宇宙化学・地球化学のための周期表

NOTE

• 5-1 核反応の表記について、陽子を p、中性子を n、重水素 (²H) を D、光子 (ガンマ線) を γ と書くとき、例えば、陽子と中性子が反応して重水素と光子を生成する反応は p(n, γ)D と書く。

  ⁴He 原子核 (α 粒子) は α と書く。よって、¹²C(¹²C, α)²⁰Ne は 2 個の炭素原子核が反応して α 粒子とネオン原子核を作る反応を指す。

  他に頻出の記号としては、e^- は電子、e⁺ は陽電子、ν はニュートリノ、ν は反ニュートリノを指す。

• 5-2 天体物理学のための核反応率データベースには、Institut d'Astronomie et d'Astrophysique で運用されているツール群 (Xu et al., 2013)、JINA Reaclib Database (Cyburt et al., 2010)、STARLIB (Sallaska et al., 2013) がある。

• 5-3 太陽系の元素の起源について、その大枠を定性的に掴めるようになったが、個々の元素を全て定量的に説明できるまでには至っていない (Kobayashi et al., 2020)。

  元素の起源を考えるには、

  1. 各元素はどのような核反応過程で合成されるのか？
  2. 各元素は宇宙 (銀河) の中のどのような場所 (環境) で、どれくらい作られるのか？
  3. 銀河の化学進化の歴史はどのようなものだったか？また、どのようにして太陽系にも含まれるに至ったのか？
  の観点が必要である。1 については、原子核の実験と理論から核反応の反応率が求まり、元素合成が起きる環境と過程が割り出される。2 については、恒星モデルや、超新星爆発などの数値計算から、各サイトでどのような合成過程が起きるのかが見積もられる。また、超新星やバーストのような高エネルギー現象の観測から、モデルへの制約が与えられる。3 については、天の川銀河の星々の組成の統計や、遠くの (過去の) 銀河の観測から、銀河の化学進化の歴史が探られる。また、隕石中には、太陽形成前に存在した個々の天体の組成や同位体比を残している粒子が含まれる。

  このように、元素の起源の研究は、原子核物理学、天体物理学、銀河天文学/銀河考古学、隕石学の方向性から行われる (cf. Arcones & Thielemann, 2023; 千葉, 2015; Nittler & Ciesla, 2016)。

• 5-4 各元素の合成過程と、その過程が起きる場所について、現在分かっている大枠は次の通り (e.g. Arcones & Thielemann, 2023; 岡村ほか, 2017)。

  図 5-1 に、太陽光球の観測や隕石の分析から決定された太陽系の組成を示す。元素の合成過程によって色分けした。

  

  ビッグバン元素合成 (BBN)

  現在の ¹H、²H (D)、⁴He の存在比は、基本的には宇宙年齢が数分の頃に起きたビッグバン元素合成 (温度約 10 億 K、バリオン密度 10^-5 g/cm³ 程度) の名残である。

  その少し前、宇宙には光子 (γ) に加え、バリオンとして p、n が存在していた。

  

  の反応は化学平衡にあったが、光子数が圧倒的なので、左辺に偏っていた。温度が 10 億 K まで下がると、光子数の減少に伴って、この反応が右辺に進行する。続けて、³H や ³He を経由して ⁴He も合成された。

  この出来事によって、宇宙のバリオン主成分は H、He (+ 微量の Li) となった。しかし、低密度だったために、安定核種が存在しない質量数 8 の壁を越えられず、より重い元素はほとんど合成されなかった。

  BBN の初期条件としての n/p 比は、より昔に n(ν, e^-)p や n(e⁺, ν)p によって化学平衡にあったときの比から、温度低下と共に脱結合したというモデルを立てることで、自由度無く求まる。よって、反応率が実験から決定されれば、当時の光子数に対するバリオン数の比 η が BBN モデルの唯一のパラメータとなる。つまり、η を入力して BBN モデルを計算すれば、BBN 後の各核種の存在比が出力される (図 5-2)。

  

  一方で、宇宙初期の存在比は、観測から推定することができる。例えば ⁴He は、BBN 後に恒星内部で合成された分を差し引く必要があるが、H II 領域の組成の統計を取って外挿することで推定された。

