重元素の前駆体は、膨張した星のプラズマ下部や、くすぶっている星の死体の中で発生する可能性があります。彼らは間違いなくミシガン州イーストランシングに存在します。
ミシガン州での実験では、鉄より重い元素がどのように作られるのかが解明されつつあります。
マーク・ベラン/クアンタ・ マガジン
はじめに
希少同位体ビーム施設 (FRIB) は、ミシガン州立大学の化学科と舞台芸術センターの間にあるため、夜空のようにきらきら光るわけではないかもしれません。しかし、研究室の中には、星にしか存在しない物質が溢れています。
ここでは、原子核が光の半分の速度まで加速し、標的に衝突して粉々に砕けます。この衝突により、恒星の内部で発生し、一連のさらなる反応を経て最終的に重元素となるのと同じ稀少で不安定な同位体の一部が生成されます。
FRIB の科学者はレシピを再作成しています。
FRIBの核天体物理学者アルテミス・スパイロウ氏は、「人々は自分の祖先がどこから来たのかを知るためにDNA検査をするのが好きだ」と語った。 「私たちは地球と太陽系に対しても同じことをしています。」
科学者は、星が鉄に至るまでの周期表上の元素をどのようにして形成するのかをしっかりと理解しています。しかし、より重い元素（亜鉛、鉛、バリウム、金など）を生成するプロセスは、さらにとらえどころがありません。
現在、公準と推定があふれる分野で具体的な結果が現れています。 FRIB の研究室は現在、重元素が形成されると考えられている 3 つの主要なプロセスの 1 つを再現しており、この「中間中性子捕捉プロセス」、 またはi-がどこにあるのかに焦点を当てています。
研究室では、他の 2 つのプロセスのうちの 1 つ、プラチナやゴールドなどの「宝石店の要素」を生成するプロセスも再作成する予定です。
「これは、同位体がどのように形成されるかを理解する上で、大きな、大きな前進です。その後、私たちは遡って、適切な条件を備えた天体物理学的サイトを見つけることができます」とi-について最初に理論化したジョン・コーワンは述べました。 1970年代に大学院生として入学。 「FRIB は先駆的な取り組みを行っています。」
要素の構築
約138億年前、生まれたばかりの宇宙は、ビッグバンで新たに作られた素粒子の灼熱のスープでした。宇宙が冷えて膨張するにつれて、これらの斑点は結合して陽子や中性子などの素粒子を形成し、それらが結合して水素、ヘリウム、リチウム（最初で最も軽い元素）が宇宙の最初の 3 分間に形成されました。これらの元素が凝集してより大きな天体を形成し、星が誕生するまでにはさらに数億年かかるでしょう。
希少同位体ビーム施設 (FRIB) とミシガン州立大学の物理学者、アルテミス スパイロウは、FRIB のサミング ナル (SuN) 検出器、崩壊する同位体の測定に使用されるガンマ線検出器と一緒にポーズをとります。
希少同位体ビーム施設の提供
星が宇宙を照らすと、宇宙は化学的に豊かになりました。星の熱く密度の高い核では、原子核が巨大な力で互いに衝突し、融合して新しい元素を形成します。水素原子核 (それぞれ陽子が 1 つずつある) が融合すると、ヘリウムが形成されます。そのうちの 3 つは融合して炭素になります。この核融合により、外側に押し出される大量のエネルギーが放出され、星が自身の重力の圧力で崩壊するのを防ぎます。大質量星が老化するにつれて、重元素の融合が進み、周期表が上に移動します。つまり、アイロンがけができるまでです。
その時点では、さらに核融合してもエネルギーは放出されません。それはそれを吸収します。核融合による新しいエネルギーがなければ、星の死は差し迫っています。その核は内側に収縮し、衝撃波が他のすべてを外側に吹き飛ばし、超新星を生み出します。
周期表上の鉄以外のすべてについては、別の起源の物語が必要です。
