金の豊富さを説明するために、二元中性子星の合併が必要ですか？

NPRニュースアイテム「天文学者が衝突する中性子星で重力ゴールドを打つ」は、「カリフォルニア大学バークレー校の理論的天体物理学者、ダニエルカセン：」に言及し、引用しています。

彼は夜遅くまでデータが入ってくるのを見て過ごし、衝突する星が破片の大きな雲を吐き出したと言います。

「その破片は奇妙なものです。それは金とプラチナですが、通常の放射性廃棄物と呼ばれるものと混ざり合っており、合併サイトから飛び出し始めたばかりのこの大きな放射性廃棄物の雲があります」とKasenは言います。「それは小さな都市の大きさから始まりますが、光速の数十分の一である非常に速く動いているため、1日後には太陽系の大きさの雲になります。」

彼の推定によると、この中性子星の衝突により、約200個の純金の地球質量と、おそらく500個の白金の地球質量が生成されました。「それは人間のスケールではとてつもなく膨大な量です」とKasenは言います。彼は個人的にプラチナの結婚指輪を持っており、「非常に遠く、エキゾチックなものが実際に世界と私たちに親密な方法で影響を与えると考えるのはクレイジーです」と述べています。

中性子星連星の合併は、金や白金などの重元素の豊富さを説明するために必要でしたか、それとも単なる逸話的なアイテムですか？金などの重元素の存在量にとって、連星中性子星はどれほど重要ですか？これについて読むことができる特定のまたは注目すべき論文はありますか？

私はすでにこの答えを読んでいますが、豊富さを説明するためにこの種の合併の必要性のより良い説明を探しています。観測されたガンマ線イベントには、金のスペクトル線または識別可能な重元素（信じられないほどのドップラーの広がりによる）が表示されないため、接続は実際にシミュレーションから行われる必要があります。

金や白金などの非常に重い中性子過剰元素の生成には、中性子の迅速な捕獲が必要です。これは、自由中性子の密度が大きい高密度で爆発性の条件でのみ発生します。長い間、r-プロセスの競合する理論とサイトは、コア崩壊型超新星の内部にあり、中性子星が合併している間でした。

私の理解では、超新星が太陽系のrプロセス要素の量と詳細な存在比の両方に一致するのに十分なrプロセス要素を（理論モデルで）生成することがますます難しくなっています（例えば、Wanajo et al。2011を参照）; Arcones＆Thielmann 2012）。必要な条件、特にニュートリノ駆動の風の中の非常に中性子に富んだ環境は、パラメーターの微調整なしでは存在しません（以下を参照）。

代わりに、中性子星の合併を引き起こすモデルは、理論的な不確実性に対してはるかに堅牢であり、rプロセス要素をうまく生成します。疑問符は、銀河の進化のさまざまな時点での頻度と、正確にどれだけ濃縮された物質が放出されているかのようです。

GW170817の発表は、これをすべてもっともらしいものにします。中性子星の合併が見られました。イベント後の光学および赤外線放射の挙動は、中性子星モデルのマージの期待に一致します（例：Pian et al。2017 ; Tanvir et al。2017）。特に注目すべきは、不透明度の増加と青色の可視化であり、スペクトルは幅広いスペクトル特性を持つ赤外線に支配されています。これは、ランタニドやその他のrプロセス要素の存在によってひどく汚染されている物質の拡大する雲に対する期待です（Chornock et al。2017）。観測とモデルの合理的な一致は、この爆発で実際に大量のrプロセス要素が生成されたことを示唆しています。

そこから金の起源が解決されたという主張（記者会見で主張されているように）に進むことは、あまりにも大きな一歩です。生成されるrプロセス材料の量には大きな不確実性があり、モデルに依存します。合併の割合は、ローカルユニバースでは1 桁程度に制限されているだけで、初期のユニバースでは測定されていません。言うことができることは、rプロセス生産のためのこのチャネルが直接観察されているので、考慮に入れなければならないということです。

一方、超新星チャネルによるrプロセス生成はまだ除外されていません。少なくとも、回転と磁場を含むいくつかのシミュレーションは、まだ「ゲーム内」にあるように見えます（例えば、Nishimura et al。2016）。中性子星の合併にはかなりの時間がかかるため、非常に古い金属欠乏星に重要なrプロセス材料が存在するには超新星チャネルが必要になる可能性があります（例：Cescutti et al。2015 ; Cote et al。2017） 。

全体像は依然として不確かです。Siegel（2019）によるレビューは、利用可能な証拠に最も適合するのは、いくつかのまれなタイプのコア崩壊超新星（「コラプサー」として知られている）が、天の川のrプロセス要素を説明する最善の策であるということです。これの主な証拠は、いくつかの非常に古いハロー星におけるユーロピウム（rプロセス要素）の強化の存在と、Feの増加に伴うEu / Feの減少の一般的な傾向です。 -process-つまり超新星。