  η を適切に設定すれば、He の質量分率 (Y) と D/H 数密度比の観測値を同時に説明することができる。更に、そうして観測から制限された η の値は、CMB の観測から独立に推定された η の値と一致した (図 5-2)。このことから、BBN は、ハッブル-ルメートルの法則や CMB、BAO の存在と併せて、ビッグバン宇宙論の柱となっている (cf. 辻川, 2022; 小玉ほか, 2014; Dodelson & Schmidt, 2020)。

  ⁷Li/H については、始原的な存在比の観測による推定値は BBN の値とオーダーで一致する。しかし、1/3 程度であり、食い違いが見られる (図 5-2 下段)。これは宇宙リチウム問題などと呼ばれ、BBN の見直しに加えて、恒星モデルの見直し、核反応率の見直し、新しい物理学の可能性の観点から研究されている。

  恒星内部の核燃焼

  宇宙年齢 40 万年の頃に宇宙が晴れ上がり、大規模構造の形成が始まると、バリオンが良く冷えて集まった場所では星の形成が始まり、銀河も形成された。恒星中心部は高密度 (温度数千万 ~ 数十億 K、密度 10 ~ 10⁹ g/cm³) になるので、静水圧平衡の下での安定した熱核反応 (燃焼と言う) による元素合成の場となる。燃焼によって組成が変化すると、星は HR 図上を動く、これを進化と言う。

  恒星の構造/進化論は、最初の形成と最期の超新星爆発を除いて、基本的には確立した理論である (cf. 野本ほか, 2009; Kippenhahn et al., 2012; Christensen-Dalsgaard, 2021; 特に重い星について、質量放出、磁場、層混合、自転の扱い、連星との相互作用など、改善の余地は残される; cf. Eldridge & Stanway, 2022)。状態方程式に加え、各々の核種の核反応率、各々の粒子の光との反応率など、詳細な物理がふんだんに盛り込まれて恒星進化モデルが構築される。その上で、パラメータとして初期の組成と質量を入力すると、誕生後からの内部構造や半径、光度とそれらの準静的な進化が、流体力学的に計算される (e.g. Nguyen et al., 2022; Keszthelyi et al., 2022)。図 5-3、図 5-4 に観測との比較例を挙げる。

  

  

  星は寿命の大部分を主系列星として過ごすが、このときには、中心部で H 燃焼が起きており、 He が生成されている。中心部の H を使い果たすと、中心には He 層、その周りに H 層を持つ状態になっており、2 つの層の境界で H 燃焼が起きる (殻燃焼と言う)。このとき、星は赤色 (超) 巨星に進化している。中心温度が 1 億 K になると、三重アルファ反応 ⁴He(2α, γ)¹²C によって C が合成され始め、He 燃焼の段階に入る。こうして、中心部の主成分は C、O になっていく。

  軽い星 (< 8 M_⊙; M_⊙は太陽質量) では、これ以上の燃焼は起こせず、中心部の He を使い果たすと AGB (asymptotic giant branch, 漸近巨星分枝) 星への進化が始まる。重い星 (> 8 M_⊙) は C 燃焼の段階に入る。更に、10 M_⊙より重い星は、続けて Ne 燃焼、O 燃焼、Si 燃焼の段階を経る。各燃焼段階を表にまとめる。

  段階	点火温度	トリガー反応	燃焼後
  H 燃焼	1000 万 K	p(p, e+ν)D	He
  He 燃焼	1 億 K	4He(2α, γ)12C	C, O
  C 燃焼	5 - 8 億 K	12C(12C, α)20Ne	O, Ne, Mg
  Ne 燃焼	15 億 K	20Ne(γ, α)16O	O, Mg
  O 燃焼	20 億 K	16O(16O, α)28Si	Si, S
  Si 燃焼	30 億 K	28Si(γ, α)24Mg	鉄族元素

  こうして、晩期の大質量星は中心から鉄族元素層、SiS 層、OMg 層、ONeMg 層、CO 層、He 層、H 層のタマネギ構造になる。各層の境界では、それぞれの段階の燃焼が起きている。15 M_⊙星の重力崩壊 (超新星爆発) 直前の組成の計算例を 図 5-5 に示す。

  

