核合成

最初の陽子と中性子は、約138 億年前のビッグバンで、宇宙が約 100 億ケルビン、つまり 1 MeV以下に冷えたときに、クォークグルーオンプラズマから形成されました^{[ 2 ]}。宇宙がその後数分かけて冷え続けると、これらの陽子と中性子は結合して水素(重水素) とヘリウムの原子核を形成することができました。微量のリチウムも形成されましたが、この時期の物質に対する放射線の量が多かったため、より重い元素の結合エネルギーが高く、それらは生成されませんでした。^{[ 3 ]}自由電子は、ビッグバンから約 38 万年後に、物質と放射線が分離したときに、これらの既存の原子核と結合し、宇宙マイクロ波背景放射を生成しました^{[ 3 ]}。この最初のプロセスであるビッグバン元素合成(BBN) は、宇宙で起こった最初のタイプの元素生成でした。現在でも宇宙の物質の大部分（約74%）はビッグバン原子核融合（BBN）によって生成された水素であり、残りの24%はヘリウムである。^{[ 4 ] [ 2 ]}したがって、宇宙で最初に形成された星（種族III星と呼ばれる）は、ほぼ完全に水素とヘリウムで構成され、微量のリチウム、ベリリウム、ホウ素が含まれていた。（現在宇宙で発見されているLi、Be、Bの一部はBBNによって生成されたが、ほとんどは宇宙線による核破砕または恒星核融合によって生成された。^{[ 5 ]}） 

その後の重元素（天文学者によって「金属」と呼ばれる）の核合成には、恒星や超新星内部に見られるような極度の高温と高圧が必要である。これらのプロセスは、ビッグバンから数億年後に、BBNによって生成された水素とヘリウムが崩壊して最初の恒星（種族III星と呼ばれる）になったときに始まった。 ^{[ 6 ]}それ以来、銀河では恒星 形成が継続的に起こっており、しばしば「宇宙の夜明け」と呼ばれている。今日の宇宙の重元素は、恒星核合成（炭素や窒素など）、超新星核合成（マグネシウム、アルミニウムなど）、または中性子星 の衝突などの特異な現象（ユーロピウムなど）によって合成される。一部の元素は、これらのプロセスの複数によって合成される。^{[ 5 ] 40Ar}などの他の核種は、放射性崩壊によって形成される。

異なる元素が形成される過程は、特定の銀河の寿命の異なる時点で起こるため、天文学者はこれらの元素の存在量を利用して、銀河内の星や構造の形成時期を特定できる場合があります。たとえば、星間物質(ISM) で見つかるマグネシウムのほとんどは、中心核崩壊型超新星によって放出されたものですが、宇宙の鉄の多くはIa 型超新星で形成されました^{[ 7 ]}。Ia 型超新星は、連星の一方の星が死に、白色矮星の残骸を残すときに発生します。白色矮星の通常の連星伴星からの物質が白色矮星に付着し、温度と密度が点火点まで上昇して、激しく爆発します。通常、Ia 型超新星が ISM の組成に及ぼす影響は、その銀河で星形成が始まってから約 10 億年後に見られます。^{[ 7 ]}一方、中心核崩壊型超新星は、通常数百万年しか生きない大質量星の死です。^{[ 8 ]}これは、一般的に、ある領域で星形成が始まってから 10 億年以内に形成された星のマグネシウムと鉄の存在比は、それ以降に形成された星の同じ比率よりも高くなることを意味します。これは、マグネシウムが鉄よりも早く星間物質に取り込まれ始めたためです。

元素合成に関する最初の考えは、宇宙の始まりに化学元素が生成されたというものだったが、これに対する合理的な物理的シナリオは特定できなかった。次第に、水素とヘリウムが他のどの元素よりもはるかに豊富に存在することが明らかになった。残りの元素は、太陽系や他の恒星系の質量の2%未満しか占めていない。同時​​に、酸素と炭素が次に多い2つの元素であること、そして軽元素、特にヘリウム4原子核の整数倍からなる同位体（アルファ核種）を持つ元素の存在量が多い傾向にあることも明らかになった。  

