rプロセス

原子核天体物理学において、r過程としても知られる急速中性子捕獲過程は、鉄より重い原子核、いわゆる「重元素」の約半分を生成する一連の核反応であり、残りの半分は主にs過程によって生成される。r過程は偶数元素の安定同位体のうち中性子過剰のものを合成し、ベータ安定同位体からそうでない同位体によって分離された同位体は、 s過程の収量が非常に低く、 r過程のみの原子核とみなされることが多い。亜鉛から水銀までのほとんどの偶数元素の最も重い同位体はこのカテゴリーに属する。r過程の存在量のピークは、質量数A = 82（Se、Br、Kr）、A = 130（Te、I、Xe）、A = 196 （Os、Ir、Pt）付近で発生する。さらに、ビスマスよりも重いすべての元素、天然のトリウムやウラン（およびその他のアクチノイド）を含むすべての元素は、最終的にはr過程の原子核に由来するに違いない。

r過程は、 1つまたは複数の重い種核による一連の高速中性子捕獲（これがr過程という名前の由来である）を伴うものであり、通常は^56Feを中心とする存在量ピークの原子核から始まる。捕獲は、次の捕獲される中性子が到着する前に、原子核が放射性崩壊（通常はβ崩壊による^）を起こす時間がないという意味で高速でなければならない。この一連の過程は、中性子過剰核の安定性の限界（中性子ドリップライン）まで続き、短距離核力によって支配される物理的に中性子を保持する。したがって、 r過程は、自由中性子の密度が高い場所で発生しなければならない。中性子捕獲後のある時点で、原子核は（核分裂生成物と同様に）ベータ崩壊して安定性の線に戻り、同じ質量数Aの安定同位体、通常は最も中性子過剰な同位体となる。

初期の研究では、r過程原子核の存在量ピークの質量数と、それ以上中性子を捕獲できなくなる待機点を一致させるには、約1 GKの温度で1 ^cm³あたり10²⁴個の自由中性子が必要であると理論づけられていた。[1] これは1立方センチメートルあたりほぼ1グラムの自由中性子に相当^し、^{極めて特殊な}場所を必要とする驚異的な数である。従来、これは超新星核合成の一部として、中心核崩壊型超新星の再膨張した中心核から放出された物質^{[ 2 ]} 、またはキロノバにおける連星中性子星合体によって放出された中性子星物質の減圧^{[ 3 ]}を示唆していた。これらの各発生源がr過程元素の天体物理学的存在量にどの程度寄与しているかは、 2018年現在も研究が続けられている。 [ ^{4 ]​}

熱核兵器の爆発では、r過程に似た一連の中性子捕獲（通常はウラン238で起こる）がわずかに発生し、意図的な設計によって増強されることがある。核兵器の放射性降下物には、アインスタイニウム（元素番号99、A=252）とフェルミウム（元素番号100、A=257）が含まれており、一般的にこの中性子捕獲によってA=257と同程度の重い同位体が生成される。

rプロセスは、重元素生成のもう 1 つの主要なメカニズムであるsプロセスとは対照的です。s プロセスは、中性子のゆっくりとした捕獲による元素合成です。一般に、sプロセスに関与する同位体は、実験室での実験を可能にするのに十分な半減期を持っていますが、rプロセスに関与する同位体については、通常そうではありません。^{[ 5 ]} sプロセスは主に通常の恒星、特に AGB 星で発生します。AGB星では、中性子束が十分であるため、10 ～ 100 年ごとに中性子捕獲が繰り返されますが、これはrプロセスには遅すぎます。r プロセスでは、1 秒あたり最大 100 回の捕獲が必要です。sプロセスは二次的なプロセスであり、既存の重同位体をシード核として、自由中性子のゆっくりとした一連の捕獲によって他の重核に変換する必要があります。 r過程シナリオは独自の種核を生成するため、重い種核を持たない大質量星でも進行する可能性がある。r過程とs過程を合わせると、鉄より重い化学元素のほぼ全存在量を説明できる。これまでの課題は、これらの過程の時間スケールに適した物理的環境を見つけることであった。

