すべての物質は、鉄になろうとしているのか

副題：核融合・放射性崩壊・安定の谷から考える、自然界に目的はあるのか

はじめに｜世界は、どこへ向かっているのか

水は、高いところから低いところへ流れる。

熱は、高温のものから低温のものへ移る。

高いところに置いた石を手放せば、重力によって落下する。

自然界には、変化が起こりやすい方向がある。

では、物質そのものにも、向かおうとしている場所があるのだろうか。

例えば、鉄である。

太陽は、水素をヘリウムへ変えている。

さらに質量の大きな恒星では、ヘリウムから炭素が作られ、酸素、ネオン、ケイ素などを経て、やがて鉄付近の原子核が作られる。

ところが、鉄付近まで来ると、それまでのように核融合によってエネルギーを取り出すことが難しくなる。

一方で、ウランのような重い原子核は、放射性崩壊によって別の原子核へ変化していく。

軽い原子核は結びつく。

重い原子核は分裂したり、粒子を放出したりする。

そして、その両側から見たとき、鉄付近には原子核の結合エネルギーが非常に大きい領域が存在している。

では、すべての物質は、最終的に鉄になろうとしているのだろうか。

もし、そうなのだとしたら。

なぜ自然界には、鉄よりも重い金や鉛やウランが存在しているのだろう。

なぜ宇宙は、新しい元素を作り続けているのだろう。

そもそも、より安定した状態が存在することと、その状態へ向かって変化することは同じなのだろうか。

この記事では、原子核の安定性から出発し、核融合、核分裂、放射性崩壊、恒星の元素合成をたどっていく。

なお、タイトルでは「すべての物質」と表現したが、まず扱うのは物質を構成する原子核である。

原子核の安定性と、原子同士の化学結合による安定性は異なる。

その違いも、後半で考えてみたい。

第一章｜原子核にとって、安定とは何か

私たちの身の回りにある通常の物質の多くは、原子から構成されている。

原子には、中心に原子核があり、その周囲に電子が存在する。

原子核の内部には、陽子と中性子がある。

陽子は正の電荷を持つ。

中性子は電気的に中性である。

そして、陽子と中性子をまとめて核子と呼ぶ。

ここで、元素と核種の違いも整理しておきたい。

元素の種類を決めているのは、原子核に含まれる陽子の数である。

陽子が26個なら鉄。

28個ならニッケル。

しかし、同じ元素であっても、中性子の数が同じとは限らない。

例えば、鉄56は陽子26個と中性子30個からなる。

一方、鉄58は陽子26個と中性子32個からなる。

どちらも鉄である。

陽子数が同じで、中性子数が異なるからだ。

このような関係にある原子を、同位体と呼ぶ。

また、陽子数と中性子数を合わせた数を質量数と呼び、両者の組み合わせによって区別される原子核の種類を核種という。

つまり、元素が同じであることと、原子核の構成まで同じであることは違う。

そして、同位体によって質量も、原子核の安定性も異なる場合がある。

ここで、一つ不思議なことがある。

同じ正の電荷を持つ陽子同士は、電磁気力によって反発する。

それなのに、原子核の内部では複数の陽子が非常に狭い空間に集まっている。

なぜ、反発して飛び散ってしまわないのか。

その理由の一つが、強い相互作用に由来する原子核を結びつける力、核力である。

核力は、非常に短い距離では陽子や中性子を強く結びつける。

しかし、原子核が大きくなるほど、陽子同士の電気的な反発も問題になってくる。

原子核は、ただ陽子と中性子が多ければ安定するわけではない。

両者の数や配置、結合の仕方によって、安定性が変化する。

ここで重要になるのが、結合エネルギーである。

結合エネルギーとは、原子核を構成する陽子と中性子を、ばらばらの状態へ引き離すために必要なエネルギーのことだ。

反対に、ばらばらの核子が結びついて原子核を形成すれば、その結合に対応するエネルギーが放出される。

そして、原子核の結合エネルギーを核子の数で割ったものを、核子1個当たりの結合エネルギーという。

この値が大きいほど、平均的に核子が強く結びついていることを意味する。

ただし、これだけで、ある原子核が放射性崩壊するか、どれほど長く存在できるかまで決まるわけではない。

結合の強さと、実際に変化できるかどうかは、別の問題だからである。

第二章｜鉄56とニッケル62、安定性の頂点はどこか

原子核の質量数と、核子1個当たりの結合エネルギーをグラフにすると、興味深い形が現れる。

水素のような軽い原子核から始まり、質量数が増えるにつれて、核子1個当たりの結合エネルギーは大きくなっていく。

しかし、どこまでも増え続けるわけではない。

鉄やニッケル付近で最大となり、それより重い原子核では、全体として緩やかに小さくなっていく。

だから、鉄は原子核の安定性を説明するとき、重要な元素として扱われる。

ところが、ここに少し意外な事実がある。

核子1個当たりの結合エネルギーが最大なのは、一般に知られている鉄56ではなく、ニッケル62である。

なお、鉄56と鉄58は、同じ鉄の同位体である。

同じ元素でも、核子1個当たりの結合エネルギーは必ずしも一致しない。

したがって、原子核の安定性を比較するときには、元素名だけでなく核種まで指定する必要がある。

代表的な数値を並べてみよう。

核種 核子1個当たりの結合エネルギー
ヘリウム4 約7.07 MeV
鉄56 約8.790 MeV
鉄58 約8.792 MeV
ニッケル62 約8.795 MeV
ウラン238 約7.57 MeV

