短寿命放射性核種存在度と超新星元素合成モデルから推定する太陽系形成環境／三木，瀧川，橘，Huss

135

特集「物質科学的研究・観測的研究で探る惑星系の誕生と進化」

短寿命放射性核種存在度と超新星元素合成モデルから推定する太陽系形成環境
1

1

1

2

三木 順哉 ，瀧川 晶 ，橘 省吾 ，Gary R. Huss

（要旨）隕石の同位体分析から，初期太陽系には複数の短寿命放射性核種が存在したことが確認されている．半
減期が数10万年から数100万年程度の短寿命放射性核種の存在の証拠は、これらの核種が太陽系形成の直前または直後に合成され，太陽系内固体物質に取り込まれたことを示唆している．
本稿では，初期太陽系短寿命放射性核種の存在度を説明するための超新星元素合成モデル（Mixing-Fallback
41

26

53

60

モデル）を紹介し，20太陽質量以上の巨星の「暗い超新星爆発」で， Ca， Al， Mn， Feの存在度を整合的に説明できることを示す．また，その巨星は太陽系のもととなった分子雲コア（もしくは誕生直後の原始太陽系円盤）の近傍にあり，太陽系が誘発的星形成領域で産まれた可能性が高いことを提案する．

1.短寿命放射性核種とその起源

10とによって合成される核種と考えられており， Beの発見は，初期太陽系内部における高エネルギー粒子相

129

1960年，リチャードソン隕石中に Xeの過剰が発互作用によって初期太陽系の短寿命核種がつくられた

見されて以来，現在までに，初期太陽系には複数の短ことの“動かぬ証拠”であると考えられた．この発見

寿命放射性核種が存在したことが，隕石の同位体分析

以降，他の短寿命核種についても，粒子相互作用によによって確認されている[1]（表1）．半減期が数10万る元素合成でその存在度を説明しようと，多くの試み

年から数100万年程度と短いこれらの核種は，太陽系がなされた（例えば[3]）．

初期進化のイベントの時間間隔を精度良く測定する時し か し，2003年，Tachibana and Huss（2003）[4]

計として太陽系年代学に利用され，また，小惑星内部によって普通コンドライト中に初期太陽系における分化の熱源として注目されてきた．そして何より，短60

時間で崩壊し消滅してしまう放射性核種が初期太陽系60に存在していたことは，これらの核種が太陽系形成時，される太陽系初期の存在度（ Fe/ Fe ～ 2x10 ）は太あるいはその直前に合成され，太陽系にもたらされた陽系形成直前の元素合成を必ずしも必要とせず，星ことを示唆しており，初期太陽系の環境推定の大きな間空間に定常的に存在する Feを太陽系材料物質が手がかりとなるはずである．

取り込んだとして説明可能なものであった．これに2000年，太陽系でつくられた最古の固体物質である
10

CAI（Ca-Al-rich Inclusion）内部に Be（平均寿命（τ）
10

Fe（平均寿命:τ=2.20Myr）の存在が確認された．
Feの存在は分化隕石中に確認されていたが[5]，推定
60

56

-8

60

60

60

56

対し，新たに見積もられた Feの存在度（ Fe/ Fe ～-7

（5-10）x10 ）[4, 6]は太陽系形成直前の元素合成を必
60～ 2.20 Myr）が存在した証拠が確認された[2]． Be

要とするもので， Feは恒星内部でのみ合成される核は宇宙空間で高エネルギー粒子が相互作用を起こすこ種と考えられることから，今度は Feが初期太陽系

1. 東京大学 大学院理学系研究科 地球惑星科学専攻
2. ハワイ大学マノア校 地球物理学・惑星学研究所

60の短寿命放射性核種が恒星からもたらされたものであることの“動かぬ証拠”と考えられるようになっ136

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
表1

初期太陽系に存在した短寿命放射性核種とその存在度 [1,7,8]