1950 年代に物理学者は、「中性子捕捉」という方法を考案しました。このプロセスでは、原子核は中性子と呼ばれる中性の浮遊する素粒子を収集します。これらが暗くなると、原子核はそれ自体の不安定なバージョン、つまり放射性同位体になります。過剰な中性子がベータ崩壊と呼ばれるプロセスで正に帯電した陽子に変化すると、バランスが回復します。陽子を獲得すると、原子核は周期表上の次の元素に変わります。
マーク・ベラン/クアンタ・ マガジン
最終形態に到達するために、原子核は通常、一連の異なる放射性同位体の中を移動し、その過程でより多くの中性子を収集します。
当初、科学者たちは、原子が大きく成長するために移動する経路は 2 つしかないと考えていました。 1 つは遅く、もう 1 つは速いため、s- と呼ばれます。 プロセスとr- プロセス。
s- で このプロセスでは、原子核は何千年もかけて散発的に中性子を捕捉し、崩壊してから、最終的な安定した目的地に到達します。これは、赤色巨星と呼ばれる超光度の膨張した恒星で、特にそれらが漸近巨星分枝星として知られる段階で発生すると考えられています。 （いつか、私たち自身の星もそのような赤色巨星に変わるはずです。） 巨人が死の瀬戸際でよろめきながら、その内層が混ざり合い、星にとってちょうど良い中性子が豊富な環境を作り出します。 展開するプロセス。
一方、r- プロセスは数秒しかかかりません。それには、中性子星（死んだ星の超高密度で中性子が詰まった核）など、中性子がはるかに高密度に存在する環境が必要です。 r- このプロセスはおそらく 2 つの中性子星が衝突するときに起こります。
U Camelopardalis は漸近巨星分枝星であり、s 過程をホストする赤色巨星の一種です。数千年ごとに、ハッブル宇宙望遠鏡によるこの画像で見られるように、星の核を囲むヘリウムの殻が燃え始め、星をガスの泡の中に包みます。これらのヘリウム フラッシュは、i プロセスの設定候補です。
ESA/ハッブル、NASA、H. オロフソン (オンサラ宇宙天文台)
s- プロセスとr- このプロセスでは、同じ最終要素の多くが鍛造されますが、比率は異なります。たとえば、前者はより多くのバリウムを生成しますが、後者は大量のユウロピウムを生成します。これらの元素は星が死ぬと星間物質中に飛び出し、新世代の星に組み込まれます。天文学者は新しい星を観察し、そこに含まれる元素からその原料がどのようなプロセスで生成されたかを推測することができます。
何十年もの間、科学的なコンセンサスは、ゆっくりと急速なプロセスが重元素を生成する唯一の方法であるということでした。しかし最終的には、科学者たちは中間の道について考え始めました。
中間プロセス
コーワンは、1970 年代にメリーランド大学で大学院の研究をしていたときに、中間の中性子捕捉プロセスを思いつきました。博士論文のために赤色巨星を研究しているときに、 彼はs-の概念に適合しない可能性のある核反応経路と中性子密度を提案しました。 またはr- プロセス。 「しかし、当時はそれは単なるアイデアでした」と彼は言いました。
その後、2000 年代初頭にsに亀裂が生じました。 - 対 -r 二分法。通常、星は、その中にどの重元素がより豊富に含まれているかに応じて、その誕生の前のある時点でゆっくりとしたプロセスまたは急速なプロセスが起こったことを示唆しています。天文学者は、「炭素が強化され、金属が乏しい」星、つまり太陽の鉄の千分の一しかないが、鉄に比べて炭素が通常より多い古代の星で、何らかのプロセスの明確な痕跡を見つける傾向があります。しかし、彼らが天の川銀河の郊外にあるこれらの星のいくつかを研究したところ、どちらのプロセスの痕跡とも一致しない元素の存在量が確認されました。
ビクトリア大学の理論天体物理学者であるフォーク・ハーウィグ氏は、「人々は頭を悩ませました」と述べました。
マーク・ベラン/クアンタ・ マガジン
ヘルヴィッヒは新しいシナリオを考え始めました。候補者の1人は「生まれ変わった」赤色巨星だった。まれに、白色矮星と呼ばれる赤色巨星の燃え尽きた死体が、その核を囲むヘリウムの殻が再び融合し始めるときに再点火することがあります。他の、復活していない赤色巨星の中でヘリウムが燃えている場合も、その星が金属に乏しい限り、この条件に当てはまる可能性があります。