MeVはエネルギーの単位で、メガ電子ボルトと読む。

鉄56とニッケル62の差は、わずかである。

しかし、最大値を持つ核種を問うなら、両者は区別しなければならない。

補論｜核子1個当たりの質量は、なぜ小さくなるのか

ここで、原子核の安定性を別の角度から考えてみたい。

これまでは、核子1個当たりの結合エネルギーを見てきた。

では、核子1個当たりの「質量」を比較すると、どうなるのだろうか。

水素1の原子核には、陽子が1個ある。

ヘリウム4には、陽子が2個、中性子が2個ある。

酸素16には、陽子が8個、中性子が8個ある。

鉄56には、陽子が26個、中性子が30個ある。

陽子や中性子は、それぞれ固有の静止質量を持っている。

それならば、原子核の質量も、陽子と中性子の質量を単純に足し合わせたものになるのだろうか。

実際には、そうならない。

陽子と中性子が結びついて原子核を形成すると、その原子核の質量は、自由な核子の質量の合計よりも小さくなる。

これを「質量欠損」と呼ぶ。

なぜ、質量が小さくなるのだろう。

核子が結びつくと、結合エネルギーに相当するエネルギーが放出される。

そして、アインシュタインの有名な式が登場する。

E = mc²

質量とエネルギーは対応している。

エネルギーが外部へ放出されれば、その分だけ、残された原子核の静止質量は小さくなる。

つまり、原子核の質量は、構成する核子の数だけで決まっているわけではない。

核子がどのように結びついているかによっても、全体の質量が変わるのである。

では、実際の数値を比較してみよう。

以下は、代表的な原子核の質量を核子数で割った値である。

原子核 核子1個当たりの質量
水素1 約1.007276 u
ヘリウム4 約1.000377 u
酸素16 約0.999408 u
鉄56 約0.998583 u
ニッケル62 約0.998597 u
ウラン238 約1.000001 u