親核種
娘核種
平均寿命（Myr）*
10
10
Be
B
2.20
26
26
Al
Mg
1.03
36
36
Cl
Ar, 36S
0.43
41
41
Ca
K
0.15
53
53
Mn
Cr
5.30
60
60
Fe
Ni
2.20
107
107
Pd
Ag
9.4
129
129
I
Xe
23
182
182
Hf
W
13
* 平均寿命× ln（2）= 半減期．Myr = 106 年．

初期存在度
10
Be/9Be ～ 10-3
26
Al/27Al ～ 5 x 10-5
36
Cl/35Cl > 5 x 10-6
41
Ca/40Ca ～ 1.4 x 10-853
Mn/55Mn ～（9-14）x 10-6
60
Fe/56Fe ～（5-10）x 10-7
107
Pd/108Pd ～ 4.5 x 10-5
129
I /127I ～ 10-4
182
Hf/180Hf ～ 10-4た．短寿命放射性核種の供給源の候補として，恒星

太陽系形成直前または直後に合成される必要のある短

質量が1 ～ 8太陽質量（MSun）程度の星がその進化の寿命放射性核種 Al（τ=1.03Myr）， Cl（τ=0.43Myr），

最終段階で経験すると考えられている漸近巨星分枝

41

26

36

53

60

C a（τ= 0 . 1 5 M y r ）， M n（τ= 5 . 3 0 M y r ）， F e（Asymptotic Giant Branch）にあるAGB星や，質量（τ=2.20Myr）の存在度を，超新星からの供給で説明

が8MSun以上の星が起こす超新星爆発，非常に質量ができないかを検討した．さらに観測から明らかになっ

大きく，激しい質量放出を起こしているWolf-Rayetてきた星形成領域の姿[12]を踏まえ，これらの計算結星などが考えられているが，そのいずれも多くの短果から導かれる太陽系形成環境について考察を行っ

寿命放射性核種の存在度を矛盾無く説明できる解をた．

見つけられていない[7]．例えば，超新星からの供給53を考えた場合， Mnの存在度が初期太陽系の推定存
53552.超新星元素合成・爆発モデル-6

在度（ Mn/ Mn ～（6-14）x10 ）よりも大きくなり
53

過ぎることが知られている． Mnは星の中心付近で
53合成されるため，中心核の強い重力で Mnを引き戻し，
53

Mnのほとんどは外に飛び出さないとするFallback53

ここでは，超新星における元素合成モデルおよび超新星爆発の際の爆発モデルについて説明する．
恒星における元素合成（つまり核融合反応）は，基モデルも考えられているが[8]，この場合， Mnの供本的に最も圧力が大きく，温度の高い星の中心部分で給源を他に求める必要がある． 3-5 MSunのAGB星は起こる．元素合成の詳細はここでは述べないが，中心

26

Al， Ca， Feの存在度を説明できる可能性がある部で徐々に重い元素が作られていく結果，爆発前の超が[9]，比較的質量が小さく寿命の長い星の進化の最新星は中心部から外層部にかけて，重い元素から軽い

終段階であるAGB星が，星が生まれるという10万年

元素が層構造，いわゆるタマネギ構造を形成する．中スケールのイベントに遭遇する確率は低い[10]．また，

心には， Niの核（コア）が形成され，その外側にケ

41

60

56

60

イ素が燃焼している層，さらにその外側に炭素/酸素の Feを供給することが出来ない．

60が燃焼している層，ヘリウムが燃焼している層，そしこのように，短寿命放射性核種の存在度を矛盾無て一番外側に水素が層を形成している． Niの中心核

く説明できるような供給源は，現在までに見つけらまで形成した重い恒星は，その高密度な核を力学的れていない．今回，我々は，近年，超金属欠乏星のに支えきれなくなり，中心核が重力的な崩壊を起こし，元素組成を説明するために提唱されているMixing-

