元素の起源
山田 章一
早稲田理工
郡和範(大阪大学)
梅田秀之(東京大学)
和南城伸也(上智大学)
§0.イントロダクション
周期表
元素の種類:~100種類
安定核
:~270種類
不安定核 :~6000-8000種類
核図表
100
82
Z
Stable
Unstable
limit of Tachibana
50
-5
50
~ 10 /s
126
28
82
20
0.0
50
8
20
8
28
50
N
0
100
10
10.0
水素
太陽近傍組成
元素量
鉄
質量数
B2FH
 Eight processes
• Hydrogen burning
• Helium burning
• the α process
(α捕獲による Ne, Mg生成
現在では起こらないと考えられている)
• the e procress
• the s process
• the r process
• the p process
• the x process
(Big Bang Nucleosynthesis)
Burbidge, Burbidge, Fowler & Hoyle ’57 Rev. Mod. Phys. 29, 547
by B2H
Wallerstein et al. ’97 Rev. Mod. Phys. 69, 995
元素合成研究の目標 : 各元素を合成する反応経路を明らかにし、
宇宙、天体の進化モデルと組み合わせ、
現在に至るまでの宇宙における化学組成の
分布と時間変化を説明する。
基礎方程式
Nuclear Physics
 必要な核反応率を実験または理論的にもとめ、
反応経路と要求される物理条件を明らかにする。
 対応する天体や天体現象を同定する。
Astrophysics
 定量的なモデル計算を行い、観測と比較する。
太陽近傍組成と元素合成
Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658
§1.軽元素合成
 D, Li, Be, B は、低温で陽子捕獲して燃焼してしまうため、
星内部の熱核反応では、ほとんど生成されない。
 Big-Bang Nucleosynthesis (BBN) では、星形成の前に主に
D, 3H, 3He, 4He, 7Li が合成される (primordial nucleosynthesis)。
 Li, Be, B は星間物質中での spallation reaction (破砕反応)に
より合成される。
Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658
BBN :
 宇宙膨張にともなう密度温度が減少する中での融合反応
 A few MeV ~ 30keV でおこる
( a few x 0.1 sec ~ 103 sec )
 A = 8 のギャップにより、それより重い元素は合成されない
Z
A=8
A=5
N
BBN :
 初期条件
BBN reaction network
 反応断面積はよくわかっている
• NACRE(Nuclear Astrophysics Compilation of Reaction rates)
Angulo et al. ’99 Nucl. Phys. A 656, 3
• Cyburt et al. ’96, New Astron. 6, 215
BBN : 理論値
 生成量
D : rate limited
good baryometer
sensitive to h
insensitive to Nn
& mn / T
3He
: rate limited
sensitive to h
insensitive to Nn
& mn / T
4He
: limited by neutron
good chronometer
insensitive to h
sensitive to Nn
& mn / T
7
Li : rate limited
sensitive to h
insensitive to Nn
& mn / T
Steigman ’03, astro-ph/0308511
BBN : 観測との比較
Steigman ’03, astro-ph/0308511
 D / H = 2.6±0.4 x105
 3He / H = 1.1±0.2 x105
 [ 7Li ] = 12 + log(7Li / H) = 2.2±0.1
 Yp = 0.234±0.003
Olive et al. ’97, ApJ 483, 788
0.244±0.002
Izotov et al. ’98, ApJ 500, 188
Ref. :
Tytler et al. ’00 Physica Scripta
astro-ph/0001318
Kurki-Suonio ’02, Space Science Review 100, 249
4Heの観測
Dの観測
0.40
0.20
300
100
200
106O/H
7Liの観測
-3
0
[X/H]
Steigman ’03, astro-ph/0308511
-3
[Fe/H]
0
CMB(BBNの約40万年後)との比較
Barger et al. ’03, Phys. Lett. B 566, 8
WMAP : WB h 2 = 0.023±0.003 (2s)
h10 = 6.3+1.0
- 0.7
Steigman ’03, astro-ph/0308511
2
D : WB h = 0.022±0.002
h10 = 6.1+0.7
- 0.5
Bennet et al. ’03, ApJ in press
BBN のまとめ
 BBNは、基本的によく D, 3He, 4He, 7Li の
primordial abundance を再現する
 見かけの食い違いは、観測のばらつき (D)、
解析における系統的な誤差 (4He)、および
unknown astrophysical process (7Li)
によるものと考えられる
 BBNの約40万年後を示すCMBから決まるWBは
BBNから得られる値とよく一致する
 CMBのほうが精度よくWBを決めるので、今後は
その値を用いたBBNでprimordial abundanceを決め、
その後のchemical evolutionを議論する方向に進むだろう
 non-standard BBNも、standard BBNが正しいとして、
non-standard parameter に制限を与えることを目指すだろう
― lepton asymmetry, extra relativistic particles,
inhomogeneous BBN, neutrino oscillations, etc.