uは、原子や原子核の質量を表すために使われる統一原子質量単位である。

ここで興味深いことがある。

水素から鉄56にかけて、核子1個当たりの質量は小さくなっている。

そして、鉄56よりも重いニッケル62では、わずかに大きくなっている。

ウラン238では、さらに大きくなる。

もちろん、核子1個当たりの質量が、原子番号や質量数に応じて必ず一方向に変化するわけではない。

核種ごとに違いがあり、鉄付近にも細かな増減がある。

それでも、全体として見ると、鉄やニッケルの周辺に質量の小さい領域が現れる。

ここで、先ほどの結合エネルギーの話と比較してみよう。

核子1個当たりの結合エネルギーが最大なのは、ニッケル62だった。

ところが、核子1個当たりの原子核質量が最小なのは、鉄56である。

結合エネルギーの最大値と、質量の最小値は一致しない。

なぜだろうか。

その理由は、陽子と中性子の質量が同じではないからだ。

中性子は、陽子よりもわずかに重い。

鉄56には、陽子が26個、中性子が30個ある。

ニッケル62には、陽子が28個、中性子が34個ある。

つまり、ニッケル62のほうが、核子全体に占める中性子の割合が大きい。

ニッケル62は、鉄56より核子1個当たりの結合エネルギーが大きい。

しかし、それと同時に、もともと質量の大きな中性子の割合も高い。

この二つの効果を合わせた結果、核子1個当たりの原子核質量では、鉄56のほうがわずかに小さくなる。

ここから、もう一つ重要なことがわかる。

核子1個当たりの質量が最小であることも、結合エネルギーが最大であることも、あらゆる核反応や放射性崩壊に対して、その核種が唯一の到達点になることを意味しない。

実際の核反応では、反応前後の総エネルギーだけでなく、電荷や核子数などの保存則、反応が起こるための条件も関係している。

だから、鉄56が軽いからといって、あらゆる原子核が鉄56へ変わるわけではない。

ここで、最初の問いに戻ってみよう。

すべての物質は、鉄になろうとしているのか。

少なくとも、質量の小ささだけでは、その問いには答えられない。

そして、さらに不思議なことがある。

陽子と中性子という構成要素の質量がわかっていても、それらが集まってできた原子核の質量は、構成要素の質量を足しただけでは求められない。

構成要素だけではなく、その結びつき方まで考えなければ、全体を説明できないのである。

物質の質量とは、構成要素が持っているものだけなのか。それとも、構成要素同士の関係まで含めて成立するものなのか。

原子核の質量欠損は、この問いを考えるための一つの入り口になる。

ただし、関係によって新たな質量が生まれたり、理由なく消えたりするわけではない。

結合によって系のエネルギーが変化し、それに対応して系全体の質量が変化する。

質量とは、構成要素の単純な足し算では捉えきれない、系全体の性質でもあるのだ。

では、なぜ鉄56がこれほど有名なのだろう。

それは、原子核の結合エネルギーだけでなく、恒星内部で元素が作られる経路や、超新星爆発の際に作られる核種の量が関係しているからである。

宇宙で豊富に存在することと、核子1個当たりの結合エネルギーが最大であることは、同じ意味ではない。

ここで、最初の問いを少し修正する必要がある。

すべての物質は、鉄になろうとしているのか。

厳密には、鉄だけが唯一の安定した到達点というわけではない。

それでも、鉄・ニッケル付近に原子核の結合エネルギーが非常に大きい領域があることは確かである。

では、なぜそのような領域が存在するのだろう。

第三章｜なぜ原子核の安定性には頂点があるのか

原子核の安定性は、単純に核子の数を増やせば高くなるわけではない。

なぜなら、原子核の内部では異なる作用が競合しているからである。

核力は非常に短い距離で強く働く。

一方、陽子同士の電気的な反発は、より遠くまで作用する。

原子核が小さいうちは、核子を増やすことで、核子同士が強く結びつく効果が大きくなる。

しかし、原子核が大きくなるにつれて、陽子同士の反発も増えていく。

さらに、原子核の表面にある核子は、内部にある核子と比べて、周囲に結びつける相手が少ない。

そのため、原子核が小さすぎても、大きすぎても、核子1個当たりの結合エネルギーは最大にならない。

これらの効果に、陽子数と中性子数の比率、量子力学的な殻構造、核子同士の対形成などが加わる。

その結果、鉄・ニッケル付近に結合エネルギーの大きい領域が現れる。

ここで重要なのは、ある力だけが勝利した結果ではないということだ。

引き合う作用がある。

反発する作用がある。

核子の数による違いがある。

内部構造による違いがある。

それらが組み合わされた結果として、ある核種が特に強く結びついている。

つまり、安定性とは、単独の要素だけで決まる性質ではない。

複数の相互作用によって成立する状態なのである。

第四章｜軽い原子核は結びつき、重い原子核は分裂するのか

ここで、核融合と核分裂の話になる。

核融合とは、複数の原子核が結びついて、より重い原子核になる反応である。

核分裂とは、重い原子核が複数の原子核へ分かれる反応である。

鉄より軽い領域では、核融合によって核子1個当たりの結合エネルギーが大きい状態へ移り、エネルギーを放出できる場合が多い。

一方、鉄より重い領域では、核分裂によって、より強く結合した複数の原子核へ移り、エネルギーを放出できる場合がある。

例えば、太陽の中心では、水素がヘリウムへ変わっている。

原子力発電所では、ウラン235などの核分裂によってエネルギーを取り出している。

一方は、結びつく。

もう一方は、分かれる。

反応の方向は反対なのに、どちらも反応前後のエネルギーの差を利用している。

しかし、ここで考えたい。

核融合や核分裂によってエネルギーを放出できるのであれば、なぜ自然界の原子核は、すぐにその反応を起こさないのだろう。

水素は、宇宙に大量に存在している。

けれど、宇宙の水素が一斉にヘリウムへ変わることはない。

ウランも、重い原子核だからといって、すべてが即座に核分裂するわけではない。

理由は、エネルギー的に有利な変化があることと、その変化が起こることは違うからである。

陽子を含む原子核同士が核融合するには、電気的な反発を乗り越える、あるいは量子トンネル効果によって反応が成立する必要がある。

核分裂にも、原子核の変形に伴う障壁や反応条件がある。

つまり、到達先のエネルギーが低いだけでは、そこへ移行できるとは限らない。

ここで一つの命題が成立する。

より安定した状態が存在することと、そこへ到達できることは同じではない。

第五章｜安定の谷には、いくつもの到達点がある

原子核の安定性を考える方法は、結合エネルギーの曲線だけではない。

もう一つ重要なのが、安定の谷と呼ばれる概念である。

英語では、valley of stabilityという。

原子核を陽子数と中性子数の組み合わせによって並べると、安定した核種は、一定の領域に分布する。

その分布をエネルギーの地形として表現したものが、安定の谷である。

軽い原子核では、陽子数と中性子数が近いものに安定した核種が多い。

しかし、原子核が重くなると、陽子の数より中性子の数が多い方が安定しやすくなる。

陽子同士の電気的な反発が増えるためである。

では、陽子と中性子の比率が安定な領域から外れた原子核は、どうなるのだろう。

ここで、β崩壊が関係してくる。

中性子が多すぎる場合には、β⁻崩壊によって、中性子が陽子へ変わることがある。

