「高エネルギー現象で探る宇宙の多様性I」東大宇宙線研

2021年10月18日-19日

宇宙における元素の起源と進化：
rプロセスを中心に

西村 信哉
理化学研究所
CPR・長瀧天体ビッグバン研究室＆ 仁科加速器科学センター

- B2FH paper: Burbidge, Burbidge, Fowler & Hoyle (1957)- (and also, CRL-41: A. Cameron 1957)
sプロセス
rプロセス
Fe-peakpプロセス

Fe-peak鉄より重い元素
N-Z平面（核図表）

ZN(A = Z + N)
• 鉄より重い元素は、重い元素同士の核融合で生成されない。
• 鉄よりも重い元素は、元素パターンの特徴から３種類に分類される• それぞれのパターンは、s, r, p プロセスという元素合成により「同時に」生成される。（複数の重ね合わせかもしれない）

鉄より重い元素
原子核の反応N-Z平面（核図表）

-β崩壊

中性子捕獲

ZN
• 鉄より重い元素は、重い元素同士の核融合で生成されない。
• 鉄よりも重い元素は、元素パターンの特徴から３種類に分類される• それぞれのパターンは、s, r, p プロセスという元素合成により「同時に」生成される。（複数の重ね合わせかもしれない）

Nucleosynthesis beyond Iron
uA,,hT

UPtBaEu

N=126
N=82
N=50

太陽系におけるs/r/pプロセス元素

fi• 太陽の組成（光球）：天体観測→ 元素の組成（化学的性質）• 隕石の質量分析：太陽系、地球化学
Z→ 同位体比• 原子核の性質(核図表上の位置)→ いくつかの s/r/p 核が同定
→ sプロセスの理論でs, r, s/r, p 核が決定
“太陽系 s” = (純粋な s 核) + (s-process 計算)“太陽系 r” = (太陽系組成) - (“太陽系 s”)
太陽系 p = p過剰核（n de cient）（おそらく単一の合成過程ではない）N

Solar neutron-capture elements
solar abundances
N=50

N=82

N=126

stellar fusion
standard SNe
恐らく、N = 50 に対応するrプロセスのピークは unique には同定できない。

s核とr核の分類は、sプロセスの理論計算に依る
sプロセスの不確定性としては、安定核上の中性子捕獲断面積に起因する（多くが実験）(see, NN+2017, Cescutti+NN+2018)

Cowan+2021
Cowan&Thieleman(2004)

rプロセス元素の進化
太陽系組成

元素組成の進化目次• rプロセスの基礎••

古典的rプロセスから元素合成ネットワークへ
天体モデルから元素合成へ• 中性子星合体とrプロセス：GW170817を中心に••重力波とキロノヴァの観測理論モデルの成功• rプロセス天体と銀河の化学進化••

元素の観測と多様性
rプロセスの進化と多様性• 原子核物理の問題••

不安定原子核実験
原子核理論の不定性とrプロセスへの影響• まとめrプロセスの基礎•rプロセスの「メカニズム」•天体シミュレーションとrプロセス

元素合成を軸にミクロとマクロの物理がつながる（rプロセス）＋ニュートリノ・重力波（NEW!）• レビュー論文

rプロセスのより詳細について• Horowitz et al. (38 authors), JPhG, (2019)• Cowan et al., Rev of Mod. Phys., (2021)• rプロセス研究会 (ポストGW170817のrプロセス)：rプロセス三部作
https://sites.google.com/view/rp2018

天文学

原子核物理

• GW170817• RIBF実験• 天体理論（連星中性子星合体/キロノヴァ）
https://www2.yukawa.kyoto-u.ac.jp/~rp2019

原子核理論• 原子質量• 中性子捕獲• β崩壊（中性子放出, α崩壊、、、）• 核分裂

https://sites.google.com/view/rp2020

銀河の化学進化に向けて• 星の進化と超新星• rプロセス天体• 銀河の進化• 宇宙核物理rプロセスと原子核

RIBFウェブサイトより
150

天然に安定に存在する原子核
不安定な原子核140(U)

理研で初めて見つけた原子核
原子核の存在限界（理論的予想）

130
120

110

魔法数（マジックナンバー）(Pb)