Spallation Reactions : 数10MeV/nucleon以上の相対エネルギーを
もった primary particle が引き起こす反応
 BBNでは 6Li、9Be、10B、11B を合成できない (星の中も同様)
 Galactic Cosmic Ray では、Li、Be、B が solar abundance より何桁も大きい
 Li、Be、B は Non-thermal に加速された粒子が星間、星周、星表面の物質と
反応して合成される
p + C, N, O → Li, Be, B
a + C, N, O → Li, Be, B
a + a  6Li, 7Li
 nuclear cross section : ~1MeV - ~100GeV での値が必要
NUCLEX library : Sobolevsky et al. ’91-’00
LANL T-2 library : Mashnik et al. ’98
semi-empirical formulae : Silberberg et al. ’98 ApJ 501, 911
Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory
Report LA-UR-00-3658
70 - 280MeV/nucleon の Cosmic Ray の組成
Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658
 n の引き起こす原子核反応 (n-process) も spallation にいれる
― Core-collapse supernova の envelope
―
etc.
 7Li : Helium rich region
minor compare with BBN yield
 11B :
Woosley & Weaver ’95 の値は大きすぎる
≦ 20 % 程度の寄与か
― n スペクトルに強く依存
→
good thermometer ?
― 15N、19F、26Al、41Ca、53Mn、138La、180Ta なども合成
Ref. Woosley et al. ’95, ApJS 101, 181
Heger et al. ’03, astro-ph/0307546
観測
B
 Be、B は、Fe に比例
Be
 B / Be = 10 – 30
 6Li / 7Li = 0.05
 6Li / 9Be = 20 – 80
at [Fe/H]
~ - 2.3
 11B / 10B = 4
at solar birth
 7Li / 6Li = 12.5
[Fe/H]
Vangioni-Flam et al. ’00 Phys. Rep. 333, 365
 Spallation process の問題
• 従来は、ISM 中の C、N、O に GCR (主に p、 a) が衝突して
Li、Be、B は合成される (secondary process) と考えられて
きたが、観測は primary process を示唆するように見える。
• O / Fe の進化を考慮すると、secondary でも可能。ただし、
O / F が他の a核の振る舞いと異なるのは不自然に思える。
• C、N、O が数10-100MeV/nucleon に加速され (low energy
component, LEC)、ISM 中の p、a と衝突して Li、Be、B を合成する
シナリオは、primary process として、観測を説明できるように
みえる。LEC の存在の観測的確認が必要。
Ref: Vangioni-Flam et al. ’00 Phys. Rep. 333, 365
Fields et al. ’98 ApJ 516, 797
Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658
§2.星の中での元素合成
 星の進化
=元素合成
 星の寿命
Ref.:
Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995
― M.0.8-1.0M¯の星は
Hubble timeで主系列を
離れない
Arnould et al. ’99, Rep. Prog. Phys., 62, 395
Woosley et al. ’02, Rev. Mod. Phys. 74, 1015
Thielemann et al. ’98, astro-ph/9802077
 Hydrogen Burning : 4H → He
pp-chain
CNO cycle
Rapid CNO cycleでは、b-decay のかわりに (n,g) 反応が起こる
 Helium Burning : 4He + 4He + 4He → 12C
 中性子生成反応 : s-processに重要
反応率に不定性
 Carbon, Neon and Oxygen Burning
(B2FHの a-process にかわる反応)
 Carbon Burning
 Oxygen Burning
 Neon Carbon Burning
