- 研究成果
中性子星合体は金、プラチナ、レアアース等の生成工場
概要
国立天文台・東京大学の研究チームは、金やプラチナ、レアアースといったR過程元素（中性子を素早く（rapid）捕獲する過程で合成された元素）が中性子星の合体の際に作り出された可能性が非常に高いことを明らかにしました。
研究チームは、銀河系と銀河系の近く（約80万光年の範囲内）に属する個々の星に刻まれた元素組成の履歴を解読し、R過程元素が中性子星の合体の際に作られ、宇宙空間の広範囲に即座に拡散したと考えると観測結果を矛盾なく説明できることを突き止めました。
中性子星合体現象は、直接重力波を検出できる現象として期待されています。本研究に基づくとこれまでよりも正確に中性子星合体現象が銀河内で起こる頻度を見積もることができます。具体的には、現在建設中の重力波検出装置KAGRAは海外の検出装置との連携によって、2020年代には1ヶ月から2ヶ月に一度の頻度で中性子星合体からの重力波が検出されるだろうと予想されます。
本研究成果は、欧州の天文学専門誌『アストロノミー・アンド・アストロフィジクス』に掲載されました。
背景
宇宙の始まりから数分経ったとき、宇宙には水素とヘリウム、そして少量のリチウムしか元素は存在しませんでした。炭素など、より原子番号の大きい元素（以下、重い元素）は主に、その後に形成された恒星等の天体の中の高温高密度な環境での核融合反応によって合成されたのです。特に、宇宙に普遍的に存在する元素の中で鉄より重い元素では、種となるより軽い元素（鉄など）に中性子が次から次へと捕獲されることによって合成されます。その中でも中性子の密度が極端に高い状況で多く作られる元素はR過程元素と呼ばれ、金、プラチナ、レアアースと言った我々に馴染みのある多くの元素が含まれています。ただ、実際宇宙のどこで作られているのかは同定できていませんでした。
R過程元素の作られ方として有力な仮説は2つあります。1つは重い星（太陽のおよそ10倍以上の質量の星）の中心核が最後に収縮して中性子星（注1）になるときに起こす大爆発である超新星です。ところが、最近の研究によって、超新星では中性子星から放出される物質でさえ、R過程元素を作り出すのに十分な中性子が存在する環境は実現できないことが明らかになってきました。爆発の際に大量に発生するニュートリノが中性子の多くを陽子に変えてしまうからです。
もう1つは、中性子星同士が合体する際に作り出されるという仮説です。連星中性子星は重力波を放射しながら少なくとも1千万年という時間をかけて近づき最後に合体します。数値シミュレーションの結果から、その合体の際にR過程元素が大量に作り出されるとするものです。例えば、金は地球約70個分に相当するような凄まじい量が一度の合体で作られると考えられています。実際、2013年に検出されたショート・ガンマ線バーストGRB 130603Bは、中性子星同士の合体が原因とされ、赤外線の観測結果からR過程元素が放出されたと考えられています。
ところがこの仮説にも問題がありました。中性子星合体ではR過程元素以外の元素はほとんど作り出されないために、その影響を受けたガスから形成された星はR過程元素のみを極端に過剰に含んだ星になると予想されました。一方、銀河系の星の元素組成を観測してもそのような組成を持った星は見つかっていません。
本研究
中性子星合体が原因とされるショート・ガンマ線バーストでR過程元素が合成された兆候が見られることと、銀河系内の星にはR過程元素のみを過剰に含んだ星が見つからないこと、この2つの観測事実をどのように解釈すればよいのでしょうか？
研究チームは、この問題を解決するヒントは銀河系の近傍にある矮小銀河の星に隠されていると考えました。中性子星合体は希な現象であり、かつ銀河の星の数と発生頻度が関係しています。矮小銀河は銀河系よりもずっと小さな銀河で、過去に起こった中性子星の合体現象が銀河系より極端に少ないために、R過程元素の増加が全く見えなかったり、あるいは1回の合体による急激な増加が見える可能性があります。
近年、すばる望遠鏡を始めとした世界の口径8メートルから10メートルクラスの大型望遠鏡の活躍により、私たちからの距離が約80万光年以内にある矮小銀河に属する1つ1つの星の化学組成が測定できるようになりました。
研究チームはR過程元素の1つであるユーロピウムの元素量の変化を各矮小銀河で比べました。すると矮小銀河の中でも質量の小さい銀河では、鉄の元素量は増加しているにもかかわらず、ユーロピウムの増加は見られないことがわかりました。このことは、今回調べた矮小銀河では過去に一度もR過程元素を作る現象が起こらなかったことを意味します。これらの矮小銀河で微量ながら観測されたユーロピウムは、銀河ができる以前に作られたものと考えられますが、その起源については謎のままです。それと同時に、超新星ではユーロピウムが作られないことを示します。なぜなら、鉄の濃度が増加していることは超新星が数多く起こっていることを意味し、それにもかかわらずユーロピウムが増加していないからです。このことからもR過程元素の超新星説が否定されたことになります。