アーサー・スタンレー・エディントンは1920年に 、恒星は水素をヘリウムに融合させることでエネルギーを得ていると初めて提唱し、より重い元素も恒星内で生成される可能性があると示唆した。^{[ 9 ] [ 10 ]}この考えは、核反応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。第二次世界大戦直前の数年間、ハンス・ベーテは水素がヘリウムに融合する核反応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独創的な研究は、第二次世界大戦直後に行われた。^{[ 11 ]}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た。ホイルは、宇宙の始まりを必要とせず、真空とエネルギーから宇宙で水素が継続的に生成されると提唱した。

ホイルの研究は、銀河が歳をとるにつれて元素の存在量が時間とともに増加する仕組みを説明した。その後、ホイルの理論は、1960年代にウィリアム・A・ファウラー、アラステア・GW・キャメロン、ドナルド・D・クレイトン らの貢献によって拡張され、その後も多くの研究者が続いた。 1957年のEM・バービッジ、GR・バービッジ、ファウラー、ホイルによる画期的なレビュー論文「B2FH」^{[ 12 ]}は、1957年当時のこの分野の状況をまとめたよく知られた論文である。この論文は、恒星内部で1つの重い原子核が他の原子核に変換される新しいプロセスを定義しており、天文学者によって記録できるプロセスである。       

ビッグバン理論自体は 、この時期よりもずっと前の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た。ルメートルは、宇宙が時間とともに膨張しているように見えることから、宇宙を過去に遡って収縮させると、それ以上収縮できなくなるまで収縮し続けるはずだと示唆した。こうして、宇宙のすべての質量が「原始原子」と呼ばれる一点に集まり、時間と空間が存在しなかった状態になるというのである。ホイルは 1949年の BBCラジオ放送で「ビッグバン」という言葉を造語したとされており、ルメートルの理論は「宇宙のすべての物質が 遠い過去の特定の時間に一度のビッグバンで創造されたという仮説に基づいている」と述べた 。ホイルはこの発言を軽蔑的な意味で使ったと一般的に伝えられているが、ホイル自身はこれを明確に否定し、単に2つのモデルの違いを強調するための印象的な表現だったと述べている 。ルメートルのモデルは、重水素の存在やヘリウムと炭素の中間核種の存在、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極めて高い量を説明するために必要だった。偶然にも、宇宙における元素の存在比を説明するには、ルメートルとホイルの両氏の元素合成モデルが必要となることになる。

元素合成理論の目標は、化学元素とそのいくつかの同位体の存在量の大きな違いを自然過程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は、元素の存在量と原子番号の関係を示す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、1000万倍もの差があるギザギザの鋸歯状の 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のは、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、これは未進化隕石中に存在する非揮発性元素の分画されていない存在量に基づいています。^{[ 13 ]}このような存在量のグラフは対数スケールで表示され、グラフの縦軸に多くの10のべき乗が広がっているため、ギザギザの構造が視覚的に抑制されます。 

ビッグバン元素合成^{[ 16 ]}は宇宙誕生後最初の3分以内に起こり、^{1の大量存在の原因となっている。}H（プロチウム）、²H（D、重水素）、³ヘリウム3 、および⁴ヘリウム4。4​​^​彼は恒星核融合とアルファ崩壊によって生成され続け、微量の¹水素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るが、宇宙に存在する同位体の質量の大部分はビッグバンで生成されたと考えられている。これらの元素の原子核は、約^7つの 水素原子とともに、李と⁷ベリリウムは、ビッグバン後100秒 から300秒の間に、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際に形成されたと考えられている。核合成が膨張と冷却によって停止するまでの期間が非常に短かったため（約20分）、ベリリウム（あるいはホウ素）より重い元素は形成されなかった。この間に形成された元素はプラズマ状態であり、中性原子の状態まで冷却されたのはずっと後のことであった。^{[ 17 ]}   

