古い星の謎の化学組成、地上の実験が解明 クリプトン88の中性子捕獲率が鍵
あなたの体の骨に含まれるカルシウムから、スマートフォンに使われている金まで——あらゆる重い元素は、かつて星の内部で作られたものである。しかし数十年にわたって、ある特定の元素の存在量については説明がつかない星が観測されてきた。それが、花火を赤く発光させ、夜光塗料に使われるストロンチウムである。
ミシガン州立大学の大学院生カレイ・M・ハリス氏が率いる大規模な研究チームが、英誌Nature Communications Physicsに発表した新しい論文で、その謎を解く鍵を発見した。答えを得るには、極めて精巧な実験室での測定が必要だった。
宇宙誕生直後の古い星が見せた異常
天体物理学者たちは長い間、ヘリウムより重い元素（彼らが「金属」と呼ぶ）が生成される経路は2つあると考えていた。1つは死にゆく星の中で起こる遅い「s過程」（s-process）、もう1つは超新星などの爆発で起こる急速な「r過程」（r-process）である。
ところが、宇宙誕生からほどなくして形成された炭素強化金属欠乏星（CEMP星）という古い星々を観測すると、より重い元素の比率が既知の2つの過程ではうまく説明できないことがわかった。そこで研究者たちは第3の経路として「中間中性子捕獲過程」（i-process）を提唱した。この過程はCEMP星のグループの元素比をより良く説明できるようになった。
しかし1つだけ例外があった。実際の観測では、ストロンチウムの出現頻度がシミュレーション結果より格段に多く現れたのである。
その原因は単純だった——科学者たちがクリプトン88（Kr-88）の中性子捕獲率を知らなかったのだ。クリプトン88は半減期が2.8時間という高度に放射性の元素である。この短い存在期間の間に、クリプトン88は2つの経路のいずれかを辿る。1つは中性子を吸収してクリプトン89になり、最終的にイットリウム89のようなより重い元素に崩壊する道。もう1つは中性子を吸収せず、ベータ崩壊でルビジウム88になり、その直後ストロンチウム88へ変わる道である。
問題は、クリプトン88がどの程度の効率で中性子を吸収するのかが全く分かっていなかったことだ。研究者たちは単に推測でモデルを構築していたが、観測データと比べるとモデルが誤っていたことは明らかだった。
半減期4秒の元素を使った巧妙な計測
半減期わずか数時間の元素の中性子吸収率をどう測定するのか——それは新たな課題を生み出した。理論上は、大量のクリプトン88を集めて中性子を浴びせれば何が起こるか見られるはずである。だが研究チームは、より洗練された方法を考案した。
彼らはアルゴンヌ国立研究所のカリフォルニウム希有同位体増殖アップグレード施設（CRIB）を利用し、クリプトン88に直接中性子を照射する代わりに、半減期4.357秒のブロミン89（Br-89）に中性子を照射した。ブロミン89はクリプトン89に崩壊し、この崩壊核を調べることで、それより少し重い兄弟の同位体クリプトン88の性質について知見が得られるという巧妙な手法である。
測定試料は、スミング・ナイ（SuN）検出器という高度に特化した装置内に配置された。この検出器は新たに形成されたクリプトン89が冷却される際に放出するガンマ線を観測し、核準位密度とガンマ線強度関数という2つの特定の値を読み取った。これらの数値を手にした研究者たちは、数学的に逆算することで、クリプトン88の中性子捕獲率を直接導き出すことができた。
新たに実験で得られた値をCEMP星の同位体比を計算するモデルに組み込むと、ストロンチウムの量が大幅に増加し、観測データとほぼ完全に一致した。特に、この核合成の連鎖における他の長寿命の産物であるイットリウムとの比率は、ほぼ完璧に合致したのである。
地上の希有同位体ビーム施設と検出器が、数十年間天文学者を悩ませてきた謎を解いた。このような学際的な協力は頻繁には起こらないが、それが成功したときは、科学における最良の瞬間となる。
出典: Universe Today