反対に、陽子が多すぎる場合には、β⁺崩壊や電子捕獲によって、陽子が中性子へ変わることがある。

このとき、元素の種類そのものが変わる。

なぜなら、元素の種類を決めているのは陽子数だからである。

例えば、陽子が26個なら鉄である。

中性子の数が違っても、陽子が26個であれば鉄の同位体になる。

ところが、陽子数が27個になればコバルトになる。

原子核は、単純に重くなったり軽くなったりするだけではない。

陽子と中性子の組み合わせを変えることで、別の核種へ移行する。

しかし、安定の谷は、すべての原子核が最終的に同じ場所へ集まることを意味しない。

谷には、複数の安定核種が存在する。

鉄もあれば、炭素もある。

酸素もあれば、鉛もある。

つまり、安定した状態は一つではない。

そして、どの安定核種へ向かうのかは、最初の核種と、利用できる崩壊経路によって変わる。

第六章｜ウランは鉄ではなく、鉛になった

ここで、具体的な例を考えてみよう。

ウラン238である。

ウラン238は、陽子92個、中性子146個からなる原子核である。

放射性核種であり、時間とともに別の核種へ変化していく。

その変化には、主にα崩壊とβ崩壊が関わっている。

α崩壊では、陽子2個と中性子2個からなるα粒子が放出される。

これはヘリウム4の原子核と同じ構成である。

α崩壊が起こると、原子番号は2減り、質量数は4減る。

一方、β⁻崩壊では、中性子が陽子へ変わる。

そのため、質量数は変わらず、原子番号が1増える。

ウラン238は、こうした崩壊を繰り返していく。

ウラン238からトリウム234へ。

さらに別の核種へ。

何段階もの変化を経て、最終的には安定な鉛206へ到達する。

ウラン238の崩壊系列全体では、合計8回のα崩壊と6回のβ⁻崩壊が起こる。

そして、鉛206でその放射性崩壊系列は終わる。

では、なぜ鉛206なのだろう。

鉄の方が、核子1個当たりの結合エネルギーは大きい。

しかし、鉛206は、現在知られている通常の自発的な放射性崩壊に対して安定した核種である。

そこから鉄へ到達するための自発的な変化が、勝手に次々と起こるわけではない。

ここが重要だ。

鉄付近が原子核の結合エネルギーにおいて有利な領域であっても、すべての崩壊系列が鉄へ向かうわけではない。

安定な核種は複数存在する。

そして、ウラン238にとって、通常の崩壊系列の到達点は鉄ではなく鉛206なのである。

第七章｜ニッケルは、鉄へ変わることがある

一方、鉄に到達する核種もある。

ニッケル56である。

ニッケル56は、超新星爆発などの高温環境で大量に作られることがある。

しかし、ニッケル56は放射性核種であり、安定ではない。

時間とともに、コバルト56へ変化する。

そして、コバルト56はさらに鉄56へ変化する。

ニッケル56 → コバルト56 → 鉄56。

ここで、同位体と似ているが、異なる概念が登場する。

ニッケル56、コバルト56、鉄56は、いずれも質量数が56である。

しかし、陽子数はそれぞれ28個、27個、26個と異なる。

このように、質量数が等しく、陽子数が異なる核種を同重体という。

一方、鉄56と鉄58は、陽子数が同じで中性子数が異なる同位体である。

つまり、同じ元素であることと、質量数が同じであることは違う。

そして、ニッケル56から鉄56への崩壊系列では、核子の総数を維持したまま、陽子と中性子の構成比が変化している。

このことからも、原子核の安定性は核子の総数だけでは決まらないことがわかる。

この崩壊系列では、質量数56を保ったまま、陽子数が変化していく。

ニッケル56の陽子数は28個。

コバルト56は27個。

鉄56は26個である。

この変化には、電子捕獲やβ⁺崩壊などが関係する。

また、ニッケル56の半減期は約6日、コバルト56の半減期は約77日である。

半減期とは、多数の同じ放射性核種が存在しているとき、その数が平均的に半分になるまでの時間を意味する。

超新星爆発の後に、星が明るく輝き続ける理由の一つには、これらの放射性崩壊によって放出されるエネルギーがある。

つまり、鉄56は恒星内部で直接作られるだけではない。

爆発で作られた不安定なニッケル56が、崩壊によって鉄56になる経路もある。

ここで、ウラン238との違いが見えてくる。

ウラン238は、鉛206へ向かった。

ニッケル56は、鉄56へ向かった。

どちらも放射性崩壊によって別の核種へ変化した。

しかし、到達点は一致しない。

自然界には、唯一の到達点へ向かう一本の道があるわけではないのである。

第八章｜重い原子核ほど、早く壊れるのか

ここで、もう一つ考えてみよう。

原子核が重くなるほど、陽子同士の反発は大きくなる。

では、原子番号が大きい元素ほど、崩壊しやすくなるのだろうか。

例えば、ニホニウムである。

ニホニウムは原子番号113の元素であり、日本の理化学研究所の研究グループによる発見が認められたことで知られている。

人工的に合成される超重元素であり、これまでに確認されている同位体は非常に短命である。

ニホニウム278の半減期は、ミリ秒程度である。

一方、ウラン238の半減期は約45億年もある。

同じ放射性核種であっても、その時間尺度には途方もない違いがある。

ここから、重い元素ほど寿命が短いという印象を受けるかもしれない。

実際、非常に重い原子核では、陽子同士の反発が大きな問題になる。

しかし、原子番号だけで半減期が決まるわけではない。

中性子数との組み合わせや、原子核内部の量子力学的な構造によって、寿命は大きく変わる。

ここで、安定の島という概念が登場する。

原子核の中では、陽子や中性子が特定の数になると、量子力学的な殻構造によって安定性が高まることがある。

このような性質を利用して、現在知られている超重元素よりも比較的長寿命な原子核が存在するのではないかと考えられている。

その予測される領域が、安定の島である。

ただし、安定の島という名前は、そこに存在する原子核が永遠に崩壊しないことを保証するものではない。

周囲の超重核に比べて、はるかに長い寿命を持つ可能性があるという意味である。

そして、その領域にどのような核種が存在するのか、どうすれば合成できるのかについては、研究が続いている。

ここでも、安定性は単純な比例関係ではないことがわかる。

重くなれば必ず崩壊しやすくなるというわけではない。

陽子数と中性子数の組み合わせによって、異なる安定性が現れる。

そして、安定した状態が予測できても、その原子核を実際に作れるとは限らない。

存在できる条件と、生成できる条件もまた、同じではないのである。

第九章｜恒星は、なぜ鉄まで作るのか

ここまで、原子核一つひとつの変化を考えてきた。

では、宇宙全体ではどうなっているのだろう。

太陽の中心では、水素が重水素やヘリウムへ変わっている。

これは核融合によってエネルギーを放出する反応である。

太陽よりはるかに質量の大きな恒星では、進化が進むと、より重い原子核を作る核反応が起こる。

水素。

ヘリウム。

炭素。

酸素。

ネオン。

ケイ素。

そして、鉄族元素。

ただし、これらはすべてが一段ずつ単純に融合していくという意味ではない。

実際には複数の核反応が組み合わさり、さまざまな原子核が作られる。

それでも、大質量恒星の進化を大まかに捉えれば、軽い原子核から重い原子核が作られていく。

ここで、鉄付近の結合エネルギーが問題になる。