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

宇宙全体で観測される軽原子核の相対的な存在量を決定する主な核反応。

恒星核合成は、新しい原子核が生成される核反応です。恒星進化の過程で恒星内部で起こります。炭素から鉄までの元素の銀河系における存在量は、この核合成によって決まります。恒星は熱核融合炉であり、中心 部の組成が進化するにつれて、ますます高温になり、水素とヘリウムがより重い原子核へと融合されます。^{[ 18 ]}特に重要なのは炭素です。なぜなら、ヘリウムからの炭素の生成は、全過程におけるボトルネックとなっているからです。炭素は、すべての恒星においてトリプルアルファ反応によって生成されます。炭素はまた、恒星内部で自由中性子を放出する主な元素でもあり、中性子の緩やかな吸収によって鉄が鉄やニッケルよりも重い元素へと変化するs過程を引き起こします。 ^{[ 19 ] [ 20 ]}

恒星核合成の生成物は、一般的に質量放出現象や低質量星の恒星風によって星間ガス中に拡散する。質量放出現象は、現在では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最期（超新星爆発）において観測できる。  

恒星内で元素合成が起こるという最初の直接的な証拠は、 時間の経過とともに星間ガスが重元素で富化してきたという天文学的観測でした。その結果、銀河の後期に誕生した星は、それ以前に形成された星よりもはるかに高い初期重元素存在量で形成されました。1952年に赤色巨星の大気中でテクネチウムが分光法によって検出されたこと^{[ 21 ]}は、恒星内部での核活動の最初の証拠となりました。テクネチウムは放射性であり、半減期は恒星の年齢よりもはるかに短いため、その存在量は恒星内部での最近の生成を反映しているはずです。重元素の恒星起源を示す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量です。  未進化の星で見られるよりも20〜50倍大きいことは、そのような星の中でs プロセスが働いている証拠です。 星の核合成の多くの現代的な証拠は、個々の星のガスから凝縮して隕石から抽出された固体粒子である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、しばしば太陽系前粒子と呼ばれます。 星塵粒子の測定された同位体組成は、星の晩年の質量損失エピソード中に粒子が凝縮した星の中での核合成の多くの側面を示しています。^{[ 22 ]}

超新星核合成は、超新星の高エネルギー環境で起こり、シリコンとニッケルの間の元素が準平衡[ ^{23 ]}で合成されます。この準平衡は、 ^28Siに相互平衡核反応によって付着する高速核融合中に^{確立されます}。準平衡は、激しく燃焼する混合物中に28Si原子核が非常に多く存在することを除けば、ほぼ平衡であると考えることができます。この概念[20 ^]は、ホイルの1954年の論文中間質量元素の核合成理論において最も重要な発見^{でした。なぜなら、シリコン（A} = 28）とニッケル（A = 60）の間の豊富で化学的に重要な元素についての包括的な理解を提供したからです。これは、ホイルの1954年の理論を意図せず曖昧にしてしまった、 B 2 FH^論文の誤っているが広く引用されているアルファ過程に取って代わりました。^{[ 24 ]}さらに、核合成プロセスも起こり得る。特に、B ² FH 論文で記述され、シーガー、ファウラー、クレイトンによって最初に計算されたr プロセス(高速プロセス) ^{[ 25 ]}では、ニッケルより重い元素の最も中性子過剰な同位体が、自由中性子の高速吸収によって生成される。超新星核の高速圧縮中に電子捕獲によって自由中性子が生成され、中性子過剰な種核がいくつか組み立てられることで、r プロセスは一次プロセスとなり、純粋な H と He の星でも起こり得る。これは、B ² FH がこのプロセスを二次プロセス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概ね支持されているものの、 r プロセスの存在量の満足のいく計算はまだ達成されていない。銀河の金属量がまだ少なかった時代に誕生した古い星を観測した天文学者たちは、それらの星がr過程の核を全て含んでいることから、主要なr過程の存在を確認した。これにより、金属量が内部過程の産物であることが証明された。  ウランやトリウムといった天然の放射性元素群、および各重元素の最も中性子数の多い同位体は、この元素によって生成されます。