別の可能性：白色矮星が伴星から物質を吸い上げている。このようにして十分な質量が蓄積すると、ヘリウムの融合が始まる可能性があります。エネルギーの閃光は非常に強力であるため、白色矮星がその外層を吐き出し、途中で新しい元素を放出する可能性がある、とヘルヴィッヒ氏は考えた。
2012 年にカンファレンスで自身のアイデアを発表したとき、コーワン氏は聴衆の中にいた。 「彼は私のところに来てこう言いました。『1970 年代にi-に関するこの論文を持っていました。 プロセス。それは次のようなことを説明していました」とヘルヴィッヒ氏は言いました。
今後 5 年間にわたって、i- を持つ星が存在するという証拠が得られます。 プロセスの署名が山積みになっています。しかし、ハーヴィッヒのような理論家は、中間のプロセスがどこで発生するのか、あるいはそれが進むステップの正確な順序を言うことができませんでした。
i- を完全に理解するには このプロセスでは、生成されるさまざまな要素の比率を知る必要がありました。これらの収量は、関連する同位体がどれだけ容易に中性子を捕捉できるかによって決まります。そして中性子の捕捉率を突き止めるために、科学者たちはFRIBのような研究所で使われている同位体を研究する必要があった。 (実験はイリノイ州のアルゴンヌ国立研究所やその他の施設でも行われています。)
超新星 1987A (中央) は、400 年間で最も近くで観測された超新星であり、大質量星の核崩壊から発生しました。爆発により星の外層が噴き出し、周囲の空間に元素が飛び散りました。この超新星の研究により、鉄に至るまでの元素の合成に関する理論が確認されました。
NASA、ESA、ロバート・カーシュナー (CfA、ムーア財団)、マックス・マッチュラー (STScI)、ロベルト・アビラ (STScI)
Herwig は、i の謎について議論しました。 - 2017 年に Spyrou がミシガン州立研究所を訪問した際のプロセスと将来に向けた実験。
「すっかり虜になってしまいました」とスパイルーさんは語った。 「私は、『どの同位体が重要なのか教えてください』と言いました。」
放射性レシピ
Herwig のような理論家と Spyrou のような実験家は現在、何年にもわたるギブアンドテイクの状態にあり、どの同位体配列がi-に最も大きな影響を与えるかを理論家が決定します。 プロセスの最終的な化学カクテルが完成したら、実験者はそれらの原料を研究するために加速器を点火します。得られたデータは、理論家がi のより良いモデルを作成するのに役立ちます。 -プロセスを実行すると、サイクルが再び始まります。
FRIB の地下には、フットボール競技場約 1 つ半の長さの粒子加速器が設置されており、ペーパー クリップの形に並べられた 46 個のセージ グリーンの過冷却容器で構成されています。
各実験は、通常の安定した元素 (通常はカルシウム) から始まります。加速器を通してベリリウムなどのターゲットに発射され、フラグメンテーションと呼ばれるプロセス中に不安定な同位体に分裂します。すべての原子核が、研究者が望んでいるとおりに粉砕できるわけではありません。
「イタリアの都市の絵が描かれた磁器の皿を持っているようなものです」とFRIBの天体核物理学者ヘンドリック・シャッツ氏は言う。家が 1 軒だけ描かれた作品が欲しい場合は、適切な写真を撮るまでにたくさんの皿を割らなければなりません。 「私たちは毎秒 1 兆枚の皿を粉砕しています。」
左から:アントニオス コントス、ヘンドリック シャッツ、ザック マイゼル、フェルナンド モンテスが、星の内部で起こるのと同じ核反応を再現するために使用される FRIB の機器の周りに集まります。
希少同位体ビーム施設の提供
