$r$-Process as Production of Lanthanides from Compact Object Mergers

宇宙は広大な化学工場であり、ジュエリーに使われる金から血液中の鉄に至るまで、私たちの世界を構成する重元素を絶えず鍛造しています。炭素や酸素のような軽い元素が星の燃え盛る中心部で誕生する一方で、周期表における最も重い元素には、より激しくエキゾチックな起源が必要です。これらの重い原子は、rプロセスとして知られる「急速中性子捕獲過程」と呼ばれる、中性子の急速な連続捕獲を通じて生成されます。数十年もの間、天文学者たちはこの宇宙の錬金術が具体的にどこで行われているのかについて議論してきました。有力な容疑者は、コンパクトな恒星残骸の壊滅的な衝突です。すなわち、2つの超高密度な星が衝突する連星中性子星合体、およびブラックホールが中性子星を飲み込むブラックホール-中性子星合体です。これらのイベントのどちらが重元素の生成を支配しているのか、そしてそれらが数十億年にわたってどのように銀河を豊かにしてきたのかを理解することは、なぜ私たちの周囲の星や惑星が特定の材料の混合物を含んでいるのかを説明するために不可欠です。

研究チームは、星が誕生する瞬間から現在に至るまで、これらの重元素の歴史を追跡するための包括的なデジタルシミュレーションを構築しました。3つの強力な計算ツールを組み合わせることで、彼らは数十億の連星系のライフサイクルをモデル化し、これらの系が衝突する際に起こる核反応を計算し、その結果生じた破片が天の川銀河の中にどのように拡散していくかを追跡しました。彼らの目的は、銀河の重元素の目録、特にユーロピウムを含む希土類元素（ランタノイド）の組成に対して、連星中性子星合体とブラックホール-中性子星合体のどちらが相対的に貢献しているかを判断することでした。研究は単一の仮定に依存したのではなく、中性子星の内部構造に関する5つの異なる理論モデルと、関与するブラックホールの3つの異なるスピン率をテストすることで、現在の物理学の不確実性に対して結果が堅牢であることを確認しました。

研究者たちはまず、100万組の連星系の進化をシミュレートし、それらがどのように相互作用し、エネルギーを失い、最終的に合体するかを追跡することから始めました。ほとんどの超新星爆発は5000万年以内という早い段階で発生しますが、コンパクトな天体の衝突は時間の経過とともに分散して起こることを彼らは発見しました。連星中性子星合体の約半分は最初の1億年以内に発生しますが、かなりの部分がもっとずっと後に発生します。これらの衝突が起こると、物質は凄まじい速度で宇宙へと放出されます。チームは、中性子星の特定の内部構造（状態方程式によって定義されるもの）が、生成される重元素の全体的なパターンを大きく変えることはないことを発見しました。しかし、元素の質量によっては、合体の種類が極めて重要になりました。特定の閾値より軽い元素については、新しい天体の周囲に形成された回転するガス円盤から放出される物質が主要な供給源でした。最も重い元素については、激しい衝突の最中に直接投げ出される物質が主要な貢献者でした。

本研究の重要な知見は、ブラックホールのスピンの役割に関するものです。ブラックホール-中性子星合体において、急速に回転するブラックホールは、中性子星が飲み込まれる前にそれを引き裂き、より大量の放出物質を作り出すことができます。シミュレーションによれば、高いスピン率は放出される質量を増加させ、それがさらなる重元素の生成につながることが示されました。それにもかかわらず、研究者たちは、ブラックホールのスピンは生成される元素の具体的な混合比や「指紋」を大きく変えることはなく、単に総量を変化させるだけであることを見出しました。これら2種類の合体を比較すると、研究は明確な役割分担を明らかにしました。連星中性子星合体は、特に原子質量130より大きい最も重い元素の優れた生産者であることが判明しました。対照的に、ブラックホール-中性子星合体はこれらの重量級の元素を作る効率は低いものの、より軽いスペクトルには貢献していました。

研究者たちは次に、これらの知見を天の川銀河の化学進化モデルに組み込み、これらのイベントが銀河をどのように形作ってきたかを確認しました。彼らは銀河を、単一の合体イベントによって豊かになり得る独立したガス雲の集合体として扱いました。連星中性子星合体は頻繁に発生し、一定量の重元素を生成するため、銀河の後半のステージにおいて、ユーロピウムのような元素の存在量を徐々に蓄積していく、安定的で信頼できる供給源として機能します。ブラックホール-中性子星合体は、より稀であり、出力の変動が大きいことから、初期の宇宙において重元素の斑状の分布を生み出し、星ごとの化学組成に大きな差異をもたらします。シミュレーションは、ブラックホール-中性子星合体も役割を果たしてはいるものの、現在の天の川銀河に見られる重いrプロセス元素の主たる動力源は、連星中性子星合体であることを示唆しています。

しかし、本研究は彼らのシミュレーションと実際の太陽系の観測結果との間の乖離についても指摘しました。連星中性子星合体は最も重い元素の存在量はうまく説明できましたが、周期表の第2ピーク付近にある、より軽い重元素の生成量については不足していました。この不一致は、特定のタイプの超新星爆発や、あるいはマグネターとして知られる高速回転する中性子星からの流出といった他の宇宙イベントも、銀河の化学的構成に大きく寄与している可能性があることを示唆しています。この研究は、コンパクトな天体の衝突が確かに宇宙で最も重い成分を作り出す主要なエンジンであることを裏付けていますが、同時に、宇宙の化学の全容は、おそらく異なる天体物理学的イベントが合奏（コーラス）のように連携して作り上げているものであることも思い出させてくれます。