鉄付近の原子核をさらに重い原子核へ融合させても、それまでのようにエネルギーを取り出すことができない。

反応によってエネルギーを得るのではなく、エネルギーを供給しなければならない場合が多くなるからだ。

これは恒星にとって、重大な変化である。

恒星は、自らの重力によって中心へ潰れようとしている。

その重力に対して、内部の圧力が釣り合うことで構造を維持している。

核融合は、内部の温度と圧力を長期的に維持するためのエネルギー源である。

しかし、中心部に鉄族元素が蓄積し、従来の核融合によるエネルギー供給が行き詰まると、その仕組みを維持できなくなる。

さらに、電子捕獲や高エネルギー光子による原子核の分解なども関係し、条件が整うと中心核の重力崩壊が進む。

その結果として、超新星爆発が起こる場合がある。

ここで、不思議なことが起きている。

原子核として強く結びついた状態へ近づいたことが、恒星全体の安定を保証するわけではない。

むしろ、そのことが恒星の進化における大きな転換点になる。

原子核の安定性と、恒星という巨大な構造の安定性は、同じではない。

一つの階層で安定したものが、別の階層では新たな変化の条件になるのである。

第十章｜鉄より重い元素は、なぜ存在するのか

ここまでの話だけを聞くと、宇宙は鉄付近の原子核へ向かって変化しているようにも見える。

しかし、現実には鉄よりも重い元素が存在する。

金。

銀。

白金。

鉛。

ウラン。

それらは、どこで作られたのだろうか。

ここで重要になるのが、中性子捕獲反応である。

原子核は、陽子と中性子から構成されている。

陽子は正の電荷を持っているため、別の原子核へ近づこうとすると電気的な反発を受ける。

しかし、中性子は電荷を持たない。

そのため、陽子同士のようなクーロン障壁を受けずに、原子核へ近づいて捕獲されることがある。

原子核が中性子を取り込み、その後にβ崩壊などが起これば、陽子数が増えて、別の元素が作られる。

この中性子捕獲には、代表的な二つの過程がある。

一つは、s過程。

英語のslow、つまり遅い中性子捕獲過程である。

中性子の捕獲が、一般にβ崩壊よりもゆっくり進む。

主に進化の進んだ恒星の内部などで起こり、バリウムや鉛をはじめとする重元素の生成に関わっている。

もう一つは、r過程。

英語のrapid、つまり速い中性子捕獲過程である。

非常に大量の中性子が存在する環境で、原子核が短時間に次々と中性子を取り込む。

その後、β崩壊などを通じて、多様な重元素が作られる。

r過程が起こる代表的な場所の一つが、中性子星合体である。

中性子星は、非常に高密度な天体である。

二つの中性子星が互いに接近して合体すると、中性子に富んだ物質の一部が宇宙空間へ放出される。

そこで、r過程によって金や白金などの重元素が合成され得る。

この合体に伴い、放射性核種の崩壊によって放出物質が光る現象を、キロノバという。

2017年には、中性子星合体による重力波GW170817と、それに伴う電磁波が観測され、重元素合成を調べる重要な機会となった。

また、超新星爆発にも種類があり、爆発的な核反応によって鉄族元素が大量に作られる場合がある。

一部の特殊な超新星が、r過程による重元素生成に寄与する可能性も研究されている。

つまり、宇宙では元素を作る経路が一つではない。

恒星内部の核融合。

超新星爆発に伴う核反応。

比較的穏やかな恒星内部での中性子捕獲。

中性子星合体での急速な中性子捕獲。

異なる天体環境が、異なる元素合成の条件を作り出している。

ここで、最初の問いに対する大きな反例が現れる。

原子核が鉄付近で強く結びつく傾向を持っていても、宇宙は鉄より重い元素を新たに作ることができる。

なぜなら、外部から粒子やエネルギーが供給されれば、別の反応経路が成立するからである。

原子核が自発的に変化するときの条件と、原子核が新しく作られる条件は、必ずしも一致しないのである。

第十一章｜星が生まれ変わるたび、宇宙には鉄が増えるのか

では、宇宙は時間とともに鉄だらけになっていくのだろうか。

この問いを考えるには、初期宇宙までさかのぼる必要がある。

ビッグバンの直後、現在の宇宙に存在するすべての元素が作られたわけではない。

初期宇宙で主に形成されたのは、水素とヘリウムであり、ごく微量のリチウムなども存在した。

炭素や酸素、鉄といった重い元素は、後の恒星内部や激しい天体現象によって作られた。

最初の世代の恒星は、種族III、Population IIIと呼ばれる。

これらは、ほぼ水素とヘリウムから構成されていたと考えられている。

やがて恒星内部で、新しい元素が作られた。

そして、恒星風や超新星爆発などによって、その一部が宇宙空間へ放出された。

放出された物質は、周囲のガスや塵と混ざり、新しい恒星や惑星を作る材料になる。

次の世代の恒星は、最初の恒星にはほとんど含まれていなかった炭素や酸素、鉄などを含んで生まれることができる。

こうして、恒星の形成と死が繰り返されるにつれて、宇宙の一部のガスでは重元素が蓄積していく。

天文学では、ヘリウムより重い元素をまとめて金属と呼ぶ。

そのため、恒星に含まれる重元素の割合を金属量と呼ぶ。

太陽は、この金属量が比較的高い恒星の一つである。

ただし、太陽が厳密に二代目、三代目の恒星であると数えられるわけではない。

太陽を作ったガスには、異なる場所や時代に存在した多くの恒星から放出された物質が混ざっている。

宇宙全体でも、重元素の量がすべての場所で同じように増えているわけではない。

元素の生成、放出、混合、恒星への取り込みなど、複数の過程が関係している。

それでも、地球が形成されたとき、すでに鉄や酸素、ケイ素などが存在していたことは確かである。

それらがなければ、現在のような岩石惑星は作れなかった。

つまり、地球は宇宙の最初から存在した材料だけでできた天体ではない。

過去の恒星が作り、宇宙へ放出した元素を含む材料から形成された惑星なのである。

そして、その地球に存在する私たちの身体も、そうした元素によって構成されている。

第十二章｜安定した状態があるのに、なぜ到達できないのか

ここまでの話を整理してみよう。

鉄・ニッケル付近には、核子1個当たりの結合エネルギーが非常に大きい領域がある。

しかし、ウラン238は鉛206へ変わる。

ニッケル56は鉄56へ変わる。

炭素12や酸素16のように、通常の環境では自発的な放射性崩壊を起こさない安定核種もある。

さらに、外部からエネルギーや粒子が供給されれば、鉄より重い元素を作ることもできる。

そうすると、原子核が変化するかどうかには、少なくとも三つの問題が存在することになる。

第一に、どの状態がエネルギー的に有利なのか。

これは反応前後の質量やエネルギーに関係する。

第二に、そこへ移行する反応経路が存在するのか。

核融合、核分裂、α崩壊、β崩壊、中性子捕獲など、反応にはそれぞれ異なる仕組みがある。

第三に、その反応が実際に起こる環境と時間があるのか。

温度、密度、粒子の供給、反応障壁、量子力学的な遷移確率などによって、反応の成立しやすさは変わる。

ここで、重要なことがある。

反応がエネルギー的に可能であっても、反応速度が極めて小さければ、現実的な時間尺度ではほとんど変化しない。

ウラン238は放射性核種である。

しかし、その半減期は約45億年もある。

一方、ニホニウム278のように、ミリ秒程度で崩壊する原子核もある。