超新星爆発で作られた不安定核の道筋（ウランまでの元素が合成）
ウランの核分裂と破砕（元素の種類）陽子数

状態方程式- 中性子星の構造(Sn) 50- rプロセス環境・ダイナミクス

陽50

2050

2820

既知8070核定安

新元素113番の発見

線）

定安（UtheSyn

2004年7月23日
森田研究員

sis

126

魔法数性- 中ベータ崩壊- 中性子捕獲 ⇆ 光分解82- 原子質量RIBFで見つけた

30

1

核分裂

イン
プラ
ッリ
子ド

40

10ン
イ
ラ
プ
ッ
リ
ド
子
60

(Ca) 20(O) 8(He) 2

10090

安定核の破砕(Ni) 2882

新しい原子核28
中性子（同位元素の種類）

rプロセスの理論計算では、ほぼ全て理論値を使用
rプロセス（元素組成）から、原子核の情報を探る

rプロセスに関係する核物理•核物理の影響•”古典的”解法：(n,γ)/(γ,n)平衡、停滞点近似、、①rプロセス経路：(n,γ)/(γ,n)平衡 → 原子核の質量②rプロセス組成：経路上のβ崩壊率（の比） → β崩壊（組成）/（β崩壊半減期）＝（一定）③崩壊過程：β遅延中性子放出によりスムーズに → β遅延崩壊（核分裂：扱えない？）→ 核分裂①中性子捕獲の逆反応（光分解）はdetailed balanceより：中性子分離エネルギー

中性子捕獲率rプロセス経路＝(n,γ)と(γ,n)が釣り合う点←質量で決定② 経路上の組成隣り合う核のβ崩壊率の比で決まる（省略）；（安定核の中性子捕獲率により決まるsプロセスと対照的）古典的rプロセス(n,g)⇄（g,n）平衡化での「経路」付近の組成比
あるZにおけるAの同位体→ 中性子捕獲と逆反応が釣り合う（サハの式）

β崩壊による陽子数（Z）の上昇
それぞれのZ（同位体）では平衡
ベータ崩壊でZを変える（中性子捕獲と逆反応が十分速い）rプロセスに関係する核物理•核物理の影響•現代的解法：核反応ネットワークによる計算• 関係する反応を全て考慮して計算• (n,g)/(g,n)平衡は初期にのみ成立
or ほとんど成り立たない可能性も（cold rプロセス）• 上記の性質＋(n,g)反応率が中性子過剰核の広い範囲で必要。

※天体環境（の成分）で、(n,g)/(g,n)平衡の達成具合が異なる。
→ 元素合成の「メカニズム」が（定量的に）異なる。

flr-process nucleosynthesis “ ow”

中性子捕獲・β崩壊のタイムスケール
Mumpower+2016

タイムスケール s

元素合成中の組成平均した反応・崩壊率
hot r
cold r

優勢

高温

低温

高温

低温

(1)
→▲：(n,γ) ⇄ (γ,n) & β-decay(2) ▲→★：τ(n,γ) < τ(β-decay + βn)(3) ★→ ：τ(n,γ) > τ(β-decay + βn)※それぞれのフェーズで赤色が優勢

r-process: nucleosynthesis mechanism
neutron-rich ejecta
in stellar explosion① NSE (> 1 MeV)
(only nucleon and α)

protonneutron③n-capture (0.1MeV): A↑(A,Z) → (A+1,Z)high T & ρfi② seed formation (0.5 MeV)
(α ＋ recombination)
A 〜 100 -e⑤ β-decay＋ ssion

Low T④β-decay：Z↑(A,Z) → (A,Z+1)

r-process: nucleosynthesis mechanism
neutron-rich ejecta
in stellar explosion① NSE (> 1 MeV)
(only nucleon and α)

protonneutron③n-capture: A↑(A,Z) → (A+1,Z)high T & ρ

Astrophysics⑤ β-decay＋ ssion

Nuclear physics

fi② seed formation(α ＋ recombination)-e
A 〜 100

Low T④β-decay：Z↑(A,Z) → (A,Z+1)

Physical conditions for the r-process- 中性子化（low Ye）：電子捕獲 ( p + e- → n + νe ) vs.ニュートリノ吸収

