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元素の起源

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）. 周期表. § ０．イントロダクション. 元素の種類：～１００種類 安定核　　　：～ ２７０ 種類 不安定核　 ：～ ６０００－８０００ 種類. 100. 82. Z. Stable. Unstable. limit of Tachibana. -5. 50. 50. ~ 10. /s. 126. 28. 82. 20. 50. N. 8. 10. 0. 0.0. 10.0. 28. 50. 100. 20.

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Presentation Transcript

  1. 元素の起源 山田 章一 早稲田理工

  2. 郡和範（大阪大学） 梅田秀之（東京大学） 和南城伸也（上智大学）

  3. 周期表 §０．イントロダクション 元素の種類：～１００種類 安定核　　　：～２７０種類 不安定核　 ：～６０００－８０００種類

  4. 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana -5 50 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 50 N 8 10 0 0.0 10.0 28 50 100 20 8 核図表

  5. 水素 太陽近傍組成 鉄 元素量 質量数

  6. 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

  7. by B2H Wallerstein et al. ’97 Rev. Mod. Phys. 69, 995

  8. 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 • 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。 • 定量的なモデル計算を行い、観測と比較する。 Nuclear Physics Astrophysics

  9. 太陽近傍組成と元素合成 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658

  10. §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

  11. 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

  12. BBN : • 初期条件

  13. 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

  14. 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 7Li : rate limited sensitive to h insensitive to Nn & mn / T Steigman ’03, astro-ph/0308511

  15. 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

  16. Dの観測 4He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

  17. Barger et al. ’03, Phys. Lett. B 566, 8 2 WMAP : WB h = 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 CMB（BBNの約４０万年後）との比較 Bennet et al. ’03, ApJ in press

  18. 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.

  19. 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

  20. 70 - 280MeV/nucleon の Cosmic Ray の組成 Mashnik ’00 Los Alamos National Laboratory Report LA-UR-00-3658

  21. 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

  22. Be、B は、Fe に比例 • B / Be = 10 – 30 • 6Li / 7Li = 0.05 • 6Li / 9Be = 20 – 80 • 11B / 10B = 4 • 7Li / 6Li = 12.5 at [Fe/H] ～ - 2.3 at solar birth 観測 B Be Vangioni-Flam et al. ’00 Phys. Rep. 333, 365 [Fe/H]

  23. 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

  24. 星の寿命 • M.0.8-1.0M¯の星は Hubble timeで主系列を 離れない §２．星の中での元素合成 • 星の進化 ＝元素合成 Ref.: Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995 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

  25. 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

  26. 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

  27. Carbon, Neon and Oxygen Burning （B2FHの a-process にかわる反応） • Carbon Burning • Oxygen Burning • Neon Carbon Burning

  28. 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、$ C が平衡になり、全ての元素が 　　化学平衡に達する

  29. 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

  30. 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

  31. 30 1000 300 10 100 最終質量 最終質量 30 10 3 3 3 10 30 100 3 10 30 100 300 1000 初期質量 初期質量 • Massive Star の Mass Loss Heger et al. ’02, astro-ph/0211062

  32. 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

  33. 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 23Na、24,25,26Mg T » 1.8 - 2.5£109K → C burnning 27Al、29,30Si、31P • 各燃焼は基本的に hydrostatic burning と同じ

  34. 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

  35. Pop III での元素合成 metal poor star の元素 • [Fe/H] . -2は数世代目の星 • [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

  36. Pair Instability Supernova • 140 - 260M¯でおこる • 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 • odd Z 核は少なく、even Z 核は太陽組成 • Zn より重い元素、s-、r-process elements は生成されない Production factor of PISN Z Heger et al. ’02, ApJ 567, 532 Metal poor star の観測とあわない

  37. Hypernova hypernova • M& 20-25M¯に hypernova & BH formation ? • jet-like explosion ? • SN1997ef、SN1997dg、SN1998bw、 SN1999as、SN2002ap、SN2003dh • [Zn/Fe]、[Co/Fe]、[V/Fe] % [Mn/Fe]、[Cr/Fe] &を再現 • a-rich freezeoutがより強まり、44Ti、 48Cr、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. ’02 astro-p/0209064 Zn production Nomoto et al. ’01 astro-p/0110528

  38. 星の中での鉄族元素までの合成の残された問題点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

  39. §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

  40. 太陽近傍組成 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana -5 50 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 50 N 8 28 50 100 20 8 10 0 10 10 0.0 10.0 核図表

  41. 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

  42. 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

  43. 太陽組成への s- 、r- 、p-process の寄与 Arnould et al. ’99, Rep. Prog. Phys., 62, 395

  44. 太陽組成への s- 、r-process の寄与 Wallerstein et al. ’97, Rev. Mod. Phys. 69, 995

  45. 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&

  46. Thielemann et al. ’01, astro-ph/0101476

  47. 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

  48. ～ 1000 km r-process n, a, heavy nuclei ～ 100km a-process n, a, seed n NSE p, n ～ 10km n n PNS T ～3MeV ～ 0.5MeV ～ 0.2MeV n Wind • tdyn, S, Yeが重要 • 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 ? • Otsuki et al. ’00, ApJ 533, 424 • Only for lighter elements ? • Asymmetric wind ?

  49. 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

  50. 100 82 Z Stable Unstable limit of Tachibana -5 50 50 ~ 10 /s 126 28 82 20 50 N 8 10 0 0.0 10.0 28 50 100 20 8 p-process elements

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