 Si Burning
― 28Si + 28Si → 56Fe は起こらない
― Si、S 等の光分解
― 放出された a、p、n による Mg 以上の核の準平衡
 Nuclear Statistical Equilibrium (NSE)
― Mg $ Ne、C $ O、a $ C が平衡になり、全ての元素が
化学平衡に達する
 Intermediate
Mass Stars
― 1 » 9M¯ : CO white dwarf
9 » 11M¯ : ONe white dwarf
― WD の formation rate ~ 0.5 - 1M¯/yr
~ 1 - 11M¯ の star formation rate
― AGB で thermal pulse により質量放出
― » 0.6M¯ の中心コア → white dwarf
― 主に a、12C、14N、s-process 元素を生成
― 1 » 2M¯ では 3Heが、
4 » 6M¯ (?) では 7Liが生成
 Massive Stars
― M & 11M¯
― 主に iron group elements までの internediate mass elements を
準静的および爆発的元素合成で生成
― 重力崩壊型超新星爆発を起こし、中性子星またはブラックホールを作る
― 11 » 13M¯ : ONeMg core
― & 13M¯ : Fe core
― & 25M¯ (?) : BH
― radiation wind による質量放出と超新星爆発により元素を放出
― M & 30M¯ では、mass loss time scale と核燃焼の time scale が
同程度
― metallicity に依存
 Massive Star の Mass Loss
30
1000
300
10
100
最
終
質
量 3
最
終 30
質
量 10
3
3
10
30
初期質量
100
3 10 30 100 300 1000
初期質量
Heger et al. ’02, astro-ph/0211062
 Binary Evolution
― 銀河内の星の約2/3は binary
― binary のうち約半分はseparation が小さく進化に影響があるが、
詳細な元素合成計算はない
― 進化を決めるパラメター
― M1、q = M2/M1、A (semi major axis)、e (eccentricity)
― q ~ 1 → conservative mass transfer
q . 0.5 → rapid mass transfer & common envelope
― Intermediate mass stars
― WD + low mass companion : Cataclysmic Variable
― WD + WD : white dwarf merger → SNIa (?)
― WD + 1 » 2 M¯ : super soft X-ray source → SNIa (?)
― Massive stars
― massive star の約半分は close binary 中にあり、Fe core
形成前に primary star で Roche lobe overflow が起こる
― NS or BH + low mass MS or subgiant : LMXB → msPSR
― NS or BH + OB star : HMXB
― SNIa
Nomoto et al. ’84, ApJ 286, 644
― Al より軽い元素は生成しない
― Si ~ Ca には約1/3の寄与、Ti ~ Niには dominant な寄与
 Explosive Nucleosynthesis
― 重力崩壊型超新星では、matter を放出する際に
衝撃波加熱で元素合成が起こる
― 準静的進化での元素合成と爆発的元素合成を
あわせたものが最終生成物
― 元素合成は温度に非常に sensitive
― peak temperature とその持続時間が重要なパラメター
― T & 5£109 K → NSE : iron group
T » 4 - 5£109K → Si burning : 28Si、 32S、 36Ar、 40Ca
T » 3 - 4£ 109K → O burning : 28Si ~ 42Ca
T » 2.5 - 3£109K → Ne burning
T » 1.8 - 2.5£109K → C burnning
Na、24,25,26Mg
23
Al、29,30Si、31P
27
― 各燃焼は基本的に hydrostatic burning と同じ
元素合成と化学進化
― H から Zn にいたる太陽組成は基本的に再現できる
Timmes et al. ’95 ApJS, 98, 617
 Pop III での元素合成
 [Fe/H] . -2 は数世代目の星
metal poor star の元素
 [Cr/Fe]、[Mn/Fe] &
[Co/Fe]、[Zn/Fe] %
 Pair Instability Supernovaの寄与は?