同じ「不安定」という言葉を使っていても、その時間尺度はまったく違う。

あるものが変化する可能性を持っていることと、私たちが観測できる時間内に変化することは違う。

さらに言えば、反応が起こる条件を人工的に用意すれば、自然にはほとんど起こらない変化を引き起こせる場合もある。

つまり、安定とは、常に同じ意味で変化しないことではない。

どの反応に対して安定なのか。

どの環境で安定なのか。

どの時間尺度で安定なのか。

これらを区別しなければならない。

第十三章｜原子核が安定しても、物質の変化は終わらない

ここまで、原子核の安定性について考えてきた。

鉄56は、核子1個当たりの結合エネルギーが非常に大きい。

ニッケル62は、その値がさらにわずかに大きい。

しかし、だからといって、すべての原子核が鉄やニッケルへ変わるわけではない。

ウラン238は、放射性崩壊を繰り返して鉛206へ到達する。

ニッケル56は、コバルト56を経て鉄56へ変わる。

炭素12や酸素16のように、通常の環境では放射性崩壊せず、安定して存在する原子核もある。

つまり、原子核の安定性には、一つの到達点しか存在しないわけではない。

では、原子核が安定したところで、その物質の変化は終わるのだろうか。

例えば、鉄である。

鉄56の原子核は、強く結びついている。

しかし、金属の鉄は錆びる。

空気中の酸素や水分などと反応し、酸化物や水酸化物を含む物質へ変化する。

このとき、鉄56の原子核そのものが壊れているわけではない。

陽子26個と中性子30個からなる原子核は、そのまま存在している。

変化しているのは、主に電子の状態や、他の原子との化学的な結合である。

つまり、原子核が安定していることと、その原子核を含む物質が化学的に変化しないことは違う。

では、もう少し大きな世界ではどうだろう。

恒星である。

十分に質量の大きな恒星では、内部で核融合が進み、やがて鉄族元素に富んだ中心核が形成されることがある。

鉄付近の原子核は、核子1個当たりの結合エネルギーが非常に大きい。

そのため、鉄族元素をさらに重い原子核へ融合させても、それまでの核融合のようにエネルギーを取り出すことはできない。

恒星にとって、これは重大な変化である。

恒星は、自らの重力によって中心へ潰れようとしている。

それに対して、内部の圧力が重力と釣り合うことで、恒星としての構造を維持している。

核融合は、内部の高温状態を長期的に支える重要なエネルギー源である。

しかし、中心部に鉄族元素が蓄積し、それまでのような核融合によるエネルギー供給が行き詰まれば、恒星は別の進化段階へ進む。

ただし、鉄が作られた瞬間に、恒星が必ず崩壊するわけではない。

中心核の質量や密度、圧力、電子捕獲、高エネルギー光子による原子核の分解など、複数の条件が関係する。

それらの条件が重なり、中心核を支える圧力が重力に対抗できなくなると、急激な重力崩壊が起こる場合がある。

ここで、不思議なことが起きている。

原子核として強く結びついた状態へ到達することが、恒星全体の安定を保証するわけではない。

むしろ、恒星がそれまでの仕組みで存在し続けられなくなることに関係している。

原子核が安定すること。

化学物質が安定すること。

恒星が構造を維持すること。

これらは、同じ問題ではない。

そして、恒星の重力崩壊が超新星爆発につながった場合、宇宙空間へ放出された物質の一部は、次の世代の恒星や惑星を作る材料になることがある。

ある恒星の構造が失われることによって、別の天体が形成されるための材料が供給されるのである。

もちろん、恒星が次の天体を作るために崩壊するわけではない。

そこに目的があると考える必要はない。

ただ、起きた変化の結果として、別の変化が可能になることがある。

そうすると、安定という言葉の意味も、少し変わって見えてくる。

原子核が安定しても、原子同士の結合は変わる。

化学結合が保たれていても、物質の温度や位置は変わる。

ある構造が失われても、その材料が別の構造を作ることがある。

つまり、一つの変化が終わったからといって、その物質に関わるすべての変化が終わるわけではない。

では、自然界の変化は、いったいどこへ向かっているのだろうか。

原子核は、より強く結びついた状態へ移行することで、エネルギーを放出する場合がある。

高いところにある水は、低いところへ流れることで位置エネルギーを減らす。

温度の異なる物体が接すれば、熱は自然に高温側から低温側へ移る。

こうした現象には、ある共通点があるように見える。

それは、何らかの差が存在し、その差によって変化が起きているということだ。

では、自然界の変化とは、そうした差を少しずつ失っていく過程なのだろうか。

第十四章｜自然界は、エネルギーを使い果たそうとしているのか

例えば、高いところに水を貯めたダムがある。

水は、低いところへ流れようとする。

その流れに水車やタービンを設ければ、発電することができる。

では、水がすべて低いところへ移動し、高低差がなくなったらどうなるだろう。

同じ仕組みで、同じように発電し続けることはできなくなる。

水が消えてしまったわけではない。

水そのものは、そこに存在している。

しかし、発電に利用していた高さの差が失われたのである。

では、熱の場合はどうだろう。

高温の物体と低温の物体を接触させると、熱は自然に高温側から低温側へ移る。

やがて、両者の温度が等しくなれば、温度差を利用した熱機関では、同じように仕事を取り出せなくなる。

ここでも、エネルギーそのものが消えてしまったわけではない。

変化したのは、仕事を取り出すために利用できる条件である。

この違いは重要だ。

私たちは日常的に、エネルギーを消費するという言葉を使う。

ガソリンを消費する。

電気を消費する。

食物からエネルギーを得る。

しかし、物理学では、エネルギーは単純に使えば消えてなくなるものではない。

エネルギー保存則が成立する範囲では、エネルギーは形を変えても保存される。

例えば、自動車は燃料の化学エネルギーを利用して走る。

その一部は車の運動に使われ、やがて摩擦や空気抵抗などによって熱へ変わる。

車が停止した後、そのエネルギーが何もないところへ消えたわけではない。

周囲の空気や道路などへ移っている。

しかし、そこへ広がった熱をすべて集め直し、何の損失もなく元の燃料の状態へ戻すことはできない。

ここで重要になるのが、熱力学第二法則である。

孤立系では、エントロピーは減少しない。

エントロピーとは、物質やエネルギーの状態を考えるうえで重要な物理量であり、単純に乱雑さという一言だけでは説明しきれない。

それでも、私たちの日常にある多くの不可逆的な変化を理解する手がかりになる。

高温のものから低温のものへ熱が移る。

摩擦によって運動エネルギーが熱へ変わる。

異なる気体が混ざり合う。

そうした過程では、エネルギーが保存されていても、元の状態へ完全に戻すには外部からの働きかけが必要になる。

つまり、問題なのは、エネルギーが存在しているかどうかだけではない。

そのエネルギーを、仕事として利用できる状態にあるかどうかなのである。

ここで、原子核について考えてみたい。

水素がヘリウムへ変わる核融合では、反応前後の質量エネルギーの差が放出される。

鉄より重い一部の原子核が核分裂するときにも、反応前後のエネルギーの差が利用される。

その意味では、核反応もまた、エネルギー状態の違いを利用している。

