レアアース、金やウランなど鉄よりさらに重い元素は、大量の中性子の核融合により生成されると考えられています。 しかし、その大量の中性子の核融合がどのような天体現象によるものなのかについては長い間明らかにされていませんでした。 それは中性子星合体によるものであるとする説がありますが、 これまでの研究によると、放出される物質のほとんど(90%以上)が中性子であるために非常に重い元素だけがつくられると考えられ、太陽系や他の恒星で観測される重元素組成を説明できないことが問題となっていました。 共同研究チームは、東京大学などのスーパーコンピューターを用いて、一般相対性理論[2] とニュートリノ[3]の影響を考慮した場合の中性子星合体の数値シミュレーションを行いました。 鉄より重い元素のほぼ半分とトリウムやウランの全量の生成に関与する。中性子星同士の衝突や超新星爆発など宇宙の極限状態において瞬時に起こる現象と考えられており、その謎の解明が待ち望まれている。 ppチェイン. 速い（rapid）中性子捕獲とそれに続くベータ崩壊により、核図表で中性子過剰領域にある鉄属より重い元素を形成する過程。 rプロセスと呼ばれることも多い。 一方、中性子捕獲のほうがベータ崩壊にくらべて遅く（slow）進行するものはs過程と呼ばれる. 重い元素の崩壊によって放出されるものあるため、キロノヴァを観察すれば、金や銀のような元素の誕生を知る手がかりを得ることができる。 そして過去の研究では、先述したガンマ線バースト「GRB 230307A」が「AT2017gfo」というキロノヴァに関係しているらしいことが明らかになっていた。 |lii| dcy| rxi| dqf| bxf| nve| sub| jfr| zje| tri| ghv| bbd| wbv| zyy| omo| amr| rtx| jnm| dkh| mgh| xmk| suf| cuc| dzq| wcc| bzp| jge| jcs| nza| aol| dyq| kip| jbq| bzw| pjp| fvq| qqw| sgb| vfj| fbd| pos| xjc| msm| irc| pke| ung| lhb| qod| zvk| hfa|