  特に、12 M_⊙を超えるような晩期星の中心部は 60 億 K に達する高温になる。このような環境では、あらゆる核反応が十分な速度で起きるので、系は核統計平衡 (NSE) になる。NSE では、核種の結合エネルギーと系の温度、(原子核内のものも含めた) 系全体の陽子/中性子比によって、系の組成が決まる。結合エネルギーの大きな核種である鉄族元素が主成分になる。

  13 M_⊙、20 M_⊙の星が (中心部での) 各燃焼段階に費やす時間を表にまとめる。星は重いほど寿命が短い。太陽質量星の寿命は 100 億年だが、20 M_⊙の星は 1000 万年で死を迎える。

  燃焼段階	13 M⊙	20 M⊙
  H 燃焼	1600 万年	1000 万年
  He 燃焼	100 万年	100 万年
  C 燃焼	9000 年	300 年
  Ne 燃焼	6 年	0.4 年
  O 燃焼	5 年	0.5 年
  Si 燃焼	0.4 年	2 日

  星の死

  軽い星 (< 8 - 10 M_⊙) は、やがて AGB 星になる。AGB 星は半径が太陽の数百倍あり、表面付近の重力は太陽より 4 - 5 桁小さいので、物質が宇宙空間に放出されやすい。観測から、典型的には 10^-8 - 10^-5 M_⊙/年程度の質量放出率が推定される。やがて、外層を全て失い、中心部 (CO; ≈ 0.6 M_⊙) を白色矮星としてその場に残して死ぬ。この様子は惑星状星雲として観測される (図 5-6)。

  

  AGB 星の星風や惑星状星雲では、鉱物が観測される (cf. Kwok, 2022)。質量放出の具体的な機構は分からない部分も多いが、表面付近で作られたダストが放射圧により加速され、周囲のガスも道連れにするというシナリオが標準的である (cf. Höfner & Olofsson, 2018)。

  重い星 (> 8 - 10 M_⊙) は、最期に重力崩壊型超新星爆発を起こす (cf. 山田, 2016; 図 5-7)。

  

  コア (鉄族元素層; ≈ 1.5 M_⊙; 半径 ≈ 1000 km) が高温になると、光分解や電子捕獲などの理由で重力的に不安定になり、急激な収縮を起こす。やがて、コアの内側半分が半径 10 km 程度まで縮むと、原子核の飽和密度 (≈ 10¹⁴ g/cm³) に達して強い核力がはたらくので、収縮は停止する。一方で、まだ超音速で収縮しているコアの外側半分は、内コア表面にぶつかったものから反跳し、膨張に転じる。その前面には衝撃波が形成される。

  衝撃波面は一度コア内で停滞するが、何らかの理由で再加速し、コア表面に到達する。加速の理由は、コア中心からのニュートリノ放射による加熱が候補の 1 つであるが、具体的な物理は分からない部分が多い (e.g. Mezzacappa, 2023)。重力崩壊からここまで長くて数秒。更に、衝撃波面が外層を伝播し、星の表面に達すると、我々はこの現象を超新星として観測することになる。ここまで数時間から 1 日。一方で、核物質と化した中心部は、爆発する外層の踏み台になり、その場に原始中性子星として残される。

  全体としては、コアの収縮によって解放された重力エネルギーの一部が、最終的に外層の膨張のエネルギーに転化する現象である。

  晩期に鉄族元素層を構成していたバリオンの大部分は、中性子星としてその場に残されるので、金属元素として宇宙空間に放出されない。一方で、外層のコアに近い部分では、衝撃波の通過に伴う加熱によって、爆発的な核燃焼が起きる。その結果、新たに鉄族までの元素が生成され、それまでに生成されていた元素と共に宇宙空間に放出される。

  このように、星内部、または超新星爆発時に合成された元素は、星の死に伴って銀河の星間ガスに加えられる。最初の星が死を迎えるまでは、星間ガスに金属元素は存在しなかったが、星の生と死の輪廻によって、銀河の金属量は増え続けて現在に至る。