しかし、原子核の結合エネルギーの曲線を、そのまま宇宙全体のエネルギーの行方と考えることはできない。

恒星内部では、温度や密度、粒子の供給によって、さまざまな核反応が起こる。

超新星爆発や中性子星合体では、鉄より重い元素が新たに合成されることもある。

つまり、ある核反応でエネルギーを放出できる方向が存在することと、宇宙全体のすべての原子核が同じ方向へ変化することは違う。

では、宇宙全体はどうなのだろう。

宇宙にも、いつか利用できるエネルギーの差がほとんど失われ、変化が起こりにくくなる未来があるのだろうか。

この問題は、宇宙の熱的な終焉、いわゆる熱的死という考え方にもつながる。

しかし、ここには注意が必要である。

宇宙は膨張している。

重力によって新しい構造が形成されることもある。

そして、一般相対論で記述される膨張宇宙では、宇宙全体のエネルギーを、通常の孤立した容器の中と同じように定義できるとは限らない。

したがって、宇宙には有限のエネルギーが入っていて、それを使い果たすまで変化が続く、と単純に考えることはできない。

ただし、局所的な現象については、より明確に言えることがある。

温度差があるから、熱が移動する。

高低差があるから、水が流れる。

電位差があるから、電流を流すことができる。

そして、反応前後のエネルギー状態が異なるから、化学反応や核反応によってエネルギーを取り出せる場合がある。

ここには、ある共通した構造がある。

差があること。

その差を利用できる経路があること。

そして、実際に変化を起こす条件が成立すること。

この三つが揃って、初めて現象が成立する場合がある。

ただし、差が存在することだけで、必ず変化が起こるわけではない。

水素と酸素が存在していても、適切な条件がなければ急速な燃焼は始まらない。

原子核にとってエネルギー的に有利な状態が存在しても、反応障壁などによって、そこへ到達できないことがある。

つまり、自然界には変化の方向性が存在する一方で、その変化を妨げたり、長い時間にわたって遅らせたりする条件も存在している。

ここで、もう一つ考えてみたい。

もし、自然界に利用できる差を小さくする方向の変化があるのだとしたら、生物はどうなのだろう。

生物は、食物などからエネルギーを取り込む。

呼吸する。

活動する。

そして、生命を維持するために、絶えずエネルギーを利用している。

生命は、周囲と物質やエネルギーを交換することで、一定の内部環境を維持している。

つまり、ある場所で生じた差を利用しながら、別の場所では必要な状態を維持しているのである。

それは、熱力学の法則に反しているわけではない。

生物は、外部からエネルギーを受け取り、熱や廃物を周囲へ放出している。

生命もまた、自然界のエネルギーの流れの中に存在している。

では、人間も、同じように安定した状態へ向かっているのだろうか。

それとも、人間には、安定している状態を自ら手放すという、別の性質があるのだろうか。

第十五章｜人間も、安定した状態へ向かっているのか

ここまで、原子核、恒星、エネルギーの流れについて考えてきた。

そして、自然界には、ある条件のもとで、より安定した状態へ向かう変化が存在することがわかった。

では、人間も同じなのだろうか。

例えば、ある人が新しいことを始めたとしよう。

勉強でもいい。

運動でもいい。

創作活動でもいい。

最初は意欲に満ちている。

毎日のように取り組み、少しずつ成果を積み重ねていく。

しかし、しばらくすると、続けることが難しくなってくる。

疲労が蓄積する。

生活の中に別の用事が増える。

思うような成果が出なくなる。

そして、いつの間にか、その活動をやめてしまう。

このとき、人間は、より安定した状態へ移行したのだろうか。

活動をやめれば、その活動に必要だった時間や労力を使わなくて済む。

その意味では、負担が小さくなることもある。

しかし、それによって満足できるとは限らない。

やめてしまったことを後悔するかもしれない。

成果が出なかったことに未練を感じるかもしれない。

つまり、負担が減ることと、心理的に安定することは同じではない。

では、その人が、誰かから一言をかけられたらどうだろう。

「もう一度、やってみたらどうだ」

その言葉をきっかけに、再び活動を始めることがある。

身体に新しいエネルギーが突然生まれたわけではない。

言葉という情報を受け取り、その人の認識や判断が変化したのである。

ここには、物理的な変化とは異なる問題が存在する。

もちろん、人間の身体も物理法則に従っている。

脳の活動にも、神経細胞の働きや化学反応が関係する。

しかし、だからといって、人間の行動を原子核の結合エネルギーと同じ尺度で評価できるわけではない。

人間は、単にエネルギーの低い状態を選んでいるわけではない。

何かを望む。

意味を見いだす。

判断する。

そして、ときには大きな負担を承知で、行動を選ぶ。

例えば、安定した仕事を辞めて、新しい仕事に挑戦する人がいる。

慣れ親しんだ土地を離れ、知らない場所で暮らし始める人がいる。

長い時間をかけて身につけた考え方を、自ら疑い始める人もいる。

そうした行動は、必ずしも目先の安定につながらない。

むしろ、一時的に不安定な状態へ移行することになる。

では、その人は安定を求めていないのだろうか。

そうとは限らない。

今の安定を手放すことで、将来の別の状態を求めている場合もある。

しかし、それだけでも説明できないだろう。

たとえ将来が保証されていなくても、何かを始める人はいる。

結果が出るかわからなくても、続ける人はいる。

失敗する可能性を理解したうえで、挑戦を選ぶ人もいる。

そのとき、人間が求めているのは、単純な安定ではないのかもしれない。

納得。

可能性。

好奇心。

自由。

あるいは、自分自身の生き方。

そうしたものを、安定よりも優先する場合がある。

ここで、今回の原子核の話を思い出してみたい。

原子核には、エネルギー的に有利な状態が存在しても、そこへ到達できない場合がある。

一方、人間には、到達できる道が存在していても、あえて進まない場合がある。

そして、別の道を選ぶこともある。

ただし、この二つを同じ現象として扱うべきではない。

原子核は、物理法則に従って変化する。

人間の行動には、認識や経験、価値判断、社会的な関係が関わる。

それでも、両者を並べて考えることで、一つの違いが見えてくる。

到達できる状態が存在することと、そこへ向かうことは、同じではない。

そして、人間の場合には、もう一つ加わる。

到達できる状態が存在することと、そこへ向かいたいと思うことも、同じではない。

ここで、最初の問いが、別の意味を持ち始める。

すべての物質は、鉄になろうとしているのか。

自然界に安定した状態が存在することは確かだ。

しかし、それは自然界がその状態を望んでいることを意味しない。

同じように、人間にとって安定した状態が存在することも、その人が必ずそこを望むことを意味しない。

では、私たちはなぜ、安定という言葉に、望ましい状態という意味を重ねるのだろうか。

安定した生活。

安定した収入。

安定した人間関係。

私たちは、安定という言葉を、しばしば肯定的な意味で使っている。

しかし、安定した状態が、いつでも望ましいとは限らない。

変わらないことが安心につながる場合もあれば、変わらないことが苦しみにつながる場合もある。

長く続いていることが、必ずしも、その状態の正しさを保証するわけではない。