破片はパイプのネットワークを通ってフラグメント分離装置に流れ込み、そこで目的の同位体に分類されます。これらは最終的に、幅 16 インチの円筒形検出器である SuN に到達します。金属製のスポークが全方向に伸びているので、「太陽みたいで楽しいですね」と MSU 大学院生のエリー・ロニングは言いました。
原子核が入るとすぐに、原子核は崩壊し始め、電子を放出し、研究者がi-のステップを解読するために使用できるガンマ線のフラッシュを放出します。 プロセス。 「これまで誰もこのような特定のプロセスを観察できませんでした」と FRIB 核化学者のショーン・リディック氏は述べています。
研究者らは、ガンマ線の生成を測定することで、関連する同位体が中性子を捕捉する速度（重要な例を挙げると、バリウム 139 が中性子を獲得してバリウム 140 になる速度）を推測します。次に、理論家はこの反応速度をi-のシミュレーションに入力します。 このプロセスは、最終的な化学混合物中にさまざまな重元素がどの程度豊富に含まれるかを予測します。最後に、その比率をさまざまな星で観察される元素と比較できます。
これまでのところ、その結果はスパイルーらの期待通りの円を描いているようだ。ランタン、バリウム、ユウロピウムの相対的な存在量は、2000年代初頭に天体物理学者を大いに困惑させた、炭素が強化され金属が乏しい星で観察されたものと一致する。 「私たちは、これらの大きな不確実性を抱えていた状態から、i- を確認するようになりました。 プロセスは私たちが観察したところにぴったりと当てはまります」と彼女は言いました。
i- しかし、このプロセスは、金属に乏しい星よりも前に来て、それらに物質を提供していた瀕死の星で起こっていただろう。現時点では、 データはi の設定として白色矮星と赤色巨星の両方と互換性があります。 -プロセス。両方ではないにしても、どちらの候補が勝つかを知るために、スパイルーはより多くの同位体の中性子捕捉率を研究する必要があるだろう。一方、これらの候補星を区別するために、ハーウィッグは、その内部を泳ぐプラズマのより優れた 3 次元モデルを作成する予定です。
ゴールドを目指す
60 年間、天文学者は、金、銀、プラチナはすべてr- の間に生成されると理論づけてきました。 しかし、これらの元素の正確な起源は依然として天体化学の最も長年の疑問の 1 つです。それは、「r- プロセス実験は基本的に存在しない」とコーワン氏は語った。中性子星の衝突の状況を地球上で再現するのは困難です。
2017 年の観察では、金やその他のr-の痕跡が発見されました。 中性子星衝突の残骸に含まれる元素を処理し、その起源の物語を強力に裏付けます。しかし、今年の 4 月に報告された興味深い発見は、r- との関連性を示唆しています。 高磁性星からの巨大なフレアへのプロセス。
i- を整理した後、 ミシガン州の研究者らは、同じ戦術をr-に適用することを計画しています。 プロセス。その同位体を分離するのはさらに難しい。 i- 中に断片化が発生した場合 このプロセスは、粉々になったプレートから家の写真をキャプチャするようなもので、 次にr- 処理とはウィンドウのみを取り出すことを意味します。それでも、スパイルー氏は、彼女のチームがすぐに、重い原子核を数秒で調理する高速レシピに必要な、より希少な同位体フレーバーを試すことになるだろうと楽観視している。 「r- を使用すると、 このプロセスのおかげで、私たちは重要な核へのアクセスに近づいています」と彼女は言いました。
「しかし私は このプロセスを経て、今日からアクセスできるようになります」と彼女は言いました。スパイルーは、彼女の研究室がすべての重要なiを突き止めるだろうと見積もっています。 - 5 ～ 10 年以内に反応と速度を処理します。 「10 年前、私は私さえ知りませんでした」と彼女は付け加えました。 プロセスが存在しました。」
このストーリーは、科学執筆推進評議会とブリンソン財団によって一部支援されました。
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