ビッグバンと恒星におけるヘリウムの生成に関する先駆的な研究に続いて、地球上で水素とヘリウムからより重い元素を生成する未知のプロセスが存在すると推測された。初期の説明の試みの1つは、スブラマニヤン・チャンドラセカールとルイス・R・ヘンリッヒによるもので、彼らは元素が60億から80億Kの温度で生成されると仮定した。彼らの理論は塩素までの元素を説明できたが、無視できない存在量で原子量が40 amuより重い元素については説明できなかった。 ^{[ 6 ]}これはフレッド・ホイル による研究の基礎となり、彼は崩壊する恒星の中心部の条件が、高密度に詰まった自由中性子の急速な捕獲によって残りの元素の核合成を可能にすると仮説を立てた。しかし、ベータ崩壊のバランスを取り、そのような条件下で生成される元素の存在量を正確に説明するために必要な恒星内の平衡については、未解決の問題が残っていた。 ^{[ 6 ]}

元素形成において重要な役割を果たすことがほぼ確実視されていた、急速な中性子捕獲を可能にする物理的環境の必要性は、 1956年にハンス・スースとハロルド・ユーリーが作成した重元素の同位体の存在量表にも示されていた。 ^{[ 7 ]}彼らの存在量表は、魔法数^{[ a ]}の中性子を含む天然同位体の平均存在量よりも大きいこと、および魔法数の中性子を含む安定核よりも約10 amu軽い存在量のピークを示しており、これは魔法数の中性子を持つが陽子が約10個少ない放射性中性子過剰核が形成されたことを示唆している。これらの観察結果はまた、急速な中性子捕獲がベータ崩壊よりも速く起こり、結果として生じる存在量のピークは、いわゆる魔法数での待機点によって引き起こされたことを示唆している。 ^{[ 1 ] [ b ]}この過程、中性子過剰同位体による急速な中性子捕獲はr過程として知られるようになり、一方s過程はその特徴的な遅い中性子捕獲にちなんで名付けられました。 s過程とr過程に重同位体を分配した表は、1957年にB ² FHレビュー論文^{[ 1 ]}で発表され、r過程 という名称が付けられ、その物理学の概要が示されました。^{[ 8 ]}アラステア・GW・キャメロンも同年、r過程に関する小規模な研究を発表しました。 ^{[ 9 ]}

B ² FH 論文で説明されている定常rプロセスは^、 CaltechでPhillip A. Seeger、William A. Fowler、Donald D. Clayton [ ^{10 ]}によって時間依存計算で初めて実証されました。彼らは、単一の時間スナップショットが太陽のrプロセス存在量に一致することはないが、重ね合わせるとrプロセス存在量分布をうまく特徴づけることができることを発見しました。短い時間の分布は、原子量A = 140未満の存在量を強調し、長い時間の分布は、原子量A = 140より大きい存在量を強調します。^{[ 11 ]}その後のrプロセスの処理は、これらの時間的特徴を強化しました。Seeger らはまた、重同位体の存在量表のsプロセスとrプロセス間のより定量的な配分を構築することもでき、それによって、B ² FH が定義できたよりも信頼性の高いrプロセス同位体の存在量曲線を確立しました。今日では、r過程の存在量は、より信頼性の高いs過程の同位体存在量を全同位体存在量から差し引き、残りをr過程の元素合成に帰属させる手法を用いて決定されています。^{[ 12 ]}このr過程の存在量曲線（原子量に対する）は、数十年にわたり、物理的なr過程によって合成される存在量の理論的計算の目標となってきました。