その生涯を超新星爆発によって終える．超新星爆発後

Fallbackモデル[11]を用いて，比較的平均寿命が短く，には中心核が残骸として残る．この超新星爆発の際に，

Wolf-Rayet星は Feの存在度を説明するに十分な量56

短寿命放射性核種存在度と超新星元素合成モデルから推定する太陽系形成環境／三木，瀧川，橘，Huss

137

53

中心部から衝撃波が通り過ぎていき，この衝撃波によて， Mnがすべて放出される（単純爆発モデルに対応），って各層では“爆発的元素合成”が起こる．このよう

もしくは Mnがほとんど放出されないという両極端な過程で合成される元素の種類や量を計算したのが元なケースとなる．このため，太陽系の Mn量を説明

素合成モデルである[11,13-15]．本稿では，重力崩壊するためには，Si不完全燃焼領域の一部だけが放出さした核以外がすべて放出される場合を単純爆発モデル

れるという特殊な場合を考える必要がある[8]．

と呼ぶことにする．

53

53

近年，Fallbackモデルを改良したMixing-Fallback

爆発エネルギーが単純爆発モデルより小さい場合
51

モデルが，宇宙初期につくられた非常に金属量が少な（<10 erg）には，核付近にある物質が中心核の重力い星（超金属欠乏星）の元素組成を説明するモデルに引き戻されて落下し，外部に放出されないことが起として提案されている[11]．Mixing-Fallbackモデル

こりうる．この場合をFallbackモデルと呼ぶ[8]．超は，中心付近の重い元素がより軽い元素が存在する外56

56

新星は放出された Niが Feに壊変する過程で発生す側の層に飛び出していく際に，星の内部でRayleigh-るγ線によって放出物質が加熱されることによって輝Taylor不安定が生じて，ある半径内で物質の混合56

くが，小さな爆発エネルギーの超新星は Niの放出量（mixing）が起こり，混合された物質のうちの大部が少ないため，「暗い超新星（Faint Supernova）」と

分 は 中 心 核 に 引 き 戻 さ れ る が（fallback），一部はして観測される．

放出される，というモデルである（図1）．Mixing53

Fallbackモデルは中心付近で合成される Mnの放Fallbackは大質量星（>20MSun）が，小さな爆発エネ

出量だけを調整するのに有効であると考えられているルギーで超新星爆発を起こす際に実現すると考えら

53

が， MnはSiの不完全燃焼領域という限られた場所

れている（爆発エネルギーの大きな超新星爆発でもで効率的に合成されているため，タマネギ構造のど

Mixing-Fallbackは起こるが，今回の計算では取り上の辺りの物質までが中心核に引き戻されるかによっげない）．超新星の観測から，大質量星は単純爆発せずに，暗い超新星もしくは極超新星（爆発エネ
ルギーが単純爆発より大きい）として最後を迎えることが示唆されている[11]．極超新星はγ線バーストとの関連も指摘されているが，γ線バーストの発生頻度と大質量星の存在度を考慮すると，極超新星となる大質量星は少なく，
暗い超新星となる確率の方が高いのではないかと考えられる[野本 私信]．暗い超新星の観測例は多くないが，これは「暗い」ためであろう．
本研究では，中心核のみを残して外層を全て放出する単純爆発モデルについて[11,13-15]の元素合成モデルを，Fallbackモデルについて[13]の元素合成モデルを，Mixing-Fallback
モデルについて[11]の元素合成モデルをそれぞ

図 1： Mixing-Fallback 型超新星爆発．混合領域の大部分は中心核に落下し，一部だけが放出される．

れ用いる．

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日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007
ら推定されている存在度の不確定性の幅が異なるの ᧄ⎇ⓥߢߪ㧘ਛᔃᩭߩߺࠍᱷߒߡᄖጀࠍోߡ᡼಴ߔࠆන⚐῜⊒ࡕ࠺࡞ߦߟ޿ߡ[11,13-15]
3.
太陽系材料物質への超新星物
で（[1,7,8参照]）， Al/ Alの推定値（5 x 10 ）に10%，ߩర⚛วᚑࡕ࠺࡞ࠍ㧘Fallback ࡕ࠺࡞ߦߟ޿ߡ[13]ߩర⚛วᚑࡕ࠺࡞ࠍ㧘Mixing-Fallback ࡕ࠺
質の混合Ca/ Ca（1.4 x 10 ）に10%， Mn/ Mn（9 x 10 ）に
26࡞ߦߟ޿ߡ[11]ߩర⚛วᚑࡕ࠺࡞ࠍߘࠇߙࠇ↪޿ࠆ㧚