rp過程（高速陽子過程）は、自由陽子と中性子の高速吸収を伴うが、その役割と存在についてはあまり明確ではない。

爆発的核合成は放射性崩壊によって中性子の数を減らすには速すぎる速度で起こるため、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る。^{[ 23 ]}このプロセスでは、酸素とシリコンの燃焼により、陽子と中性子の数が等しい原子核が融合して、最大15個（^{60 Niを表す）の整数個の}ヘリウム原子核からなる核種が生成される。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からなる）までは完全に安定しているが、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るが不安定である。準平衡状態では放射性同重体⁴⁴ Ti、⁴⁸ Cr 、⁵² Fe 、および⁵⁶ Ni が生成され、これらは ( ⁴⁴ Ti を除いて) 大量に生成されますが、爆発後に崩壊し、対応する元素の最も安定な同位体が同じ原子量で残ります。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、および^{56 Fe です。これらの崩壊には}ガンマ線(原子核からの放射線)の放出が伴い、そのスペクトル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、ガンマ線天文学の重要な初期の成果でした。^{[ 26 ]} 

超新星爆発による核合成の最も説得力のある証拠は、 1987年に超新星1987Aから放出されたガンマ線が検出された時に得られた。半減期^{が約1年である56Co}と^57Co原子核を識別するガンマ線は、放射性コバルト親核種がこれらの原子核を生成したことを証明した。この核天文学的観測は、元素の爆発的核合成を確認する方法として1969年に予測されており^{[ 26 ]} 、その予測はNASAのコンプトンガンマ線観測所の計画において重要な役割を果たした。  

爆発的元素合成の他の証拠は、超新星が膨張して冷却される際に内部で凝縮した星間塵粒子の中に見出される。星間塵粒子は宇宙塵の構成要素の一つである。特に、放射性同位体^44Tiは、超新星膨張中に凝縮した超新星星間塵粒子の中に非常に豊富に存在することが測定された。^{[ 22 ]}これは、1975年の超新星星間塵（「 SUNOCON  」）の同定予測を裏付けるものであり、太陽系形成以前の塵粒子群の一部となった。これらの粒子内の他の異常な同位体比は、爆発的元素合成の多くの具体的な側面を明らかにしている。

マグネターのフレア現象では、r過程による別のタイプの爆発的元素合成が示唆されている。これに関する直接的な証拠が2025年に発表された。この種の現象は、約 宇宙の重元素の1%～10%を占める。 ^{[ 27 ]}

2020年代半ばの時点で、連 星中性子星（BNS）の合体はr過程元素 の主な発生源であると考えられています。 ^{[ 28 ]}定義上中性子が豊富なこの種の合体は、そのような元素の発生源であると疑われていましたが、決定的な証拠を得ることは困難でした。2017年に、LIGO （レーザー干渉計重力波観測所）、Virgo（フェルミガンマ線宇宙望遠鏡）、INTEGRAL （国際ガンマ線天体物理学研究所）が、世界中の多くの観測所の協力のもと、中性子星の合体であると思われるGW170817の重力波と電磁波のシグネチャを検出し、その後、放出された縮退強力な証拠が現れました。^{[ 29 ]}中性子星とブラックホールの合体（NSBH）の最初の検出は2021年7月に行われ、その後も検出が続いたが、分析では重金属生成の主な原因としてNSBHよりもBNSの方が有力視されている。 ^{[ 30 ] [ 31 ]}     

ブラックホールの降着円盤では元素合成が起こる可能性がある。^{[ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}

宇宙線核破砕過程は、宇宙線との衝突によって星間物質の原子量を減少させ、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。特に、核破砕は、ほぼすべての^³Heとリチウム、ベリリウム、ホウ素の生成に関与していると考えられているが、一部の^{⁷H⁰は生成していない。}李と⁷ベリリウムはビッグバンで生成されたと考えられている 。核破砕過程は、宇宙 線（主に高速 陽子）が星間物質に衝突することによって起こる。これらの衝突によって、存在する炭素、窒素、酸素の原子核が断片化される。この過程の結果、宇宙には恒星大気中に存在する量よりもはるかに多くの軽元素であるベリリウム、ホウ素、リチウムが存在することになる。核破砕によって生成される軽元素である水素¹とヘリウム⁴の量は、それらの原始的な存在量に比べてごくわずかである。

ベリリウムとホウ素は恒星核融合プロセスによって大きく生成されることはない。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。^{[ 39 ]}