素の最も豊富で現存する同位体は、⁴⁸ Ti、⁵² Cr、⁵⁶ Fe です。これらの崩壊はガンマ線（原子核からの放射線）の放出を伴い、その分光線を使用して崩壊によって生成された同位体を特定できます。これらの放出線の検出は、ガンマ線天文学の初期の重要な成果でした。^[17]

超新星における爆発的な元素合成の最も説得力のある証拠は、1987年に超新星1987Aからガンマ線が検出されたときに得られました。半減期が約1年である⁵⁶ Coと^{57 Coの原子核を特定するガンマ線線は、放射性コバルトの親がそれらを生成したことを証明しました。この核天文学の観測は、元素の爆発的な元素合成を確認する方法として1969年に予測され[17] 、その予測はNASAの}コンプトンガンマ線観測所の計画に重要な役割を果たしました。

爆発的な元素合成の証拠は、超新星が膨張して冷却する過程で内部に凝縮した星屑粒子の中にも見つかっている。星屑粒子は宇宙塵の成分の1つである。特に、放射性チタン⁴⁴は、超新星の膨張中に凝縮した時点で、超新星星屑粒子内に非常に豊富に存在することが測定された。^{[13]これにより、1975年に予測された超新星星屑（SUNOCON）の特定が裏付けられ、}プレソーラー粒子の殿堂入りを果たした。これらの粒子内の他の異常な同位体比は、爆発的な元素合成の多くの具体的な側面を明らかにしている。

連星中性子星（BNS）の合体が現在ではr過程元素の主な発生源であると考えられている。^[18]定義上中性子が豊富であるため、このタイプの合体がそのような元素の発生源であると疑われていたが、決定的な証拠を得ることは困難であった。2017年に、LIGO、VIRGO、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡、INTEGRALが、世界中の多くの観測所の協力を得て、おそらく中性子星合体であるGW170817の重力波と電磁波の両方の兆候を検出し、その後、放出された縮退物質が崩壊して冷却するにつれて、金などの多数の重元素の信号を検出したときに、強力な証拠が浮上した。^[19]中性子星とブラックホールの合体（NSBH）が初めて検出されたのは2021年7月以降ですが、分析の結果、重金属生成の主な原因としてはNSBHよりもBNSのほうが可能性が高いようです。^{[20] [21]}

元素合成はブラックホールの降着円盤で起こる可能性がある。^{[22] [23] [24] [25] [26] [27] [28]}

宇宙線破砕プロセスは、宇宙線との衝突によって星間物質の原子量を減らし、宇宙に存在する最も軽い元素のいくつか（ただし、重水素はそれほど多くない）を生成する。最も顕著なのは、破砕がほぼすべての^{3 He と}リチウム、ベリリウム、ホウ素の元素の生成に関与していると考えられているが、一部は⁷
李
そして⁷
なれ
はビッグバンで生成されたと考えられています。核破砕プロセスは、宇宙線（主に高速陽子）が星間物質に衝突することで発生します。これらの衝突により、炭素、窒素、酸素の原子核が破砕されます。このプロセスにより、ベリリウム、ホウ素、リチウムなどの軽元素が、太陽の大気中に存在する量よりもはるかに多く宇宙に存在します。核破砕によって生成された軽元素¹ H と⁴ He の量は、原始的な存在量と比較するとごくわずかです。

ベリリウムとホウ素は恒星の核融合プロセスではそれほど生成されない。なぜなら^8Beの半減期は極めて短いからである。8.2 × 10 ⁻¹⁷秒^[29]

元素合成の理論は、同位体存在比を計算し、その結果を観測された存在比と比較することによって検証されます。同位体存在比は通常、ネットワーク内の同位体間の遷移速度から計算されます。いくつかの重要な反応が他の反応の速度を制御するため、これらの計算は単純化できることがよくあります。^{[引用が必要]}

地球上では、人工的な手段によって特定の核種が微量生成されています。テクネチウムなどの主要な供給源は、こうした核種です。しかし、一部の核種は、原始元素が形成された後にも継続して行われているさまざまな自然手段によっても生成されています。こうした手段は、岩石の年代測定や地質学的プロセスの起源の追跡に使用できる方法で、新しい元素を生成する働きをすることがよくあります。こうしたプロセスによって核種が大量に生成されるわけではありませんが、これらの核種の既存の自然供給源はすべてこのプロセスによるものと考えられています。

これらのメカニズムには次のものが含まれます。

• 放射性崩壊により、放射性 娘核種が生じることがある。多くの長寿命の原始同位体、特にウラン 235、ウラン 238、トリウム 232の原子核崩壊により、多くの中間娘核種が生じ、その後、最終的に鉛の同位体に崩壊する。地球におけるラドンやポロニウムなどの元素の自然な供給は、このメカニズムによる。大気中のアルゴン 40の供給は、主に地球形成以降のカリウム 40の放射性崩壊によるものである。大気中のアルゴンのほとんどは原始的ではない。ヘリウム 4 はアルファ崩壊によって生成され、地殻に閉じ込められたヘリウムもほとんどが非原始的である。クラスター崩壊などの他の種類の放射性崩壊では、より大きな核種が放出され（たとえば、ネオン 20）、最終的に新しく形成された安定した原子になる。
• 放射性崩壊は、自発的な核分裂を引き起こす可能性があります。これはクラスター崩壊ではなく、核分裂生成物はほぼすべての種類の原子に分割される可能性があります。トリウム 232、ウラン 235、およびウラン 238 は、自発的な核分裂を起こす原始同位体です。天然のテクネチウムとプロメチウムは、この方法で生成されます。
• 核反応。放射性崩壊によって自然に発生する核反応により、いわゆる核生成核種が生成されます。このプロセスは、放射性崩壊からのエネルギー粒子（多くの場合アルファ粒子）が別の原子の核と反応して、その核を別の核種に変化させるときに発生します。このプロセスにより、中性子などのさらなる亜原子粒子も生成される場合があります。中性子は、自発核分裂や中性子放出によっても生成されます。これらの中性子は、中性子誘起核分裂または中性子捕獲によって、他の核種を生成します。たとえば、ネオン 21 やネオン 22 などの一部の安定同位体は、核生成合成の複数の経路によって生成されるため、その存在量の一部のみが原始的です。
• 宇宙線による核反応。慣例により、これらの反応生成物は「核生成」核種ではなく、宇宙生成核種と呼ばれます。宇宙線は、原始的なベリリウムとホウ素を生成する上で説明したのと同じ宇宙生成プロセスによって、地球上で新しい元素を生成し続けます。重要な例の 1 つは、宇宙線によって大気中の窒素 14 から生成される炭素 14です。ヨウ素 129も別の例です。

• 超重元素の消滅した同位体

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• 安定の谷（ビデオ） - 核種図で説明する元素合成、CEA（フランス）