41

40

27

-5

-8

60

53

56

55

-6

-7

太陽のような恒星は，宇宙空間において他の空間よ50%， Fe/ Fe（7.5 x 10 ）に30%の不確定性を持たせ，りも密度の大きい分子雲コアと呼ばれる領域が何らかそれぞれの不確定性に応じた重みをつけて，最適値をの要因によって密度擾乱を起こし，自らの重力で収縮探した（重みの付け方を変えても，推定されるf0，Δ

していくことによって生まれる．その後，中心星とそなど結果は大きく変わらず，以降の議論には影響しな

3. 太陽系材料物質への超新星物質の混合36 ᄥ㓁ߩࠃ߁ߥᕡᤊߪ㧘ቝቮⓨ㑆ߦ߅޿ߡઁߩⓨ㑆ࠃࠅ߽ኒᐲߩᄢ߈޿ಽሶ㔕ࠦࠕߣ๭߫ࠇ
の周りを取り巻く原始惑星系円盤が形成され，惑星をい）． Clは初期存在度が不確定であり，また初期太ࠆ㗔ၞ߇૗ࠄ߆ߩⷐ࿃ߦࠃߞߡኒᐲᡓੂࠍ⿠ߎߒ㧘⥄ࠄߩ㊀ജߢ෼❗ߒߡ޿ߊߎߣߦࠃߞߡ

生み出す母胎となる．太陽系材料物質の分子雲コアも陽系内で不均一に分布していた可能性も指摘されてい↢߹ࠇࠆ㧚ߘߩᓟ㧘ਛᔃᤊߣߘߩ๟ࠅࠍขࠅᏎߊේᆎᖺᤊ♽౞⋚߇ᒻᚑߐࠇ㧘ᖺᤊࠍ↢ߺ಴

しくは原始太陽系円盤に，超新星からの短寿命放射性るため[16]，f0，Δの決定には用いず，参考までに存核種が混合されたと考えよう．太陽系での最初の固体

在量の推定をおこなった．

ߔᲣ⢝ߣߥࠆ㧚ᄥ㓁♽᧚ᢱ‛⾰ߩಽሶ㔕ࠦࠕ߽ߒߊߪේᆎᄥ㓁♽౞⋚ߦ㧘⿥ᣂᤊ߆ࠄߩ⍴ኼ๮᡼኿ᕈᩭ⒳߇ᷙวߐࠇߚߣ⠨߃ࠃ߁㧚ᄥ㓁♽ߢߩᦨೋߩ࿕૕‛⾰ᒻᚑᤨߩ᡼኿ᕈᩭ⒳
R ߩI
I
R

R

物質形成時の放射性核種Rの存在度は，N，N をそれI
R

Mixing-Fallbackモ デ ル の 場 合，N ENV，N ENVは 超

ぞれ安定核種I，放射性核種Rの量として，（1）式で新星爆発時に中心核からどの程度の半径（MMix）まあらわされる（例えば[9]）．

でが混合を起こし，混合が起こった領域内の物質のどሽ࿷ᐲߪ㧘N 㧘N ࠍߘࠇߙࠇ቟ቯᩭ⒳ I㧘᡼኿ᕈᩭ⒳ R ߩ㊂ߣߒߡ㧘(1)ᑼߢ޽ࠄࠊߐࠇࠆ(଀߃߫[9])㧚

N
NI

R

N f0  eI
N 0I  N ENV
f0
R ' /W R

ENVの程度の割合（Q）が外に放出されるか，という2つ

(1)