  Ia 型超新星

  超新星は、大雑把に 1 銀河あたり 50 年とか 100 年に一度の頻度で起きると見積もられる。1 年に 1000 個ほどのイベントが詳しく調べられている。超新星は、その光度曲線やスペクトルの特徴によって Ia, Ib, Ic, II 型に分類される。基本的には上述した重力崩壊型超新星爆発が見えているが、Ia 型だけは別の物理によって発生している。観測される超新星の大雑把に半数が Ia 型である (Aleo et al., 2023)。

  Ia 型超新星は、スペクトルに H, He 線を持たず、光度のピーク時に強い Si 線が現れる特徴を持つ。この特徴は、白色矮星での熱核暴走によって説明される。これは重力崩壊型とは違い、核融合によって解放されたエネルギーを使った爆発である。

  白色矮星 (CO; 一部の星は ONeMg) は電子の縮退圧で支えられており、圧力が温度に依存しない。よって、核燃焼で発熱しても星が膨張せず温度が上がり続け、核燃焼が暴走してついには星全体が爆発する。白色矮星は H、He 層を持たず、燃焼後には外側に Si 層ができる。大部分は NSE を経験した層であり、全て膨張して吹き飛ぶので、大量の鉄族元素が宇宙空間に放出される。

  熱核暴走のきっかけ (伴星からの質量降着か、合体か) や燃焼の広がり方 (超音速か、亜音速か) など、具体的な爆発過程には様々な議論がある (cf. Soker, 2019)。

  重力崩壊型は O ~ Si を多く放出するのに対し、Ia 型は鉄族元素を多く放出する。例えば、⁵⁶Ni の放出量は、光度曲線の観測 (⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe の β 崩壊が解放するエネルギーによって超新星は輝く) による典型的な見積もりとして、重力崩壊型で 0.1 M_⊙、Ia 型では 0.6 M_⊙である。重力崩壊型の方が数倍高頻度で起きていたとしても、Fe は Ia 型からの寄与が若干大きいことになる。

  重元素の起源

  図 5-1 を見ると、鉄族より重い元素も少量ながら存在する。Se&Sr、Te&Ba、Pt&Pb の部分に特徴的な双子のピークが見られ、双子の重い方のピーク (Sr, Ba, Pb) は、中性子が魔法数にある核種である。

  鉄族より重い元素は、単独の中性子に富んだ系において、中性子捕獲過程によって作られる。太陽系の組成パターンを説明するための主過程としては、中性子が比較的少ないが定常的に供給される系で、β 崩壊より遅い速度で捕獲が進む s 過程と、中性子が多い系で、β 崩壊より速い速度で捕獲が進む r 過程が考えられている (図 5-8; e.g. Arcones & Thielemann, 2023; Reifarth et al., 2014; 和南城, 2014; ここに述べるもの以外にも、弱い s 過程や弱い r 過程、p 過程、νp 過程などの可能性が議論されている)。

  

  s 過程

  s 過程はおよそ次のようにして起きる。安定核付近の核種の β 崩壊半減期は、典型的には数時間とか数十日、長いと数十年である。中性子捕獲速度がそれより遅ければ、1 個中性子を捕獲して質量数を増やしては直ぐに β 崩壊して安定核種に落ち着くのを繰り返す。中性子が魔法数の核種は、周囲の核種に比べて中性子を捕獲しにくいので、相対的に多くなる。

  s 過程は、主に AGB 星の He 層で起きている。AGB 星は中心から順に CO 層、He 層、H 層をなす。CO-He 層間では He 燃焼、He-H 層間では H 燃焼が起きるが、定常的ではなく、何万年か H 燃焼をして He が溜まると、爆発的 (パルス的) な He 燃焼 (ヘリウム殻フラッシュ) が起きて He 層を底上げするというサイクルを繰り返している (図 5-9)。

  

  He 燃焼期には He 層で対流が発生しており、He 燃焼の生成物 ¹²C が層内に行き渡る。He 燃焼が停止すると、H 層が He 層を侵食する現象が起きる (第 3 汲み上げ, third dredge-up)。この際に、He 層内に p が入り込むので、¹²C(p, γ)¹³N(β⁺ 崩壊)¹³C(α, n)¹⁶O によって、中性子が定常的に (万年に渡って) 供給される領域が形成される。主にここで s 過程が起きるというシナリオが有力。