― different IMF
 H burning の 初期に CNO は存在しない
― higher Tc
― smaller neutron excess
― larger odd-even effect
― a elements more abundant
 even Z 核はあまり影響を受けず、
太陽組成に近い
-4
-3
-2
-1
0
Ryan ’00 astro-ph/0001235
 Pair Instability Supernova
 140 - 260M¯ でおこる
Production factor of PISN
 C burning 後ペア生成により
不安定化し、重力崩壊
 爆発的 O burning と Si burning
により、星全体が爆発する
 incomplete Si burning で iron peak
elements が生成
― Zn、Co が少ない
Z
 odd Z 核は少なく、even Z 核は太陽組成
Heger et al. ’02, ApJ 567, 532
 Zn より重い元素、s-、r-process elements
は生成されない
Metal poor star の観測とあわない
 Hypernova
hypernova
 M& 20-25M¯ に
hypernova & BH formation ?
― jet-like explosion ?
 SN1997ef、SN1997dg、SN1998bw、
SN1999as、SN2002ap、SN2003dh
Nomoto et al. ’02 astro-p/0209064
Zn production
 [Zn/Fe]、[Co/Fe]、[V/Fe] %
[Mn/Fe]、[Cr/Fe] & を再現
 a-rich freezeout がより強まり、44Ti、
48
Cr、64Ge がより多く生成される
 [Si/O]、[S/O]、[Ar/O]、[Ca/O] などが
O burning でより多く生成される
Nomoto et al. ’01 astro-p/0110528
 星の中での鉄族元素までの合成の残された問題点
― いくつかの不定性は残る反応率
― 12C(a, g)16O
― Rauscher & Thieleman の標準反応率には factor 2 の不定性
Rauscher et al. ’00, At. Data Nucl. Data Tables 75, 1
― convection の扱い
― semiconvection
― overshooting
― mass loss の扱い
― progenitor の rotation & magnetic field
― supernova mechanism
― mass cut
― threshold for BH formation
― jet or asymmetry of explosion
― flame velocity
― binary での元素合成
― hypernova、pair instability supernova の寄与
§3.重元素合成
 鉄より重い元素は中性子捕獲により合成される
— 荷電粒子はクーロンバリアーで反応できない
— エネルギー的に損
— 中性子が存在する環境が必要
 中性子捕獲とβ崩壊のタイムスケールの大小関係に応じて
二つの合成ルートがある
— β崩壊のほうが速い:s-process
– β崩壊に対して安定な領域の端で元素合成が進む
–
— 中性子捕獲のほうが速い:r-process
– β崩壊に対して不安定な領域で元素合成が進む
–
太陽近傍組成
核図表
100
82
Z
Stable
Unstable
limit of Tachibana
50
50
126
28
20
82
50
8
8
20 28
50
0
N
0.0
10
100
10
10.0
10
-5/s
~ 10
 s-process
 n-capture が律速。b-stability line に沿って合成が進む
 N = 82、 126 (A = 138、208) の閉核に peak
 end point 209Bi : 209Bi(n, g)210Bi(b-)210Po(a)206Pb
 T, Nn が時間 t の間一定としたときの解析解
 magic 核以外では sNA が
ほぼ一定
 A . 90 に weak component
 branching は Nn、Tの情報を
与えてくれる
Kaeppeler et al. ’90, ApJ, 354, 630
 MS、S、C star (大気に CO が多い AGB 星)は
s-element rich
 main component
— He shell burning in low mass (. 3 M¯) AGB star
— 中性子源
—
— light s-element と heavy s-element の比や
branching 解析は 13C を示唆
— 13C を生成するには p と C の mixing が必要
 weak component
— core He burning in massive stars
— 中性子源 : 22Ne(a, n)25Mg
太陽組成への s- 、r- 、p-process の寄与
Arnould et al. ’99, Rep. Prog. Phys., 62, 395
太陽組成への s- 、r-process の寄与
Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995
 r-process
 b-decay が律速。b-decay に対して不安定な核のうえを
元素合成が進む
— very neutron-rich 核の mass、b-decay rate、fission barrier
などが必要だが、多くはまだ実験室で作られていない
— A = 80、130 の 閉核は可能かも
— b-delayed fission が endpoint をきめる
 (n, g) $ (g, n) 平衡
 iso-Sn line に沿って合成が進む : Sn ~ 1 - 4MeV % as T % or Nn &
Thielemann et al. ’01, astro-ph/0101476
 銀河内の r-element の量 : » 104 M¯
 Astrophysical Site はよくわかっていない
— primary : inhomogeneous BBN、supernova、binary、
wind from accretion disk、etc.