だとすれば、安定とは、単純に到達すべき目的地ではないのかもしれない。

少なくとも、人間にとっての安定は、その人が何を望み、何を維持し、何を変えようとしているのかという問題から切り離せない。

しかし、それは自然界そのものについても言えるのだろうか。

自然界にとって、安定とは何なのか。

そもそも、自然界にとって、という表現そのものが適切なのだろうか。

自然界は、安定を望んでいるのだろうか。

それとも、私たちが自然界の変化を観察し、そこに安定という概念を当てはめているだけなのだろうか。

終章｜自然界は、安定を目指しているのか

すべての物質は、鉄になろうとしているのか。

科学的には、そうではない。

鉄・ニッケル付近には、核子1個当たりの結合エネルギーが非常に大きい領域が存在する。

しかし、すべての原子核がそこへ変化するわけではない。

ウラン238は、鉛206へ向かう崩壊系列を持つ。

ニッケル56は、コバルト56を経て鉄56へ変わる。

炭素12や酸素16のように、通常の環境では安定して存在する原子核もある。

さらに、恒星内部の核融合や、超新星爆発、中性子星合体などによって、鉄より重い元素が新たに作られることもある。

つまり、自然界の原子核が、すべて鉄へ変わっていくわけではないのである。

では、なぜ鉄付近に、結合エネルギーの大きな領域が存在しているのだろう。

それは、原子核を結びつける核力、陽子同士の電気的な反発、核子数や内部構造など、さまざまな条件が組み合わされた結果である。

原子核が鉄になりたいと考えているわけではない。

原子核の内部で働く相互作用によって、そのような性質が成立しているのである。

同じように、水が高いところから低いところへ流れるのは、水が低い場所を望んでいるからではない。

重力によって運動しているからである。

熱が高温側から低温側へ移るのも、熱が均等に広がりたいと考えているからではない。

熱力学の法則に従って変化しているのである。

自然界には、変化が起こりやすい方向がある。

しかし、それは自然界に目的が存在することを意味するのだろうか。

ここには、慎重になる必要がある。

私たち人間は、物事の変化を、しばしば目的と結びつけて理解する。

何かが移動していれば、どこかへ向かっていると考える。

何かが変化していれば、何かになろうとしていると考える。

何かが完成すれば、そのために変化していたのだと考える。

しかし、結果が存在することと、その結果が最初から目的だったことは違う。

例えば、恒星の内部で鉄族元素が作られることは、恒星が鉄を作るために生まれたことを意味しない。

超新星爆発によって元素が宇宙空間へ放出されることも、次の恒星や惑星を作るために爆発が起きたことを意味しない。

結果として、そうした変化が起きているのである。

では、自然界には目的がないのだろうか。

その問いに答えるには、まず目的とは何かを明らかにする必要がある。

人間が何かを目指して行動するとき、その行動には認識や判断、意図が関わる。

しかし、原子核や恒星の変化を説明するために、そのような意図を仮定する必要はない。

自然界に変化の方向性があることと、自然界が目的を持っていることは、区別しなければならないのである。

そして、今回の考察では、もう一つ重要なことがわかった。

より安定した状態が存在しても、そこへ到達できるとは限らない。

さらに、ある状態へ到達できたとしても、それによってすべての変化が終わるわけではない。

鉄の原子核が安定していても、金属の鉄は錆びる。

恒星の中心に鉄族元素が蓄積しても、恒星全体の安定が保証されるわけではない。

ある恒星の構造が失われた後、その物質が別の天体の材料になることもある。

つまり、一つの変化が終わった場所から、別の変化が始まることがある。

では、安定とは何なのだろうか。

変化が起こらなくなった状態なのか。

変化が起こりにくくなった状態なのか。

それとも、変化が続いていても、何かが維持されている状態なのだろうか。

ここで、最初の問いに戻ってみたい。

すべての物質は、鉄になろうとしているのか。

そうではない。

しかし、その問いから始めたことで、自然界に存在する安定性と、変化の方向性について考えることができた。

そして、その考察は、原子核から恒星へ、エネルギーの流れへ、さらには人間が求める安定へと広がっていった。

ただし、それらをすべて同じ法則で説明できるわけではない。

原子核の安定性と、人間が望む安定した生活は、同じ尺度で測れるものではない。

それでも、私たちはその両方に、安定という言葉を使っている。

そう考えると、自然界に安定した状態が存在することは、必ずしも自然界に最終的な到達点が存在することを意味しないのかもしれない。

ある条件では、変化が起こる。

別の条件では、変化が起こらない。

そして、条件が変われば、それまで維持されていた状態が変化することもある。

世界では、より安定した状態へ向かう変化が起こる。しかし、何が安定なのかは、対象と条件によって異なる。

少なくとも、今回考えてきた原子核や恒星の現象を、すべて一つの到達点へ向かう変化として捉えることはできない。

そして、人間にとっての安定については、さらに別の問題がある。

安定していることと、望ましいことは、必ずしも同じではない。

私たちは、安定を求めることもあれば、自ら安定を手放すこともある。

それでも、安定という言葉を使い続けている。

なぜだろうか。

それは、安定という言葉が、単に動かないことだけを意味しているわけではないからなのかもしれない。

原子核。

化学物質。

恒星。

生命。

人間。

それぞれに異なる変化があり、異なる条件がある。

そして、そこには、異なる形で維持されるものが存在している。

では、それらに共通するものは何なのだろう。

私たちが安定と呼んでいるものは、何を基準に成立しているのだろうか。

すべての物質は、鉄になろうとしているのか。

その問いに対する答えは、否である。

しかし、そこから生まれた別の問いには、まだ答えが出ていない。

安定とは、何に対しての安定なのか。

それを考えるためには、原子核だけでなく、物質や生命、そして私たち自身についても、さらに考えていく必要がありそうだ。

命題

安定とは、ある存在に固有の、単一の性質とは限らない。

何が維持されるのか。

何に対して維持されるのか。

どの条件で、どれほどの時間維持されるのか。

それらを区別して初めて、安定しているという言葉の意味が明らかになる。

今後の改稿案

第十二章と第四章の反応障壁の説明の重複の整理

第十三章と第九章の恒星の重力崩壊の重複の整理

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『安定とは、何に対しての安定なのか』

『同位体とは何か』

主な参考資料

* HyperPhysics — The Most Tightly Bound Nuclei
* IAEA — Nuclear Safety and the Chart of Nuclides
* US EPA — Radioactive Decay
* NASA — Evidence for Ni-56 → Co-56 → Fe-56 Decay
* 理化学研究所 — 安定の島と超重元素への挑戦
* NASA — Stars
* 国立天文台 — 中性子星合体と重元素合成
* NASA — What Were the First Stars Like?