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超新星核合成とは、超新星爆発において化学元素が合成される現象のことである。
質量が十分に大きい恒星では、軽い元素が融合して重い元素になる核合成が、ヘリウム燃焼、炭素燃焼、ネオン燃焼、酸素燃焼、ケイ素燃焼と呼ばれる一連の静水圧燃焼過程で起こります。この過程では、ある核燃料の副産物が圧縮加熱によって次の燃焼段階の燃料となります。ここでいう「燃焼」とは、化学反応ではなく核融合を指します。
静水圧燃焼中、これらの燃料は圧倒的にアルファ核種（A = 2 Z）を合成します。アルファ核種は、整数個のヘリウム4原子核から構成される原子核です。最初に、2つのヘリウム4原子核が融合して1つのベリリウム8原子核になります。ベリリウムに別のヘリウム4原子核が加わると炭素12が生成され、続いて酸素16、ネオン20などが生成され、その都度、成長する原子核に2個の陽子と2個の中性子が加えられます。核の重力崩壊によって発生した半径方向に移動する衝撃波の通過による急激な温度上昇により、急速な最終爆発燃焼[ 1 ]が起こります。 WD アーネットとライス大学の同僚[ 2 ] [ 1 ]は、最終的な衝撃燃焼が静水圧燃焼よりも効率的に非アルファ原子核同位体を合成することを実証し[ 3 ] [ 4 ]、予想される衝撃波核合成が超新星核合成の必須要素であることを示唆した。衝撃波核合成と静水圧燃焼のプロセスが合わさって、炭素( Z = 6 )、酸素( Z = 8 )、およびZ = 10 から 28 (ネオンからニッケルまで) の元素の同位体のほとんどが生成される。[ 4 ] [ 5 ]超新星爆発による化学元素の新たに合成された同位体の放出の結果、それらの存在量は星間ガス内で着実に増加した。その増加は、新しく生まれた星の初期存在量が、より早く生まれた星の存在量を上回ることから天文学者に明らかになった。
ニッケルより重い元素は、原子量とともに核子あたりの核結合エネルギーが減少するため、比較的まれですが、それらも超新星内部で部分的に生成されます。歴史的に最も関心を集めてきたのは、r過程における中性子の急速な捕獲による合成であり、これは超新星の中心部が必要な条件を提供する可能性が高いという一般的な考えを反映しています。しかし、最近の研究では、有望な代替案が提案されています（下記のr過程を参照）。r過程の同位体は、上記の超新星殻で融合した主要な化学元素よりも約10万倍少ない存在量です。さらに、超新星における他の元素合成過程も、他の重元素の元素合成に関与していると考えられている。特に、rp過程として知られる陽子捕獲過程、大質量星のヘリウム燃焼殻および炭素燃焼殻における中性子の緩慢な捕獲（ s過程）、そしてγ過程（ガンマ過程）として知られる光崩壊過程が挙げられる。後者は、鉄よりも重い元素の最も軽く、中性子が最も少ない同位体を、既存のより重い同位体から合成する。
1946年、フレッド・ホイルは、水素とヘリウムよりも重い元素は、大質量星の中心部での元素合成によって生成されると提唱した。[ 6 ]それまで、現代宇宙で見られる元素は、宇宙形成時に大部分が生成されたと考えられていた。当時、超新星の性質は不明瞭であり、ホイルはこれらの重元素が回転不安定性によって宇宙空間に拡散したと示唆した。1954年、大質量星における重元素の元素合成理論が改良され、超新星に関するより深い理解と組み合わされて、炭素からニッケルまでの元素の存在量が計算された。[ 7 ]この理論の重要な要素は以下のとおりである。
この理論は、シリコン燃焼が質量星の核融合の最終段階で起こると予測したが、当時の核科学ではその正確な仕組みを計算することはできなかった。[ 6 ]ホイルはまた、進化した質量星の核の崩壊はニュートリノによるエネルギー損失率の増加により「避けられない」ものであり、その結果生じる爆発によって重元素のさらなる核合成が起こり、それらが宇宙空間に放出されると予測した。[ 7 ]
