ラボでの要素作成で理解が深まる

DOE/オークリッジ国立研究所

ビデオ: このアニメーションでは、右側の強力な中性子星が伴星から栄養をもらっています。 中性子星の表面での核反応が再点火し、反応物質の複雑な混合物が生成されることがあります。もっと見る

クレジット: Jacquelyn DeMink/ORNL、米国エネルギー省

エネルギー省オークリッジ国立研究所のケリー・チップス氏率いる研究チームは、伴星からの質量を飲み込む中性子星の表面で起こる特徴的な核反応を引き起こした。 彼らの成果により、多様な核同位体を生成する星のプロセスについての理解が深まりました。

「中性子星は、核物理学と天体物理学の両方の観点から見ても非常に魅力的です」と、Physical Review Letters に掲載された研究を主導した ORNL 核天体物理学者のケリー・チップス氏は述べています。 「それらの力学をより深く理解することは、人間から惑星に至るまであらゆるものに含まれる元素の宇宙レシピを明らかにするのに役立つかもしれません。」

チップス氏は、3 か国の 9 つの機関からの協力者が所属する核構造および天体物理学ジェット実験 (JENSA) を率いています。 研究チームは、加速器実験用に世界最高密度のヘリウムジェットを生成する独自のガスジェットターゲットシステムを使用して、地球上でも宇宙空間でも同じ物理学で進行する核反応を理解しています。

元素合成のプロセスでは、新しい原子核が作成されます。 陽子または中性子が捕捉、交換、または放出されると、ある元素が別の元素に変化することがあります。

中性子星には巨大な引力があり、近くの星から水素やヘリウムを取り込むことができます。 この物質は中性子星の表面に蓄積し、爆発を繰り返して点火して新しい化学元素を生成します。

爆発を引き起こす核反応の多くは未研究のままです。 今回、JENSA の協力者は、ミシガン州立大学の研究室でこれらの特徴的な核反応の 1 つを生成しました。 これは、元素形成を予測するために通常使用される理論モデルを直接制約し、同位体を生成する星の動力学の理解を向上させます。

ORNLで構築され、現在はMSUが運営するDOE科学局のユーザー施設である希少同位体ビーム施設に設置されているJENSAシステムは、密度が高く、純粋で、数ミリメートル以内に局所化された軽量ガスのターゲットを提供します。 JENSAはまた、実験核天体物理学者が星を爆発させる反応を直接測定できるようにするFRIBの検出器システム「Separator for Capture Reactions」（SECAR）の主なターゲットを提供する予定だ。 ORNL の共著者 Michael Smith と Chipps は、SECAR プロジェクト チームのメンバーです。

今回の実験では、科学者らはアルゴン 34 のビームをアルファ粒子 (ヘリウム 4 原子核) の標的に当てました。 (同位体の後の数字は、陽子と中性子の総数を示します。)その核融合の結果、20 個の陽子と 18 個の中性子を持つカルシウム 38 原子核が生成されました。 これらの原子核は励起されたため陽子を放出し、最終的にカリウム 37 原子核になりました。

ガスジェットを取り囲む高解像度の荷電粒子検出器が、陽子反応生成物のエネルギーと角度を正確に測定しました。 この測定には、核物理学者スティーブン・ペインの指導の下、ORNLで開発された検出器と電子機器が活用されました。 エネルギーと運動量の保存を考慮して、物理学者は逆算して反応のダイナミクスを発見しました。

「我々は、どれだけの反応が起こったかを知っているだけでなく、最終的にカリウム37原子核が最終的にどのようなエネルギーになったのかも知っています。これは、理論モデルによって予測される成分の1つです」とチップス氏は述べた。

この実験室での実験は、物質が中性子星の重要なサブセットの表面に落下したときに起こる核反応についての理解を深めます。 これらの星は、大質量星が燃料を使い果たし、ジョージア州アトランタなどの都市ほどの幅の球体に崩壊するときに誕生します。 次に、重力によって基本粒子が可能な限り接近し、私たちが直接観察できる最も密度の高い物質が生成されます。 小さじ一杯の中性子星は山と同じ重さになります。 中性子が詰まった星はブレンダーのブレードよりも速く回転し、宇宙最強の磁石を作ります。 スパゲッティやラザニアの麺のような形をした材料を含む液体の芯を囲む固い皮があり、「核パスタ」というあだ名が付けられています。