  第 3 汲み上げによって、He 層で作られた s 過程元素は星表面にももたらされるため、AGB 星では s 過程元素が豊富に観測される。特に、半減期が 20 万年の ⁹⁹Tc が観測されることが、AGB 星で s 過程が起きていることの証拠とされる。

  r 過程

  r 過程は典型的に秒のスケールで起きる。中性子が大量に供給されると、連続的な捕獲が起こる。中性子があまりにも過多になると、β 崩壊がマイクロ秒のスケールで起きるので、核は中性子数を 1 つ減らして陽子数を増やす。これの繰り返しによって、中性子過剰核を経由して重い元素が作られていく。中性子を吸い尽くすと過程は終了し、その後 β 崩壊を起こして安定核に落ち着く。

  中性子数が魔法数の核種は多く作られるが、その後の β 崩壊で、中性子数が魔法数よりやや少ない安定核に落ち着くことになる。このため、s 過程よりやや軽い側に組成パターンのピークを作る。

  中性子過剰の不安定核の性質を実験で探る研究は近年発展している分野である。このため、r 過程の具体的な反応経路や生成パターンは、まだ分からないことも多い (cf. Cowan et al., 2021)。

  r 過程の起きる場所について、中性子が大量に存在する場所の候補としては、(原始) 中性子星で起きる高エネルギー現象が考えられるが、具体的な場所には、様々な議論がある。

  今のところ、観測的証拠が得られているのは中性子星合体である。中性子星の連星は、重力波を放出することにより角運動量を失い、やがて合体する。このときに飛び散る質量と、その後に形成される降着円盤からの質量放出などで、r 過程元素が放出されると考えられる。

  中性子星合体が初めて観測されたのは 2017 年のこと。重力波と短いガンマ線バーストの検出の後に、予言されていたキロノバが観測された。その光度曲線は、r 過程元素の崩壊による加熱を仮定することで、自然に説明できた (cf. Metzger, 2020)。

  通常の星が起こす重力崩壊型超新星爆発では、r 過程は起きそうにないとの見方がある。上述したように、爆発の原動力はニュートリノの放射を受けることによる加熱と考えられているが、n + ν ↔ p + e^- や p + ν ↔ n + e⁺ が十分に起きると、平衡に達して両者の数がおよそ等しくなってしまう。つまり、中性子過剰の系ではなくなってしまうので、r 過程は進行しない。しかし、爆発に続くニュートリノ駆動風で起きる可能性が議論されている。

  他に、r 過程のサイトの候補として研究されている現象には、磁気駆動型超新星がある (e.g. 西村 & 滝脇, 2014) 。これは、マグネターの起源、あるいは、(長い) ガンマ線バーストやしばしばそれに付随して観測される極超新星 (hypernova) の正体の候補として研究されている現象である。

  大質量星のコアが強磁場を持って高回転している場合のシナリオであり、重力崩壊に伴って、磁気圧によって回転軸方向にジェット状の爆発をする (かもしれない)。中性子過剰な物質が放出され、r 過程が起きることが期待されるが、まだ分からないことが多い。

  他には、大質量星 (> 30 - 40 M_⊙) が超新星爆発を起こして形成される恒星質量ブラックホールの降着円盤なども候補に挙がる。

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• 小玉英雄, 井岡邦仁, 郡和範. (2014) 『宇宙物理学』, KEK 物理学シリーズ第 3 巻 (共立出版). § 7.3.
• 山田章一. (2016) 『超新星』, 新天文学ライブラリー 第 4 巻 (日本評論社).
• 岡村定矩, 池内了, 海部宣男, 佐藤勝彦, 永原裕子. (2017) 『人類の住む宇宙』, 第 2 版, シリーズ現代の天文学 第 1 巻 (日本評論社). 第 3 章.
• 西村信哉, 滝脇知也. (2014) 磁気駆動型超新星での元素合成: r プロセスと高エネルギー天文学. 天文月報, 107, 26-35. 天文月報バックナンバーのページ (日本天文学会).
• 辻川信二. (2022) 『入門 現代の宇宙論』(講談社). § 5.3.
• 野本憲一, 定金晃三, 佐藤勝彦. (2009) 『恒星』, シリーズ現代の天文学 第 7 巻 (日本評論社).

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• 峰田竜二 / Ryuji Mineta
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