1957年、 EM Burbidge、GR Burbidge、WA Fowler、およびHoyleの著者による論文は、この理論を拡張および洗練し、広く称賛されました。 [ 8 ]この論文は、著者の頭文字をとってB²FHまたはBBFH論文として知られるようになりました。より有名なB²FH論文が、大質量星における元素合成のHoyleによる最初の記述を引用しなかったため、それ以前の論文は何十年もの間忘れ去られていました。Donald D. Claytonは、この忘れ去られた理由として、Hoyleの1954年の論文が重要な方程式を言葉だけで記述していたこと[ 9 ]、およびHoyleの論文を十分に研究していなかった共著者によるB²FHの草稿に対するHoyleによる綿密なレビューの欠如を挙げています。[ 10 ] 1955年にケンブリッジで共著者たちと議論し、1956年にパサデナでB²FHの最初の草稿を作成する準備をしていた際、[ 11 ]ホイルの謙虚さから、1954年の理論の偉大な成果を彼らに強調することをためらっていた。
B²FH 論文から 13 年後、WD Arnett と同僚[ 2 ] [ 1 ]は、核の崩壊によって発生した通過衝撃波での最終燃焼が、静水圧燃焼よりも効果的に非アルファ粒子同位体を合成できることを実証し[ 3 ] [ 4 ]、爆発的核合成が超新星核合成の必須要素であることを示唆した。高密度の核に崩壊する物質から跳ね返った衝撃波が、超新星のマントルの質量放出につながるほど強ければ、マントル内で爆発的熱核燃焼に必要な大質量星の殻の急激な加熱を提供するのに十分な強さになるはずである。衝撃波への継続的な落下に直面して、その衝撃波がどのようにマントルに到達できるかを理解することが理論上の難題となった。超新星の観測により、それが必ず起こることが保証された。
白色矮星は1960年代後半に特定の超新星の起源として提唱されたが[ 12 ] 、そのメカニズムと核合成に関する十分な理解は1980年代まで得られなかった[ 13 ] 。この研究により、Ia型超新星は非常に大量の放射性ニッケルと少量の他の鉄ピーク元素を放出し、ニッケルは急速にコバルト、そして鉄へと崩壊することが示された[ 14 ] 。
ホイル（1946年と1954年）とB²FH（1957年）の論文は、コンピューター時代到来以前にこれらの科学者によって書かれたものです。それらは手計算、深い思考、物理的直感、そして原子核物理学の詳細への精通に頼っていました。これらの創始論文は素晴らしいものでしたが、やがてコンピュータープログラム[ 15 ]を構築し始めた若い世代の科学者との間に文化的な断絶が生じました。これらのプログラムは最終的に、星の高度な進化[ 16 ]と星内部の元素合成[ 17 ] [ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]に対する数値的な答えを導き出すことになります。
超新星は、主に2つのシナリオで発生する星の激しい爆発です。1つ目は、核燃料を使い果たした低質量星の残骸である白色矮星が、連星系にあるより拡散した伴星（通常は赤色巨星）から核燃料の質量を吸収し、チャンドラセカール限界を超えて質量が増加した後、熱核爆発を起こすというシナリオです。その結果生じる暴走核合成によって星は完全に破壊され、その質量は宇宙空間に放出されます。2つ目は、約3倍多く発生するシナリオで、大質量星（太陽の12～35倍の質量）が、通常は臨界時に超巨星であり、中心部の核融合（または燃焼）過程でニッケル56に達する場合に発生します。核融合による発熱エネルギーがなくなると、超新星爆発前の大質量星の中心部は圧力維持に必要な熱を失い、強い重力によって崩壊します。中心部の崩壊によるエネルギー伝達が超新星爆発を引き起こします。[ 21 ]
