原子核における「中性子スキン」の厚さを解説

原子核の内部では通常、中性子と陽子が共存していますが、一部の重い原子核では、ほぼ中性子のみで構成される薄い外層、いわゆる「中性子スキン」と呼ばれる構造的特徴が形成されます。C. A. Bertulani、A. Azizi、およびC. Davilaらが主導した新しい研究は、階層ベイズフレームワークを利用して、実験室での実験と宇宙観測による異質なデータを統合し、このスキンを精密に測定することで、サブアトミック物理学と中性子星の間の溝を埋めました。中性子スキンをアイソスピン非対称性の滑らかな潜在関数としてモデル化することで、研究チームは不均一な制約条件を合成し、核物質の状態方程式（EoS）の一貫した全体像を提示することに成功しました。

原子核における中性子スキン厚とは何か？

中性子スキン厚とは、原子核内部の中性子密度分布と陽子密度分布の二乗平均平方根半径の空間的な差であり、形式的にはΔR_npと定義されます。鉛208のような中性子が大幅に過剰な重い原子核では、陽子と中性子は同じ体積を占めません。代わりに、余剰な中性子が表面に移動し、希薄な周辺層を形成します。

この「スキン」は、極めて高密度な物質の挙動を理解するための、実験室における重要な指標となります。82個の陽子と126個の中性子を含む典型的な重い原子核である鉛208では、中性子スキン厚は約0.28フェムトメートルです。これは1兆分の1ミリメートル単位で測定されるほど微小な距離です。その小さなスケールにもかかわらず、この層の厚さは、中性子星の完全な重力崩壊を防いでいるものと同じ核力によって決定されます。そのため、その精密な測定は核物理学者と天体物理学者の双方にとって優先事項となっています。

測定のパラドックス：実験室 vs 宇宙

核物質の研究は現在、異なる実験手法が核物質の状態方程式の硬さに関して一見矛盾する結果をもたらすという「測定のパラドックス」に直面しています。トーマス・ジェファーソン国立加速器施設で行われたPREX-IIおよびCREXとして知られる高精度実験は、それぞれ鉛208とカルシウム48に焦点を当ててきました。PREX-IIは比較的厚い中性子スキンを示唆し、これは「硬い」状態方程式を意味していましたが、カルシウムに関するCREXの結果はより薄いスキンを示唆しており、長年科学界を悩ませてきた統計的な緊張状態を生み出していました。

この複雑さをさらに増しているのが、重力波検出による天体物理学的データの導入です。LIGOとVirgoのコラボレーションによる連星中性子星合体の観測は、星が重力によってどれだけ容易に歪むかを示す潮汐変形能に関するデータを提供しています。この宇宙からのデータはしばしば「柔らかい」状態方程式を支持する傾向があり、一部の地上実験の結果と直接衝突します。Bertulaniとその同僚たちにとっての課題は、これらの不均一で、しばしば矛盾するデータセットを処理できる統計的な橋渡しを構築することでした。

中性子スキン厚は対称エネルギーの勾配パラメータLとどう関係しているのか？

中性子スキン厚は、対称エネルギーの勾配パラメータLに正比例します。Lは、中性子と陽子の比率が増加するにつれて核物質のエネルギーがどのように変化するかを定量化したものです。Lの値が大きいほど、純中性子物質の圧力が高くなり、中性子がより外側に押し出されてスキンが厚くなることを示します。一方、Lの値が小さいほど、より圧縮しやすい「柔らかい」核内部であることを示唆します。

本研究において、著者らは対称エネルギーが核子の分布を決定する復元力として機能することを強調しています。対称エネルギーが密度とともに急速に増加する場合（大きなL）、中性子が豊富な内部の圧力は、中性子の分布を陽子のコアをはるかに越えて拡張させるのに十分なほど高くなります。逆に、対称エネルギーが「柔らかい」場合（小さなL）、中性子はコアにより強く束縛されたままになります。ベイズ分析を通じてLの値を精緻化することで、研究者は中性子星の内部構造や冷却率をより正確に予測できるようになります。

統計的突破口：階層ベイズアプローチ

様々な測定手法間の相違を解決するために、研究チームは、モデル化されていない系統的な不確実性を考慮するように設計された階層ベイズフレームワークを導入しました。すべてのデータポイントが同等に信頼できると仮定する従来の統計モデルとは異なり、このフレームワークは手法依存のバイアスパラメータと固有のニュイサンス幅を導入しています。これにより、モデルはどの実験が全体的な傾向とより一致しているかを「学習」し、未知の実験誤差の影響を受けている可能性のある外れ値を割り引いて評価することができます。

この研究の中心的な特徴は、100Snから140Snにわたるスズ同位体（Sn）に焦点を当てたことでした。スズは安定同位体と不安定同位体の長い連鎖を持っているため、中性子数の増加に伴って中性子スキンがどのように進化するかを観察できる、統計的較正のための理想的な候補です。チームは中性子スキンを滑らかな潜在関数としてモデル化し、不確実性は安定線付近で最小化されるものの、陽子過剰および中性子過剰の極限に向かって大幅に増加することを発見しました。この確率論的なアプローチは、以前の「ベストフィット」モデルよりも、核データの解釈において透明性が高く堅牢な手法を提供します。

中性子星の観測と中性子スキンの核測定の間に不一致はあるのか？

特定の地上測定と中性子星の観測との間には、主に高密度における対称エネルギーに関して、文書化された不一致が存在します。PREX-IIのような実験は鉛208の厚いスキンを示しており、これは中性子星の半径がより大きいことを示唆しています。しかし、重力波データやX線パルスプロファイリングは、より小さな半径と、より圧縮しやすい核物質モデルを支持することが多いのが現状です。

Bertulani, Azizi, and Davilaによる研究は、階層的なアプローチによってデータの大部分を満足させる「中庸」を見つけ出すことができると実証することで、この緊張状態に対処しています。彼らの知見は、対称エネルギーの勾配パラメータLが顕著に圧縮され、飽和密度以下の対称圧力とより一致する値へとシフトすることを示しました。これは、個々の実験が極端な結果を示すことはあっても、原子核のスキンと、巨大でコンパクトな恒星残骸の性質の両方を収容できる、適度に硬い状態方程式を核および天体物理学的証拠の集合的な重みが指し示していることを示唆しています。

核物理学の未来への影響

この研究結果は、核物質の状態方程式のアイソベクトル・セクターに関する我々の理解に深い影響を及ぼします。対称エネルギーパラメータに条件付きの制約を与えることで、研究者らは中性子星の誕生と進化を記述するために使用されるモデルの範囲を狭めることに成功しました。この精緻化は、前例のない精度で恒星の半径を測定することを目指すNICER（中性子星内部構成探査機）望遠鏡などの将来のミッションにとって極めて重要です。

今後について、研究チームは、希少アイソトープビーム施設（FRIB）からのデータを含む、さらに多様なデータセットを統合することが次のステップであると示唆しています。実験室で新しい同位体が合成されるにつれて、階層ベイズフレームワークを更新してよりエキゾチックな「スキン」を組み込み、核理論の限界をさらにテストすることができます。最終的に、この研究は、宇宙で最小の粒子が、宇宙で最も巨大で激しい天体のいくつかを理解するための鍵を握っていることを裏付けています。

• 主な研究者： C. A. Bertulani, A. Azizi, C. Davila
• 主要な手法： 階層ベイズ分析、潜在関数モデリング
• 主な対象： スズ同位体（100Sn-140Sn）、鉛208、カルシウム48
• 科学的インパクト： 対称エネルギー勾配（L）および核物質の状態方程式の精緻化