Ye = Y”p” = Σ(Ai/Zi)Xi 〜 Np/(Nn + Np)
低 Ye = 中性子過剰- 種核形成 (参考：Hoffman et al. 1997)• 中性子捕獲のための種核：A〜100 程度• 種核生成の起点：α + α + n → 9Be; 9Be + α → 12C + n)
（中性子過剰でなければ、トリプル α+α+α → 12C ）• 第３ピーク生成の条件：n/seed > 100• 種核を作った上で、自由中性子を残す
Ye, S（エントロピー）, τ（膨張タイムスケール）が重要
A=200 の核を作る条件※エントロピー：温度に対して密度「逆数」

rプロセスの元素合成計算の結果

tdyn = 0.1; s = 21 kB

mass fraction, X

100
10-1
10-2

X (2nd r-peak)
X (Lanthanoid)
X (3rd r-peak)
X (Actinoid)

10-3
10-4

0.1

0.15

0.2

0.25

Ye

0.30.350.4

重い核を生成するための条件

Ho manの式と核反応ネットワーク計算の比較(A〜150)A = 140‒160

ffvery n-rich簡単なまとめ• rプロセスに関する天体観測・原子核物理での事実• 太陽系組成に特徴的なパターンがある• 金属欠乏星にも特徴的なパターンがある• 核図表上で中性子過剰側の元素合成「経路」で説明→ 安定核上が経路のsプロセスと全て対比的。
• rプロセス元素合成の「理論」• ひとまず古典的rプロセスで理解(n,g)平衡近似では、元素合成の経路は原子核の質量比で決まり、生成量はベータ崩壊の半減期（の逆）で決まる。
• 現実的には核反応ネットワーク計算• 崩壊、反応率の詳細な核データが必要• rプロセスの天体環境• 重いrプロセス核の生成条件（Yeへの依存が強い）• 低Ye、（適度に）高エントロピー、（適度に）低い膨張時間• 現実的には天体シミュレーションで決定（膨張過程は割と単純）

中性子星合体とrプロセス：
GW170817を中心に•Wanajo, Sekiguchi, NN+(2014), ApJL
•Fujibayashi, Kiuchi, NN+(2018), ApJ

Astronomical site(s) of the r-process
neutron star (NS) mergers?
NSBH
NSSupernovae (cc-SNe)?
massive star(10>Msun)

SupernovaMergerproto-NS
neutrino-driven windffi• no direct observation• theoretical di culty• (no very n-rich matter)r-process is observedin Kilonova/Macronova
w/ GW170817

The “kilonova/macronova” with GW

credit NAOJ

The electromagnetic counter part of GW170817 (17. Aug. 2017)
Energy source? ̶> radioactive decay (e.g, β, α & ssion etc.) of
neutron-rich matter during r-process nucleosynthesis
NGC4993 (39.5Mpc)
Sr in the remnant

By Magellan telescope; Drout+2017, SciencefiWatson+2019 Nature

“Classic” view: dynamical + post-mergerFreiburghaus, Rosswog & Thielemann (1999)

tidal ejection of “pure” n-rich matter with Ye << 0.1
strong ssion recyclefiKorobkin+ 2012 (e.g., Goriely+ 2011, Rosswog+ 2013)

Modern view: dynamical + post-merger
Fujibayashi et. al. 2018

dynamicalmass ejection

post-merger
lighter r-nuclei(lanthanide poor)
lanthanide
Z=５７­７１

The r-process in dynamical ejectakmdynamical ejecta
Ye evolution
based on 3D hydro(Sekiguchi+2015)km
Wanajo+NN+2014

Tidal disruption

Shock & neutrino

NS-NS merger: post-merger evolution
Ye: electron faction （green: heavy nuclei; blue：lighter nuclei）

post-merger ejecta
Ye evolution
based on 2D hydroYe(Fujibayashi+NN+2018)

kmkm

キロノヴァの光り方•青い光が高温で、赤い星が低温（もちろん、相対的に）•ランタノイド → 不透明度が高い →初期の青い光が見えない
時間進行

ランタノイド・カーテン（もしrプロセス・リッチなら）by 藤林Simulation models vs Kilonova
Indicated by the simulation is agree with kilonova observation
heavy r-process elements (= lanthanide-rich) w/ high opacity→ peak temperature becomes low (in low density)→ late IR peak(⇆ La-poor -> early “blue” peak)bolometric luminositypost-merger“blue” (UV) peak
Villar et al. 2018
(La-poor)
dynamical(La-rich)