ニッケル56同位体は、すべての同位体の中で核子あたりの結合エネルギーが最も大きいものの1つであり、そのため、コアシリコン燃焼中に核融合によって発熱的にエネルギーを放出する最後の同位体である。核子あたりの結合エネルギーは、原子量がA =56より重くなるにつれて減少し、恒星への熱エネルギー供給の歴史は核融合によって終わる。落下する超新星のマントルが半固体のコアに衝突したときに放出される熱エネルギーは非常に大きく、約10⁵³エルグであり、これは超新星が放出した質量の運動エネルギーとして放出するエネルギーの約100倍である。落下するエネルギーのわずか1パーセントが、コアへの継続的な落下に直面して、どのように上層のマントルに伝達されるかという流体力学を記述しようとして、数十の研究論文が発表されている。この不確実性は、コア崩壊型超新星の完全な記述には残っている。
鉄より重い元素を生成する核融合反応は核エネルギーを吸収し、吸熱反応であると言われています。このような反応が支配的になると、星の外層を支える内部温度が低下します。外層はもはや放射圧によって十分に支えられなくなるため、星の重力がマントルを急速に内側に引き込みます。星が崩壊すると、このマントルは原子核とほぼ同じ密度を持つ成長中の非圧縮性の恒星核と激しく衝突し、外殻の未融合物質を通して外側に跳ね返る衝撃波を生成します。この衝撃波の通過による温度上昇は、その物質で核融合を引き起こすのに十分であり、これはしばしば爆発的元素合成と呼ばれます。[ 2 ] [ 22 ]衝撃波によって蓄積されたエネルギーは何らかの形で星の爆発につながり、核の上にあるマントル内の核融合物質を星間空間に拡散させます。
星が酸素燃焼プロセスを完了すると、その中心核は主にケイ素と硫黄で構成される。[ 23 ] 質量が十分に大きい場合、中心核の温度が27億～35億Kの範囲に達するまでさらに収縮する。230～300 keV ）。これらの温度では、シリコンや他の同位体は、高エネルギーの熱光子（γ）によって核子の光放出を受け、特にアルファ粒子（4He）が放出されます。[ 23 ]シリコン燃焼の核プロセスは、アルファ粒子の捕獲とその逆の光放出のバランスを伴う点で、核合成の初期の融合段階とは異なります。このバランスによって、すべてのアルファ粒子元素の存在量が次の順序で確立されます。ここで示されている各アルファ粒子の捕獲は、その逆反応、つまり豊富な熱光子によるアルファ粒子の光放出によって反対されます。
アルファ粒子核44Tiと、リストされている最後の5つの反応でより質量の大きい核はすべて放射性ですが、超新星爆発で放出された後、Ca、Ti、Cr、Fe、Niの豊富な同位体に崩壊します。この超新星爆発後の放射能は、ガンマ線天文学の出現にとって非常に重要になりました。[ 24 ]
アルファ粒子捕獲とアルファ粒子の光放出という、急速に反対の反応が起こるこのような物理的状況では、存在量はアルファ粒子捕獲断面積によって決定されるのではなく、むしろ、急速に反対の反応電流の速度を釣り合わせるために存在量が取らなければならない値によって決定されます。各存在量は、その釣り合いを達成する定常値を取ります。この図は核準平衡と呼ばれます。[ 25 ] [ 26 ] [ 27 ]例えば、各反応とその逆反応の数値速度を用いた多くのコンピュータ計算[ 28 ]は、準平衡は厳密ではないものの、計算された存在量をよく特徴づけていることを示しています。したがって、準平衡の図は、実際に何が起こるのかを分かりやすく示しています。また、ホイルの1954年の理論の不確実性を埋めるものです。56Ni以降では、アルファ粒子の捕獲が遅くなる一方で、より重い原子核からの光放出が速くなるため、準平衡状態の構築は停止する。非アルファ粒子原子核も、以下のような多数の反応を利用して関与する。
そしてその逆数によって非アルファ粒子同位体の定常存在量が決定され、陽子と中性子の自由密度も準平衡によって確立されます。しかし、自由中性子の存在量は、大質量星の組成における陽子に対する中性子の過剰にも比例します。したがって、例として挙げると、最近の大質量星からの放出物中の37Arの存在量は、初期のHとHeだけの星からの放出物中よりも大きくなります。そのため、核合成後に37Arが崩壊して生成する37Clは「二次同位体」と呼ばれます。
