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r過程(アールかてい, r-process)とは、中性子星の衝突などの爆発的な現象によって起こる、元素合成(超新星元素合成)における中性子を多くもつ鉄より重い元素のほぼ半分を合成する過程のこと。これは迅速かつ連続的に中性子をニッケル56のような核種に取り込むことによって起きる。そのためこの過程はr (Rapid) 過程と呼ばれる。重元素を合成するほかの過程にはs過程があり、これは漸近巨星分枝星 (赤色巨星への進化段階) でゆっくり (Slow) した中性子捕獲によって元素合成を行う。この2つの過程が鉄より重い元素の元素合成過程の大半を占める。
r過程はs過程に比べ、観測などのデータを集めるのが難しく、観測手法やコンピューターの能力向上を待たねばならなかったため、2010年代にようやくマルチメッセンジャー天文学的な観測により中性子星の衝突によってr過程が起こることが確かめられた。 r過程は重元素の同位体比や、1956年にハンズ・スースやハロルド・ユーリーによって発表された元素の存在比の要請から見出された。中でもゲルマニウム、キセノン、白金に存在比の山があることが見出された。量子力学とシェルモデルによると、これらの元素へ向けて崩壊する放射性原子核は、中性子ドリップライン付近に中性子閉殻がある。このことは、いくらかの元素は高速な中性子捕獲で作られないといけないことを示唆しており、他の元素がこのような過程に関わっているのはどの程度かが決定すべき事項となった。s過程とr過程で作られる重元素同位体の表は1957年の有名なB2FH論文[1]で発表され、星の元素合成の理論を提案し、現在の天体核物理学の枠組を作った。 重力崩壊型超新星爆発の直後、非常に高密度の中性子束(1022個/cm2⋅s)が発生し、かつ高温となり、中性子捕獲は非常に不安定な核がベータ崩壊する間もなく行われ、r過程は中性子ドリップラインに沿って駈け上がることになる。このように中性子ドリップラインを上がることを阻害する制約は中性子閉核した原子核に対する中性子捕獲の反応断面積の著しい減少、原子核光分解(en:photodisintegration 2017年8月、中性子星同士の衝突現象が観測され、その現象を分析した結果、中性子星の衝突によるr過程元素の合成が確認された。この分析結果により、r過程が中性子星同士の融合によって発生することが証明されている。 上記の現象が分析されるまでは、恒星核が重力崩壊する超新星爆発(スペクトル型 Ib型 Ic型 II型)でr過程が起こると広く信じられてきた。しかしながら、r過程核種の存在比からすると、超新星爆発のうち、ほんの少しの事例でr過程核種を星間物質に放出するか、それぞれの超新星爆発で生成されたr過程核種のうち、ほんの少しの部分を放出するということを要請する。またコンピューターシミュレーションでも超新星爆発によってr過程が生じなかったため、超新星爆発がr過程の発生する現場であることに疑問が持たれていた。 別の候補として、中性子星同士の衝突によってr過程が起こりうる可能性があることが知られていたが、2014年、中性子星の合体によるr過程が矛盾なく説明できるとの研究結果が専門雑誌に掲載され[2]、前述の衝突現象が観測され分析されたことにより、そのことが証明された。 大質量星の進化の最後での重力崩壊に起因する超新星爆発であり、爆発の衝撃波によって物質を宇宙空間に放出すると共に、中性子星やブラックホールを残す。まず、r過程の源としては、中性子星を残すことからも分かるように中心領域が中性子過剰になることが期待されるため、有力視された。 しかし、近年の詳細な研究の結果、中性子過剰な物質は例外的な場合を除いて、普通は期待できず、現在の宇宙に存在するr過程物質を賄うような量は生成されないことがわかってきた。 重力崩壊型超新星の内側にはできたばかりの中性子星(原始中性子星)が存在する。原始中性子星の中心には重力崩壊の過程で高温かつ高密度の状態になっており、内側に大量のニュートリノが閉じ込められてる。恒星の内側に閉じ込められた光子によって恒星風が生じるように、このニュートリノも原始中性子星から「風」を引き起こすと考えられている。
歴史
核物理
宇宙物理学的条件
重力崩壊型超新星
原始中性子星風
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出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』
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