Shibata et al. 2018

“red” (IR) peaktime, day

Short Summary• NS mergers can produce (all) r-process elements in• based on “Modern” hydrodynamical simulations• dynamical ejecta: lanthanide- and actinide-rich• post-merger ejecta: lanthanide poor

• observations con rmed theoretical modelsfi• kilonova w/ GW170817• the light curve: blue -> red• detection of Sr in the remnant?
(indicate “weak” r-process components)

rプロセス天体と銀河の化学進化• Winteler+NN+ (2012) ApJL
• NN, Takiwaki & Thielemann (2015) ApJ• Tsujimoto & NN (2015) ApJL
• NN, Sawai, Takiwaki+(2017) ApJL
• NN, Matsumoto+, in prep.
• Hasegawa+NN+, in prep.

金属欠乏星と「銀河考古学」- many r-rich Galactic halo stars-Cowan+2021

show the solar r-patternr-process has happened
from the early Galaxy- astrophysical models
reproduce this commonpattern (Z>40; A>90)
Cowan+2019

どこでも「同じ」
rプロセス
However, growing evidence forとも限らない“weak” r-process patterns（例外もある）(e.g., Honda+2006)

金属欠乏星と「銀河考古学」 Cowan+2021より
銀河ハロー星の組成 大質量星の超新星

軽い星の超新星星の中でできる元素

太陽系rプロセス
元素

鉄の量（＝時間）Multiple r-process sources in GCE?
NS mergers cannot explain early chemical evolutionof r-process elements, e.g., Eu?
→ shorter delay time or another sourcecomprehensive GCE analysis after GW170817 (e.g., Côté+2018)
standard DTD cannot explain
Eu evolution? (Côté+2018)
Wehmeyer+(2015,2019):→ single r-process source
di erent event rates for MR-SNe
scenario fails to explain

ff

0.1% NS mergers+ MR-SNe

Eu evolution by MR-SNe in dSph galaxies
Chemical evolution models
Tsujimoto & NN (2015)
GCE models suggest:- event rate: 0.5 % of CC-SNe- large Eu ejection: 〜10-5 Msun
agree with our MR-SN models(e.g. NN+2015, 2017)

increase of Eu,
which are not explainedby NS-NS mergers

What we learned from faint dwarf galaxies
massive100-11010-2

Rare-class CC-SNe
NS merger

10-3

ultra faint100

CC-SNe

10-1
-2

10

Frequency

CC-SNeFrequency

Frequency

100

faint
Rare-class CC-SNe
NS merger-3

10Time (Metallicity)

CC-SNe10-1

Rare-class CC-SNe

10-2

NS merger

10-3

Time (Metallicity)

Time (Metallicity)

r-process abundance feature

1-2-1

0.5

Sgr-2-0.5-3

gradual increasein Sculptor-3

Leo I-1

Eu ceiling[Ba/H]

Fornax[Eu/H][Eu/H]

0DracoSculptor
Carinajumpin Sculptor-4-4HerculesBootes II

jump in Draco

Segue 1

Leo IV

-1.5-2

Segue 2ComBer-5-5-3-2.5-2-1.5-1[Fe/H]-0.5

00.5

Eu floor-4-3.5-3-2.5[Fe/H]-2-1.5-1-4-3.5-3[Fe/H]-2.5-2-1.5

cc-SNe as a long-expecting r-process site
Wanajo 2013

only > 2.2 Msun NSs
produce heavy
r-process nuclei

41

Astrophysical r-process sites
NS-NS binaries
NSBH
NS

core-collapse SNe
Massive stars(10>Msun)
Magneto-rotational
Supernova
drivenSupernovae

Mergerproto-NS
neutrino-driven windffi• NO direct observation• Theoretically di cult• not verymagnetar
neutron-richr-process was “observed”
with GW170817

Magneto-rotational SN scenario•Magnetars•strong magnetic

hypernova/jet-like SN

eld 〜1015 G(〜1 % of all neutron stars)•Magneto-driven Supernovae?
•GRB central engine•Hypernovae??
•Super luminous SNe• variety of r-process pattern in metal-poor stars• can be rare 1%• Galactic chemical evolution• large DTD problem of NS mergers?
• needs external sources?
• MR-SNe, hypernovae, “collapsars”??