超新星核の急速な高密度化に伴う電子捕獲による自由中性子の生成と、中性子に富む種核の迅速な集合により、r過程は一次元素合成過程となり、これは当初純粋な水素とヘリウムからなる星でも起こり得る過程である。これは、既存の鉄を基にした二次過程であるB ² FHとは対照的である。銀河における一次恒星元素合成は、二次元素合成よりも早く始まる。あるいは、中性子星内部の高密度の中性子は、衝突によって中性子星の一部が放出され、閉じ込めから解放されて急速に膨張する場合、r過程核への迅速な集合に利用可能となる。この過程は、 s過程元素合成よりも銀河時間的に早く始まる可能性もあるため、それぞれのシナリオは銀河におけるr過程元素存在量の早期増加に合致する。これらのシナリオはそれぞれ、活発な理論研究の対象となっている。星間ガスとそれに続く新しく形成された星の初期のrプロセスによる元素濃縮の観測的証拠を、星の銀河の存在量進化に適用したものが、 1981 年にJames W. Truranによって初めて提示されました。 ^{[ 13 ]}彼とその後の天文学者たちは、最も初期の金属欠乏星の重元素存在量のパターンが、sプロセス成分が欠けているかのように、太陽のrプロセス曲線の形状と一致することを示しました。これは、s プロセス存在量を欠くこれらの若い星がそのガスから生まれたとき、 sプロセスがまだ星間ガスの濃縮を開始していなかったという仮説と一致していました。sプロセスが始まるには銀河の歴史で約 1 億年かかるのに対し、r プロセスは 200 万年後に始まる可能性があるからです。s過程が少なくr過程が多いこれらの恒星組成は、 s過程よりも早く誕生したに違いない。これは、 r過程が急速に進化する大質量星から生じ、それらの星は超新星爆発を起こし、中性子星の残骸を残し、それが別の中性子星と合体することを示している。したがって、初期のr過程の本質は、銀河の金属量がまだ少なかった初期に誕生した古い星^{[ 4 ]}で観測された存在量スペクトルから導き出されるが、それらの星にはr過程の核が揃っている。

どちらの解釈も、超新星の専門家によって概ね支持されているものの、全体的な問題が数値的に非常に困難であるため、r過程の存在量の完全な満足のいく計算にはまだ至っていない。しかし、既存の結果はそれを裏付けている。2017年には、 LIGOとVirgo重力波観測所がr過程物質を放出する2つの中性子星の合体を発見し、 r過程に関する新しいデータが発見された。^{[ 14 ]}下記の天体物理学サイトを参照。

r過程元素合成に必要な条件が存在すると考えられる唯一の自然な候補地は、中心核崩壊型超新星（電子捕獲型超新星を含む）と、現在では中性子星の合体である。

II型超新星爆発で電子が激しく圧縮された直後、ベータマイナス崩壊は阻止されます。これは、高い電子密度によって利用可能な自由電子状態がフェルミエネルギーまで全て満たされ、そのフェルミエネルギーが核ベータ崩壊のエネルギーよりも高くなるためです。しかし、これらの自由電子の核捕獲は依然として起こり、物質の中性子化が進みます。その結果、崩壊できない自由中性子の密度が極めて高くなり、 1 cm ³あたり10 ^{24 個の}中性子のオーダーになります^{[ 1 ]} 。また、高温になります。これが再膨張して冷却されるにつれて、まだ存在する重い原子核による中性子捕獲はベータマイナス崩壊よりもはるかに速く起こります。その結果、rプロセスが中性子ドリップラインに沿って進み、非常に不安定な中性子過剰核が生成されます。

中性子ドリップラインの上昇に影響を与える 3 つのプロセスは、閉じた中性子殻を持つ原子核における中性子捕獲断面積の顕著な減少、光崩壊の抑制プロセス、および重同位体領域における核の安定性の程度です。rプロセス核合成における中性子捕獲は、中性子分離エネルギーが 2 MeV 程度と低い中性子過剰で結合力の弱い原子核の形成につながります。^{[ 15 ] [ 1 ]}この段階で、N = 50、82、および 126 の閉じた中性子殻に到達し、中性子捕獲は一時的に停止されます。これらのいわゆる待機点は、より重い同位体と比較して結合エネルギーが増加するという特徴があり、低い中性子捕獲断面積と、ベータ崩壊に対してより安定なセミマジック核の蓄積につながります。^{[ 16 ]}さらに、殻閉殻を超えた原子核は、ドリップラインに近いため、ベータ崩壊が速くなります。これらの原子核では、さらなる中性子捕獲の前にベータ崩壊が起こります。^{[ 17 ]}その後、待機点原子核は、さらなる中性子捕獲が起こる前に安定に向かってベータ崩壊することが許され、^{[ 1 ]}その結果、反応が減速または凍結します。 ^{[ 16 ]}   