「中性子星は非常に奇妙であるため、極限条件下で中性子物質がどのように振る舞うかをテストするための、自然に存在する有用な実験室です」とチップス氏は述べた。

その理解を達成するにはチームワークが必要です。 天文学者は星を観察し、データを収集します。 理論家は星の内部の物理学を理解しようとします。 核物理学者は実験室で核反応を測定し、モデルやシミュレーションと照らし合わせてテストします。 この分析により、実験データの不足から生じる大きな不確実性が軽減されます。 「これらすべてをまとめると、何が起こっているのかが本当に理解できるようになります」とチップス氏は語った。

「中性子星は超高密度であるため、その巨大な重力が伴星から水素とヘリウムを引き寄せる可能性があります。この物質が地表に落ちると、密度と温度が非常に高くなり、熱核爆発が発生して地表全体に伝播する可能性があります。 「チップスは言った。 熱核暴走は原子核をより重い元素に変換します。 「一連の反応により、数十の要素が生成される可能性があります。」

表面の爆発では中性子星は破壊されず、中性子星は以前の状態に戻り、伴星を食べて爆発します。 爆発が繰り返されると地殻物質が混合物に引き込まれ、前の爆発で形成された重元素が軽量の水素やヘリウムと反応する奇妙な組成物が生成されます。

理論モデルは、どの要素が形成されるかを予測します。 科学者は通常、原子核の励起エネルギー準位の連続体が反応に関与すると仮定する、ハウザー・フェッシュバッハ形式と呼ばれる統計理論モデルを使用して、JENSA チームが測定した反応を分析します。 代わりに、他のモデルは、単一のエネルギー レベルのみが関与すると仮定します。

「私たちは統計モデルが有効か無効かの移行をテストしている」とチップス氏は語った。 「私たちは、その遷移がどこで起こるのかを理解したいと考えています。ハウザー・フェシュバッハは統計的形式主義であるため、多数のエネルギー レベルに依存しているため、個々のレベルにわたる影響が平均化されます。私たちは、その仮定がどこで崩れ始めるかを探しています。 「マグネシウム 22 やアルゴン 34 のような原子核の場合、この平均化アプローチが有効となるのに十分なレベルが原子核にないことが予想されます。私たちはそれをテストしたかったのです。」

この統計モデルが、地球の実験室ではなく星で起こるそのような反応に有効であるかどうかという疑問が残りました。 「我々の結果は、統計モデルがこの特定の反応に対して有効であることを示しており、これにより中性子星に関する我々の理解から多大な不確実性が取り除かれました」とチップス氏は述べた。 「これは、核反応がどのように進行しているのかをよりよく把握できるようになったことを意味します。」

次に研究者らは、統計モデルの限界をさらにテストすることで統計モデルの改善を試みます。 過去の論文では、マグネシウム原子核の原子量 22 を調査し、そのモデルがほぼ 10 倍も不正確であることが判明しました。ORNL 主導の現在の論文では、これより上の 12 原子質量単位を調査し、モデルが反応速度を正しく予測していることが判明しました。

「[原子]質量20から30の間のどこかで、統計モデルが有効な領域と無効な領域の間の移行が起こっている」とチップス氏は語った。 「次にすべきことは、その範囲の中央にある反応を探して、この遷移がどこで起こっているかを確認することです。」 チップスと彼女の JENSA 協力者たちはその取り組みを始めました。

論文のタイトルは「降着中性子星における混合水素とヘリウムの燃焼に対する 34Ar(α,p)37K 反応断面積の最初の直接測定」です。

DOE の科学局、国立科学財団、ORNL の研究所主導型研究開発プログラムがこの研究を支援しました。

UT-Battelle は、米国の物理科学における基礎研究の最大の支援者であるエネルギー省科学局の ORNL を管理しています。 科学局は、現代の最も差し迫った課題のいくつかに対処するために取り組んでいます。 詳細については、energy.gov/science をご覧ください。 — ドーン・レヴィ

物理的なレビューレター

10.1103/PhysRevLett.130.212701

実験研究

適用できない

降着中性子星での水素とヘリウムの混合燃焼の 34 Ar ( α , p ) 37 K 反応断面積を制限する初の直接測定

2023 年 5 月 22 日

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