簡潔にするため、次の段階である複雑な光崩壊再配列と、それによって達成される核準平衡は、シリコン燃焼と呼ばれます。恒星におけるシリコン燃焼は、 28Siの存在量が徐々に減少し、56Niの存在量が徐々に増加する一連の核準平衡を経て進行します。これは、 28Si ≫ 56Niという核存在量の変化に相当し、シリコンがニッケルに燃焼する（核的な意味での「燃焼」）と考えることができます。収縮する大質量星の中心部では、シリコン燃焼の全過程は約1日間続き、56Niが支配的な存在量になった後に停止します。超新星の衝撃波がシリコン燃焼殻を通過する際に発生する最終的な爆発的燃焼はわずか数秒しか続きませんが、その温度の約50%の上昇は激しい核燃焼を引き起こし、これが質量範囲における元素合成の主要な要因となります。 28–60 Da 。[ 1 ] [ 25 ] [ 26 ] [ 29 ]
最終段階である56Ni以降、恒星は核融合によってエネルギーを放出することができなくなります。なぜなら、56個の核子を持つ原子核は、一連の元素の中で核子あたりの質量 が最も小さいからです。アルファ粒子連鎖の次の段階は60Znになります。しかし、60Znは56Niよりも核子あたりの質量がわずかに大きいため、それまでの核燃焼段階で起こったようなエネルギーの増加ではなく、熱力学的エネルギーの損失が必要になります。
陽子数28の56Niの半減期は6.02日で、 β +崩壊 によって陽子数27の56Coに崩壊し、さらに56Fe（陽子数26 ）に崩壊する半減期は77.3日である。しかし、大質量星の中心部では、56Niが崩壊するのに数分しか時間がない。
これにより、56Niはこのようにして生成された放射性原子核の中で最も豊富に存在することが確立されました。その放射能は超新星後期の光度曲線を活性化し、ガンマ線天文学の画期的な機会を生み出しました。[ 24 ]その機会の余波については、SN 1987Aの光度曲線を参照してください。
クレイトンとマイヤー[ 28 ]は最近、このプロセスをさらに一般化し、二次超新星マシンと名付けたものを発表しました。彼らは、後期超新星の発光を活性化する放射能の増加は、準平衡核が主に28Siから主に56Niにシフトするにつれて、上記で述べた準平衡核内に蓄積されるクーロンエネルギーの増加によるものだと考えています。目に見える発光は、その過剰なクーロンエネルギーの崩壊によって駆動されます。
中心核収縮のこの段階では、重力圧縮による位置エネルギーによって内部が約30億ケルビンまで加熱され、一時的に圧力が維持されて急速な中心核収縮に抵抗します。しかし、新たな核融合反応によって追加の熱エネルギーが生成されないため、抵抗を受けない最終的な収縮は急速に加速し、わずか数秒で崩壊に至ります。その時点で、恒星の中心部は中性子星に、あるいは恒星の質量が十分に大きければブラックホールへと押しつぶされます。
星の外層は、外向きに移動する超新星衝撃波によって引き起こされる爆発で吹き飛ばされます。これはII型 超新星と呼ばれ、数日から数ヶ月にわたってその現象が続きます。超新星核から放出される部分は、当初は高密度の自由中性子を含んでいる可能性があり、星の内部で約1秒以内に、r過程と呼ばれる高速中性子捕獲機構によって、宇宙に存在する鉄より重い元素の約半分を合成する可能性があります。詳細は下記を参照してください。
初期質量が太陽の約8倍未満の恒星は、崩壊するほど大きな中心核を形成せず、最終的には大気を失って白色矮星、すなわち縮退電子の圧力によって支えられた安定した冷却中の炭素球となる。そのため、これらの軽い恒星内部での元素合成は、最終的な白色矮星の上にある物質で融合した核種に限られる。このため、恒星間ガスに放出される元素は炭素13と窒素14、そして中性子の緩やかな捕獲（s過程）によって生成される鉄より重い同位体に限られる。
しかし、白色矮星のかなりの割合が爆発する。これは、白色矮星の強い重力場によって質量を失う伴星との連星軌道にあるか、別の白色矮星との合体によるものである。その結果、白色矮星はチャンドラセカール限界を超え、 Ia型超新星として爆発し、太陽質量の約56Ni同位体と、少量の他の鉄ピーク元素を合成する。ニッケルが鉄に放射性崩壊すると、Ia型超新星は数週間にわたって光学的に非常に明るくなり、宇宙に存在する鉄の半分以上が生成される。[ 30 ]