fi(see, Wehmeyer+2015, Tsujimoto&NN 2015,Cescutti+2017, Siegel+2019, Kobayashi+2020 etc.)

r-processin metal-poor stars

Cowan+2021

3D e ects on jet-propagationstrong jet in 3D
Winteler+NN+(2012)

deformationby hydro-instability
Mösta+(2018)

misalliance ofB- led and rotation
Halevi&Mösta(2018)

low Lν
large
misalliancefffiff*di erence is due to uncertainty

magnetic- eld ampli cation process?
axi-symmetric (2D); long-term, high-resolution
B- eld winding
NN+2015

MRI w/ ν-heating
NN+2017delayeddelayedpromptmagnetic-jet
heating
intermediatefi

prompt x 4fi

fi

delayedmagnetic- eld ampli cation process?
axi-symmetric (2D) w/ detailed ν-transport
Reichert+2021(based on Obergaulinger+2020)

γ-ray from 137Cs

fifi

can be observed
AMEGO and e-ASROGAM

Various r-process in several jet SNevery neutron-rich matter in SN core (“proto-magnetar”)
signi cant e ect of e--capture (o β-equilibrium)

Np
Ai
Ye = Y”p” =Xi ∼∑ Zi
Nn + Np

Ye = 0 ⟷ Ye = 1
only nonly
B12 p

in ν-sphereν-absorption
ν-absorption

solar rmetal-poor stars
solar-like

ff

fffi

solar-likeBrief summary: MR-SNe• MR-SNe are (still) possible r-process sites• However, strong magnetic jet explosions are required toproduce heavy r-process elements?
• di cult for “canonical” progenitors and MHD conditions→ initial rapid rotation and strong magnetic elds?

We want to discuss possible “observational” properties
of such events (if happened): r-process-jet supernovae.

long-term evolution of r-process ejection

fiffi(propagation of r-process-rich ejecta in the progenitor)もう一つのアプローチ：超新星の光学観測で探す• rプロセスの“直接観測”• 中性子星合体のキロノヴァ (GW170817)が唯一• Srの同定 (Watson+2019)• 重力波による探索• 超新星でのrプロセスは未確認• しかし、多くの超新星（特異なものも）観測されている• rプロセスの痕跡が発見できるのか？
長谷川さんトーク原子核物理の不定性と元素合成への影響

Collaboration withT.Rauscher, R. Hirschi, G. Cescutti, A. Murphy核反応・崩壊率の不定性が「重元素合成」に与える影響

共同研究者
T. Rauscher (Basel/Hertfordshire), R. Hirschi (Keele),
G. Cescutti (INAF), A. St. Murphy (Edinburgh) and guest authorsこれまでの我々の研究対象• sプロセス• 安定核線上の中性子捕獲とβ崩壊• weak s: 大質量星（NN+2017）• main s: 小質量星（Cescutti, Hirsch, NN+2018）• ガンマ・プロセス（伝統的に「pプロセス」とも）• 陽子過剰不安定核の様々な捕獲反応（＋光分解）• 重力崩壊型超新星（Rauscher, NN+2016）• 熱核反応型（Ia型）超新星（NN+2018）• νpプロセス• 重力崩壊型超新星コア（NN+2019）

不定性大文献• rプロセス → ここで議論• rpプロセス → 別の研究

- Rauscher, NN+2016, MNRAS 463 ➖ NN+2017, MNRAS 469
MNRAS 474
➖ Cescutti, Hirschi, NN+2018, MNRAS 478- NN+2018,- NN+2019, MNRAS 489

これまでの研究対象
天体モデル・観測

不定性

原子核「標準シナリオ」

不定性

実験？

sプロセス
pプロセス
rpプロセス理論

Ia型SN

νpプロセスrプロセス

中性子星合体？
※「観測により反応率を制限」「反応率測定により宇宙の謎を解明」系の研究は、片方の軸によってないと成り立ちにくい？

「rプロセスのインプット」に関する問題点：
質量公式
実験値にはよく合う（合わせられる）が、「rプロセス領域」
では一致しない。

by Y. Itho

β崩壊

10-3

RIBF(2015)

