γ-過程重元素合成のメカニズムの解明と銀河の化学進化の研究

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r-過程は、ベータ崩壊よりも中性子捕獲のほうが速い元素合成過程で、鉄より重い元素の約半分を合成する。r-過程が起こると考えられている最も有力な天文学的サイトは、大質量星の重力崩壊型超新星爆発である。大質量星の超新星爆発では、超新星爆発時に誕生する中性子星から吹くニュートリノ風による加熱が必要であり、ニュートリノと原子核の反応が頻繁に起こる。しかし、ニュートリノ反応はr-過程を抑制する方向に働く。そのため、十分なr-過程重元素を合成するためには、爆発のタイムスケールが非常に短いモデルが必要となる。これまでの研究で、ニュートリノ反応を含めた元素合成計算によってr-過程元素の組成比を再現したモデルは、非常に重い(約2太陽質量)中性子星を仮定したモデルのみだったが、観測から中性子星の典型的な質量は1.4太陽質量であることが知られている。そこで、衝撃波の後ろの中性子星から十分はなれた境界領域の温度に注目し、組成比の温度依存性を調べた。1.4太陽質量の中性子星を仮定した場合でも、温度が低い場合には、r-過程元素の組成比が再現できることがわかった。さらに、r-過程元素の組成比を再現するための温度と中性子星の質量の関係も明らかにした。また、近年の観測からわかってきた、元素の組成比を普遍にするためには、中性子がなくなったあとのベータ崩壊による、崩壊経路が非常に重要であり、その経路を詳細に調べることにより、理論的にしか知られていない原子核の質量公式等にも制限をつけられることがわかった。