s過程とr過程の元素合成

鉄よりも重い元素は核融合では生成されず、自由中性子を捕獲することによって構築されます。このプロセスは、進化の進んだ恒星内ではゆっくりと進行し、中性子星合体のような激変的な事象では急速に進行します。

Definition

s過程とr過程は、それぞれ遅い中性子捕獲と速い中性子捕獲による元素合成経路であり、低および高中性子密度下で連続的な中性子捕獲とベータ崩壊を通じて鉄よりも重い元素を生成します。

Scope

このトピックでは、2つの主要な中性子捕獲プロセスについて扱います。1つは、中性子捕獲がベータ崩壊に比べて遅い「遅いs過程」で、漸近巨星分枝星や大質量星で起こります。もう1つは、中性子星合体や特定の超新星のような中性子過剰な環境で、捕獲がベータ崩壊をはるかに上回る「速いr過程」です。それぞれのプロセスが残す元素存在量のピークについても考察します。

Core questions

• 鉄よりも重い元素はどのように生成されますか？
• 遅い中性子捕獲プロセスと速い中性子捕獲プロセスを区別するものは何ですか？
• 宇宙のどこでそれぞれのプロセスが起こりますか？
• なぜ元素の存在量には明確なs過程とr過程のピークが見られるのですか？

Key concepts

• 中性子捕獲
• ベータ崩壊
• s過程
• r過程
• 魔法数
• 漸近巨星分枝
• 中性子星合体

Key theories

遅い中性子捕獲プロセス

中性子捕獲が不安定な原子核のベータ崩壊に比べて遅い場合、元素の生成は安定の谷に沿って一歩ずつ進みます。このs過程はヘリウム殻燃焼中の漸近巨星分枝星で起こり、鉄より重い元素の約半分を生成します。

速い中性子捕獲プロセス

非常に高い中性子密度下では、原子核は崩壊する前に多くの中性子を捕獲し、物質を安定の谷から中性子過剰な側へと大きく移動させます。このr過程は、中性子星合体や稀な超新星で起こり、アクチノイドを含む最も重い元素を生成します。

Mechanisms

種となる原子核が自由中性子を捕獲してより重い同位体となり、新しい同位体が不安定であれば最終的にベータ崩壊して次の元素になります。中性子捕獲が遅い場合、経路は安定の谷に沿って進みますが、中性子が豊富な場合、原子核は崩壊する前に多くの中性子を捕獲し、非常に中性子過剰な同位体に達します。これらは中性子束が終了した後、安定に戻るまで崩壊し、核の魔法数に特徴的な存在量ピークを残します。

Clinical relevance

中性子捕獲プロセスは、金、白金、ウランを含む鉄よりも重い元素の約半分を生成します。2017年の中性子星合体によってr過程の発生場所が確認されたように、これらの発生場所を特定することは、銀河の化学進化と古い星で測定される元素存在量を理解する上で中心的な役割を果たします。

History

s過程とr過程は、1957年のB2FHレビューとキャメロンの独立した研究で区別されました。漸近巨星分枝星におけるs過程の発生場所は、その後のモデリングによって確立され、r過程の発生場所は、2017年の重力波と電磁波による中性子星合体の観測後、中性子星合体と強く関連付けられました。

Debates

r過程の主要な天体物理学的発生場所

中性子星合体のみがr過程元素の大部分を生成するのか、それとも磁気回転超新星のような稀な超新星も大きく寄与するのかについては、まだ研究が続けられています。古い星の存在量パターンや濃縮のタイミングが、相反する制約を与えています。

Key figures

• Margaret Burbidge
• Alastair Cameron
• Friedrich-Karl Thielemann
• John Cowan

Seminal works

• b2fh1957
• cowan2021

Frequently asked questions

金はどこから来るのですか？

金やその他の最も重い安定元素は、莫大な中性子密度を必要とする速い中性子捕獲プロセスによって生成されます。主要な発生場所は2つの中性子星の合体であり、2017年のそのような事象のマルチメッセンジャー観測によってこの関連性が裏付けられています。

s過程とr過程の違いは何ですか？

どちらも中性子捕獲によって重い元素を生成しますが、s過程は中性子をゆっくりと捕獲するため、不安定な原子核は捕獲の間に崩壊します。一方、r過程は中性子を非常に急速に捕獲するため、原子核は崩壊する前に非常に中性子過剰になり、s過程では生成できない元素に到達します。