一方で比較的質量の大きい矮小銀河では、顕著なユーロピウムの時間に対する増加傾向が見えました。さらに、このような矮小銀河の質量によるユーロピウムの増加傾向の2分化を説明できるR過程元素合成現象の頻度は、超新星のおよそ1000分の1という数値が導出されました。この結果はこれまで算出されていた中性子星合体頻度に合致します。つまりR過程元素の起源は中性子星の合体であることを強く示唆しています。
さて、前述したとおり、中性子星合体ではR過程元素以外の元素はほとんど作り出されないために、その影響を受けたガスから形成された星はR過程元素のみを極端に過剰に含んだ星になると予想されました。一方、銀河系の星の元素組成を観測してもそのような組成を持った星は見つかっていません。この観測事実はどのように解釈されるのでしょうか？
研究チームは、中性子星合体に伴って放出されるR過程元素が宇宙空間にどのように広がるか、その伝搬過程の考え方が間違っていたことを突き止めました。
星が一生を終えた後の超新星や中性子星合体で放出される元素は、高速でガスにばらまかれます。超新星から出てくる鉄などの元素は100光年ほどガスの中を直線的に伝搬し、その範囲内にあるガスと混ざり合うと考えられています。これは銀河のスケールを考えると局所的なガスと元素の混ざり合いと言うことができます。これまで中性子星合体に伴うR過程元素も同じような伝搬と混ざり合いをすると仮定されていました。ところが、中性子星合体の際に飛び出すR過程元素は光速の10パーセントから30パーセントという非常に速いスピードを持っているため、なかなか止まることができないのです。その結果、非常に広範囲なガスの中を擾乱（じょうらん）磁場（注2）に沿って、超新星からの鉄の場合のおよそ1000倍もの距離をジグザク運動しながら伝搬していく描像が明らかにされました。R過程元素は非常に広範囲に広がるため、濃度は薄くなり、R過程元素を過剰に含んだガスはできないことがわかりました。
実際このような伝搬過程をモデルに入れ、銀河系におけるR過程元素の進化計算を実行してみると、その結果は見事に観測データと合致しました。もはや、中性子星合体をR過程元素起源とする説に矛盾する観測事実は存在しなくなったのです。
今後の発展
中性子星合体現象は、重力波（注3）の直接検出天体として最も高い検出率が期待されています。この現象がどのような頻度で起きているかを正確に評価することは極めて重要な意味を持ちます。本研究成果に基づくと、中性子星合体現象は銀河系で100万年に10回から20回程の頻度で起きると見積もられます。現在建設が進んでいるKAGRAが目標感度に達すれば、我々からの距離が8億光年以内でおきる中性子星合体からの重力波を検出できると期待されています。8億光年以内には銀河系サイズの銀河がおよそ100万個存在しますから、2020年代には1ヶ月から2ヶ月に一個の割合で中性子星合体からの重力波が検出できるかもしれません。
本研究によって、矮小銀河のR過程元素に関する観測データが中性子星合体頻度の評価において極めて重要な意味を持つことを発見しました。ところが、現時点ではデータが不完全である事実は否めません。そこで我々は、銀河系の外側にある矮小銀河を構成する1つ1つの星の極微量なR過程元素の量を正確に測るというチャレンジングな観測をすばる望遠鏡で遂行していきます。それにより、中性子星合体説へのさらなる確証とより精密な頻度率の導出を目指していきます。
用語解説
注1：中性子星
中性子星とは中性子を主成分とする半径が10キロメートルほどで質量が太陽の1.3倍から2倍くらいの非常にコンパクトで密度の高い星。
注2：擾乱磁場
星間空間には薄いガスとともに磁場が存在する。ガスの運動は乱雑で乱流状態にある。その運動に引きずられて磁力線の方向が乱された磁場。
注3：重力波
アインシュタインの一般相対性理論では物質やエネルギーが存在すると時間と空間（時空）が歪み、万有引力（重力）が生じる。物質やエネルギーが変動するとそれにともない時空の歪みが変化し、他の場所にも波として光速で伝わっていく。これを重力波と呼ぶ。
発表者
- 辻本拓司（国立天文台JASMINE検討室）
- 茂山俊和（東京大学大学院理学系研究科附属ビッグバン宇宙国際研究センター）
発表雑誌
- 雑誌名：Astronomy and Astrophysics
- 論文タイトル：Enrichment history of r-process elements shaped by a merger of neutron star pairs
- 著者：Takuji Tsujimoto; Toshikazu Shigeyama
- DOI番号：10.151/0004-6361/201423751