核の安定性が低下すると、最も重い原子核が自発核分裂に対して不安定になり、核子の総数が 270 に近づくと、 rプロセスは終了します。核分裂障壁は270 より前に十分に低いため、中性子捕獲によって中性子ドリップラインを上昇し続ける代わりに核分裂が誘発される可能性があります。^{[ 18 ]}中性子束が減少すると、これらの非常に不安定な放射性原子核は、より安定な中性子過剰の原子核に到達するまで、ベータ崩壊を急速に繰り返します。^{[ 19 ]} sプロセスは閉じた中性子殻を持つ安定な原子核を大量に生成しますが、rプロセスは、中性子過剰の前駆原子核で、 sプロセスのピークより約 10 amu低い放射性原子核を大量に生成します。^{[ 20 ]}これらの存在量のピークは、N = 50、82、および 126 の待機点核の連続ベータ崩壊によって生成された安定同重体に対応しており、これらはベータ安定性線から約 10 個の陽子離れています。^{[ 21 ]}  

前述のように、人工的なrプロセスは核爆発によって作り出すことができる。複数の爆発によって安定の島に到達できる可能性が示唆されている。これは、影響を受けた核種（種核としてウラン238から始まる）が、次の爆発でさらに多くの中性子を吸収する前に、ベータ安定線上の急速に自発的に核分裂する核種までベータ崩壊する時間がないため、半減期が数世紀または数千年にも及ぶ可能性のあるコペルニシウム291や293のような中性子過剰な超重核種に到達する機会が得られるためである。^{[ 22 ]}

r過程の最も可能性の高い候補地は、長らく中心核崩壊型超新星（スペクトル型Ib、Ic、II ）であると示唆されてきた。これらの超新星は、 r過程に必要な物理的条件を提供する可能性がある。放出されるr過程物質は比較的中性子過剰でなければならないが、この条件はモデルでは達成が困難であるため^{[ 2 ]} 、天体物理学者は、 r過程の成功に必要な条件を満たしているかどうかについて不安を抱いている。

2017年、 2つの中性子星の合体からのデータで、r過程に関する新たな天文学的データが発見されました。GW170817で捕捉された重力波データを使用して合体の位置を特定し、いくつかのチーム^{[ 23 ] [ 24 ] [ 25 ]}が合体の光学データを観測および研究し、合体する中性子星から放出されたr過程物質の分光学的証拠を発見しました。この物質の大部分は2つのタイプで構成されているようです。1つは、低質量範囲の重原子核（A < 140、ストロンチウムなど）の高放射性r過程物質の高温の青色の塊^{[ 26 ]} 、もう1つは、アクチニド（ウラン、トリウム、カリホルニウムなど）に富む高質量数のr過程原子核（A > 140 ）の低温の赤色の塊です。中性子星の巨大な内部圧力から解放されると、これらの噴出物は膨張して、自由中性子を急速に捕獲する種となる重い原子核を形成し、約1週間にわたって検出可能な光を放射します。このような発光の持続時間は、待機点付近のr過程原子核によって提供される内部放射性崩壊による加熱なしには不可能です。r過程収量の2つの異なる質量領域（ A < 140とA > 140）は、r過程の最初の時間依存計算以来知られています。^{[ 10 ]}これらの分光学的特徴により、天の川銀河におけるこのような元素合成は、超新星ではなく、主に中性子星合体からの噴出物によるものであると主張されています。^{[ 3 ]}

これらの結果は、 r過程原子核の起源の場所に関する60年間の不確実性を解明する新たな可能性を提供する。r過程との関連性を確認するのは、 r過程原子核の放射性崩壊による放射性エネルギーが、これらのスピンオフしたr過程断片の可視性を維持しているということである。そうでなければ、それらはすぐに暗くなってしまうだろう。このような代替の場所は、1974年に初めて真剣に提案された^{[ 27 ]} 。それは、中性子星物質の減圧である。このような物質は、コンパクト連星系でブラックホールと合体する中性子星から放出されると提案された。1989年^{[ 28 ]}（および1999年^{[ 29 ]} ）には、このシナリオは連星中性子星合体（衝突する2つの中性子星の連星系）に拡張された。これらの場所の予備的な特定後^{[ 30 ]}、このシナリオはGW170817によって確認された。現在の天体物理学モデルでは、1回の中性子星合体イベントで地球質量の3～13倍の金が生成された可能性があると示唆されている。^{[ 31 ]}

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