しかし、恒星核合成の残りのほとんどすべては、中心核崩壊型超新星として終わるほど質量が大きい恒星で起こる。[ 29 ] [ 30 ]超新星前の大質量星では、これにはヘリウム燃焼、炭素燃焼、酸素燃焼、ケイ素燃焼が含まれる。その生成物の多くは恒星から出ることなく、崩壊した中心核に消えてしまう。放出される生成物は、中心核崩壊によって発生した衝撃波によって引き起こされる最後の瞬間の爆発的燃焼で大部分が融合される。[ 1 ]中心核崩壊前は、ケイ素と鉄の間の元素の融合は、最も大きな恒星でのみ起こり、しかも限られた量である。したがって、ビッグバンによって最初に水素とヘリウムのみで構成された恒星で合成できたと考えられる豊富な一次元素[ 31 ]の核合成は、中心核崩壊型超新星核合成に大きく限定される。
超新星核合成の過程で、r過程によって中性子を非常に多く含む重同位体が生成され、超新星爆発後に最初の安定同位体へと崩壊することで、すべての重元素の中性子を多く含む安定同位体が生成される。この中性子捕獲過程は、高温かつ高中性子密度の条件下で起こる。
r過程では、あらゆる重原子核に大量の中性子が照射され、非常に不安定な中性子過剰核が形成されます。これらの原子核は急速にベータ崩壊を起こし、原子番号が大きく質量は同じでより安定な原子核へと変化します。中性子密度は極めて高く、1立方センチメートルあたり約10²²～24個の中性子が存在します。
進化するr過程の初期計算では、計算結果が時間とともにどのように変化するかを示し、[ 32 ] r過程の存在量はさまざまな中性子フルエンスの重ね合わせであると示唆されました。フルエンスが小さいと、原子量A = 130付近に最初のr過程の存在量ピークが生じますが、アクチニドは生成されません。一方、フルエンスが大きいと、アクチニドのウランとトリウムが生成されますが、 A = 130 の存在量ピークはもはや存在しません。これらの過程は、詳細に応じて、数分の 1 秒から数秒の間に発生します。その後発表された数百の論文では、この時間依存のアプローチが利用されています。近辺の唯一の現代の超新星である1987Aでは、 r過程の濃縮は明らかにされていません。現代の考え方では、r過程の収量は一部の超新星から放出されるが、他の超新星では残存中性子星またはブラックホールの一部として飲み込まれる可能性があるとされています。
2017年にLIGOとVirgo重力波観測所が、以前は互いに周回していた2つの中性子星の合体を発見したことで、 r過程に関する全く新しい天文学的データが発見されました。[ 33 ]これは、互いに周回していた2つの大質量星が中心核崩壊型超新星爆発を起こし、中性子星の残骸を残す場合に起こり得ます。
2 つの中性子星の軌道崩壊と合体によって放射される重力波の発生源が空上で特定され、ブラックホールが形成される一方で、高度に中性化された物質が大量に放出されたため、いくつかのチーム[ 34 ] [ 35 ] [ 36 ]は合体の残りの光学的対応物を発見して研究し、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 種類の物質で構成されているようです。低質量範囲の重原子核 ( A < 140 ) の高放射性r過程物質の高温の青色の塊と、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放出されると、この中性子に富む球状の噴出物[ 37 ] [ 38 ]は膨張し、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過程の収量については、2 つの異なる質量領域 ( A < 140とA > 140 )が、 r過程の最初の時間依存計算以来知られています。[ 32 ]これらの分光学的特徴から、天の川銀河におけるr過程元素合成は、超新星爆発ではなく、主に中性子星合体からの噴出物であった可能性があると主張されている。[ 39 ]