中性子星合体におけるrプロセス元素合成と重力波対応天体

中子星合并和引力波兼容物体中的R过程核合成

基本信息

批准号：
26400237
负责人：
和南城伸也
金额：
$ 3.08万
依托单位：
Sophia University (2015-2018)The Institute of Physical and Chemical Research (2014)
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for Scientific Research (C)
财政年份：
2014
资助国家：
日本
起止时间：
2014-04-01 至 2019-03-31
项目状态：
已结题

项目摘要

本研究の目的は、中性子星合体における元素合成および重力波対応天体キロノバの研究により、レアアース、金、ウランなどのrプロセス元素の起源を解明することであった。中性子星合体の元素合成の計算 (Wanajo et al. 2014) に基づくキロノバの観測予測を行い (Tanaka et al. 2018)、その直後に中性子星合体GW170817が発見された。対応するキロノバの観測結果は我々の予測の範囲内で説明され、rプロセス元素がつくられたことが示された。中性子星合体には1億年以上を要するため、銀河初期の星に観測されるrプロセス元素の存在が説明できないという問題があった。銀河系は様々な質量のサブハローの合体により形成され、低質量のサブハローほど星形成率が低いという仮説の基に銀河化学進化の計算を行い、観測されるrプロセス元素の存在は中性子星合体で説明できること、ストロンチウムなどの軽いrプロセス元素には超新星などの別も起源も必要なこと、そしてサブハローモデルが矮小銀河の化学進化も説明可能であることを明らかにした (Ishimaru et al. 2015; Ojima et al. 2018)。最終年度（本年度）は、中性子星合体がrプロセス元素の主要な起源であることを実証するために、rプロセス元素の核崩壊加熱率に関する研究を行った (Wanajo 2018)。中性子星合体GW170817の観測によりレアアースが存在することは明らかにされたが、金やウランなどの重いrプロセス元素がつくられた証拠は得られていない。GW170817での主要な熱源はrプロセス元素ではなくニッケル66（半減期2.3日）のような軽い元素であった可能性を示し、重いrプロセス元素がつくられたことを明らかにするには、将来の観測でカリフォルニウム254（半減期61日）の兆候を捉えることが有効であることを示した。

这项研究的目的是通过研究中子星合并和千新星期间的核合成来阐明稀土、金和铀等r过程元素的起源，这些元素与引力波兼容。我们根据中子星并合中的核合成计算（Wanajo et al. 2014）对千新星进行了观测预测（Tanaka et al. 2018），不久之后，中子星并合GW170817被发现。相应的千新星观测结果在我们的预测中得到了解释，表明 r 过程元素已被创建。由于中子星的合并需要一亿多年的时间，因此存在一个问题，即在星系早期恒星中观察到的r过程元素的存在无法解释。我们计算星系的化学演化是基于这样的假设：星系是由各种质量的子晕合并形成的，并且子晕的质量越低，恒星形成率越低。观测到的r过程的存在我们发现诸如锶之类的轻r过程元素需要不同的起源，例如超新星，并且亚晕模型也可以解释矮星系的化学演化（Ishimaru等人，2015）。 2015；小岛等人，2018）。去年（今年），我们对r过程元素的核衰变加热速率进行了研究，以证明中子星并合是r过程元素的主要起源（Wanajo 2018）。对中子星合并GW170817的观测揭示了稀土的存在，但尚未获得证据表明重r过程元素如金和铀的产生。这表明GW170817中的主要热源可能是镍66等轻元素（半衰期2.3天）而不是r-过程元素，并且未来需要时间来澄清重r-过程元素。通过观察发现，可以有效捕捉Californium-254（半衰期61天）的迹象。