理研RIBFにより、中重核から軽いrプロセス核にのみ（A〜100）到達

Abundance

FRDM(MPK03)
10-410-5

by NN

10-6(w/ Lorusso+2015)6080100120140
Mass number, A

160

180200※加えて、核反応（中性子捕獲）や核分裂にも不定性

原子核発のrプロセスの研究：理論
質量公式（＋崩壊・反応率）の影響
FRDM

FRDM( ʼ92 → ʼ12)

ETFSIAbundance

S=100 kB/nucleon 程度

JINA Reaclib(v2.3b)(n,γ)/(γ,n): FRDM(2012)


Nishimura+2006

 Abundance「原子質量」の不定性から始めた研究
（反応・崩壊率は「質量」の関数として考慮）
Abundance

Mumpower+2015 
Mass number, A 

by NN（テスト計算）
JINA Reaclib(v2.3b)(n,γ)/(γ,n): FRDM(2012)


 
 
Mass number, A 

JINA Reaclib(v2.3b)(n,γ)/(γ,n): FRDM(2012)Monte-Carlo network code

• Monte-Carlo framework• PizBuin MC-driver(developed by Rauscher, NN, Hirschi)• a simple “Brute-force” approach• parallelized by OpenMP for sharedmemory architectures(paralleled easily, but harder debugging. . .)Piz Buin (mountain)• Nuclear Reaction network• Network solver:- WinNet: the latest Basel network, Winteler+, 2012
• Reaction rates:- Reaclib: (Rauscher & Thielemann 2000)- T-dependent beta-decay (Takahashi & Yokoi 1987, Goriely 1999)• T-dependent uncertainty:- Provided by Reaclib format, based on Rauscher 201256

-2
10(n,g) x50, β x10solar abundances

10-3

peak of individual
abundance distribution

10-4
10-5

90% probability
range

10-6-7
10

80

100

120

140

160

180

200

does not consider
Mass number, A
heaviest nuclei ( ssion)fiAbundance

Impacts of (n,g) and β-decay

Individual impacts of rates




















(n,γ)-only: (n,γ)


(n,g)





All: (n,γ)





Max |rcor|

β(n,g)





Max |rcor|β






Max |rcor|







β崩壊の不定性を無視

Max |rcor|

All: β-decayweaker r-process (NN+2017)（lessneutron rich）
All("intermediate" r): n,β-decay

The impacts of rates on r-process abundances
中性子過剰の鉛の中性子捕獲率※理研RIBF+東大CNSで実験計画（SAKURAプロジェクト）が進行中
β-decay & (n,g)β-decay & (n,g) variation

0.3

132Sn(n,g)

rcor

-0.1

-0.2

-0.2
140
160
Mass number, A

180

200

-0.3
100

β-decay & (n,g) variation for weaker r-process
0.3

β-decay & (n,g) variation for Weak r
130Sn(n,g)

0.2131Sn(n,g)
132Sn(n,g)

rcor

0.1
0-0.1
-0.2
-0.3
100120140160
Mass number, A

180

132Sn(n,g)

0-0.1

120

131Sn(n,g)

0.1

0-0.3
100

130Sn(n,g)

0.2131Sn(n,g)

0.1

only-(n,g) variation

0.3

130Sn(n,g)

0.2
rcor

(n,g) reactions

200

120140160
Mass number, A

180

200

fi

rプロセスで迫る核理論の精密化
科研費プロジェクト始動（ポスドク公募予定）

n-capture

mass/β-decayssion
Niu&Liang

有友

湊まとめ• rプロセスの基礎• 中性子過剰不安定核の性質・崩壊・核反応が重要• 中性子過剰な天体環境で適切な物理環境が必要• 連星中性子星合体• GW170817によるrプロセスの確認• 理論モデルの成功→ 今後の展開に期待（現状：本研究会のトーク）• 銀河の化学進化へ• 中性子星合体シナリオに残された問題点• 超新星起源が必要？ → 磁気駆動型超新星への（過剰な）期待→ 直接観測、あるいは制限が欲しい。（長谷川トークも）• 原子核物理の不定性• 実験でrプロセス核に届き始めている（半減期、質量、反応率）• 理論に頼るが、不定性は大きい。宇宙からの制限！
→ 国内の協力関係も築けてきたので、ここから何かやりたい。（西村）