金やプラチナは、中性子星の合体で生成された？

天の川銀河周辺の銀河における、個々の星の元素組成の測定。
これにより、金やプラチナ、レアアースなどは、
中性子星の合体で生成された可能性が、ひじょうに高いことが分かってきたんですねー

中性子星が合体し、“R過程元素”が作られ拡散していくようす。

金やプラチナ、またレアアースに分類される元素は、
重元素の中でも特に“R過程元素”と呼ばれ、中性子の密度が極端に高い状況で作られます。

ただ、実際にどのような現象で合成されるのかは、まだよく分かっていないません。

でも、中性子星の合体で放射されたと考えられるガンマ線バーストの観測で、
“R過程元素”が作られた兆候が見つかっています。
なので、中性子星の合体で作られた可能性が高まっているんですねー

銀河の質量と中性子星合体の回数の見積もり。

この説を検証するために、天の川銀河とその周囲約80万光年の範囲の矮小銀河で、
1つ１つの星の組成が測定されることになります。

すると、鉄とユーロピウム（レアアースの一種）の増加量の違いから、
鉄が作られる重力崩壊型の超新星爆発とは異なるプロセスで、
ユーロピウムが作られるということが分かります。

また、銀河の重さごとのユーロピウムの量の違いを元に、
“R過程元素”を作り出す現象の頻度を見積もったところ、
中性子星合体の予測頻度と一致したんですねー

さらに、中性子星合体の際に合成した“R過程元素”が、
これまで考えられていたよりも高速で広範囲に広がることも分かりました。

“R過程元素”を過剰に含む星が見つかっていないのが、この説のネックになっていたのですが、
“R過程元素”がじゅうぶん拡散したのであれば、この矛盾は解消されることになります。

今回の研究から中性子星の合体は、
天の川銀河内で100万年に10～20回程度の頻度で起こると見積もられることになりました。

この見積もりが、
中性子星の合体で発生する重力波（大きな質量を持つ物体の運動などで生じる）の、
観測計画の目安になるようです。

今後は、矮小銀河の星々に含まれる“R過程元素”の量をさらに詳しく観測し、
中性子星合体説のさらなる確証と、より精密な頻度の検証を目指すことになるようですよ。