— secondary : explosive He、C burning、n irradiation 、
He core flash、NS accretion disk、 etc.
— Ultra Metal Poor star での
r-element の観測はprimary を示唆
(大きな分散は少数の寄与を示唆)
— hot neutron-rich matter の膨張
— SN or NS merger
— mixing からは SN
Qian ’00, ApJ 534, 67
— SNR には現在までに r-element
の観測なし
 少なくとも2つ以上のSite ?
( A . 90、A & 90 )
— n-wind ? prompt explosion ?
Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995
n Wind
~ 1000
• tdyn, S, Ye が重要
km
~ 100km
~ 10km
r-process
n, a, heavy nuclei
a-process
n, a, seed
n NSE
p, n n
•L ,e ,M ,R
などに依存する
※ 非常に極端なものしか
うまくいかない
— Massive NS ?
PNS
n
T ~ 3MeV~ 0.5MeV~ 0.2MeV
Otsuki et al. ’00, ApJ 533, 424
— Only for lighter elements ?
— Asymmetric wind ?
 p-process
 鉄より重い proton-rich nuclei で、s-、r-proces では
安定核にブロックされて b-decay で到達できないもの
 一般に存在量が少ない
 meteoritic sample が情報のほとんどで、天体での観測が
期待できない
 高温で、proton-rich な環境で起こる
複数のプロセスが関与?
― photo-disintegration of heavy nuclides
― (g, p)、(g, n)、(g, a)
― T9 ~ 2 – 3、 t . 1s
― A & 100
― astrophysical site はよくわからない
― supernova の O-shell における s-element の光分解
― CO white dwarf の Ia 型超新星
― Mo、Ru の不足
― 光分解の断面積がよくわかっていない
p-process elements
100
82
Z
Stable
Unstable
limit of Tachibana
50
-5
50
~ 10 /s
126
28
82
20
0.0
50
8
20
8
28
50
N
0
100
10
10.0
p-process elements
Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995
p-process in type II supernova
Arnould et al. ’01, astro-ph/0101383
― rapid p-capture (rp-process) on lighter p-nuclides
― (p, g) $ (g, p) が isotonic line にそって平衡
― b+-decay に対して不安定な核の上を合成が進む
― T9 ~ 2
― A . 100
― astrophysical site はよくわからない
― type I X-ray Bursts (NS 表面でのH燃焼の暴走)
― p-capture rate は測定されていない
― n-process : lowest abundance の p-nuclide を生成
― 138La (← 138Ba、139La)、180Ta (← 181Ta)
― n-wind 中で r-process とともに起こる?
Hoffman et al. ’96, ApJ 460, 478
― Ye に sensitive
rp-process path
Thielemann et al. ’01, astro-ph/0101476
 重元素合成のまとめ
 太陽組成に占める s-process と r-process の割合は
おおよそ半分ずつ p-process element はわずか
 s-process では、astrophysical site、核反応率も
比較的よくわかっており、astrophysical process
(主に物質混合と星の構造モデル)に主たる不定性がある
 r-process では astrophysical site がわからないのが
最大の問題
— UMP star 観測からのヒント
— SNR の観測
— 不安定核ビームによる nuclear physics の進展
— astrophysical modelling (e.g. SN) の進歩
 p-process では、観測、実験ともに困難
― 太陽近傍組成の説明が中心
まとめ
• 50年近く経た後もB2FH の枠組みは基本的
に変わっていない
• 軽元素、鉄族までの元素、重元素の起源の
定性的な理解はできている
• 程度の差はあるが、銀河の進化の文脈中で
元素合成の研究は進んでいくだろう
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元素の起源