（1）

のパラメータに支配されるため，これら2つのパラメ

I

ここで，N 0は太陽系物質中に元々存在した安定核ータを理論や観測と整合的と考えられる範囲内で変動

I
IR
 ߎߎߢ㧘 Nߪᄥ㓁♽‛⾰ਛߦర‫ޘ‬ሽ࿷ߒߚ቟ቯᩭ⒳I ߩ㊂㧘 N ENV
㧘 N ENVߪ⿥ᣂᤊ᡼಴‛ਛIR
0

種 I の量，N ENV，N ENVは超新星放出物中の安定核種させ，f0およびΔを決定した．

ߩ቟ቯᩭ⒳ I ߅ࠃ߮᡼኿ᕈᩭ⒳ R ߩ㊂ߢ޽ࠅ㧘 f 0 㧘 ' ߪߘࠇߙࠇ㧘⿥ᣂᤊ߆ࠄߩ᡼಴‛ߩᄥI および放射性核種Rの量であり，f0，Δはそれぞれ，

4. 超新星モデルから推定する短㓁♽‛⾰߳ߩᏗ㉼₸㧘⿥ᣂᤊ῜⊒߆ࠄ࿕૕‛⾰ᒻᚑ߹ߢߩᤨ㑆㑆㓒ߢ޽ࠆ㧚߹ߚ㧘
W R ࠍ᡼኿

超新星からの放出物の太陽系物質への希釈率，超新星

ᕈᩭ⒳ R ߩᐔဋኼ๮ߣߔࠆ㧚ᑼ(1)ߩಽᲣߪర‫᧚ߩޘ‬ᢱ‛⾰ਛߦሽ࿷ߒߚ቟ቯᩭ⒳ߩ㊂ߣ⿥ᣂ
寿命放射性核種の太陽系初期爆発から固体物質形成までの時間間隔である．また，ᤊ߆ࠄ߽ߚࠄߐࠇߚ቟ቯᩭ⒳ߩ㊂ߩว⸘ߢ㧘⿥ᣂᤊ῜⊒ߩ᡼಴‛߇ᷙวߒߚᓟߩᄥ㓁♽ౝߩ
存在度

τRを放射性核種Rの平均寿命とする．式（1）の分母は቟ቯᩭ⒳ߩ㊂ߢ޽ࠆ㧚ᑼ(1)ߩಽሶߪ⿥ᣂᤊ῜⊒᡼಴‛ߩᷙวᓟ㧘ᦨೋߩ࿕૕‛⾰ᒻᚑ߹ߢߩ

元々の材料物質中に存在した安定核種の量と超新星かߩ㊂ߢ޽ࠆ㧚੹࿁⠨߃ࠆᩭ⒳ߪో
ᦼ㑆( ' )ߩ᡼኿ᕈᩭ⒳፣უߩലᨐࠍ⠨ᘦߒߚ᡼኿ᕈᩭ⒳ R4.1
単純爆発モデルらもたらされた安定核種の量の合計で，超新星爆発のߡᐔဋኼ๮߇⍴޿ߩߢ㧘ᄥ㓁♽ߩరߣߥࠆಽሶ㔕ࠦࠕ߇ߘࠇએ೨ߦ฽ࠎߢ޿ߚ R ߪోߡ፣უ

放出物が混合した後の太陽系内の安定核種の量である．
単純爆発モデルで予測される短寿命放射性核種存在ߒߡ߅ࠅ㧘ᷙว߇⿠ߎࠆᤨὐߢߪ R ߇ሽ࿷ߒߡ޿ߥ޿ߣ઒ቯߔࠆ㧚߹ߚ㧘
N I ߪᄥ㓁♽ߩర⚛
0

式（1）の分子は超新星爆発放出物の混合後，最初の度を示す（図2）．グラフ横軸は恒星質量，縦軸はモデሽ࿷ᐲࠍၮߦ㧘1MSun ޽ߚࠅߦ฽߹ࠇࠆ቟ቯᩭ⒳ I ߩ‛⾰㊂ߣߔࠆ㧚
固体物質形成までの期間（Δ）の放射性核種崩壊の効ル計算で得られる各核種の初期存在度を，隕石の分析
 f 0 ߣ ' ߩ୯ࠍᄌൻߐߖߡ㧘26Al㧘41Ca㧘53Mn㧘60Fe ߩሽ࿷ᐲࠍᑼ(1)ࠍ↪޿ߡ⸘▚ߒ㧘㓓⍹ߩಽᨆ߆ࠄᓧࠄࠇߡ޿ࠆೋᦼሽ࿷ᐲߣߩߕࠇ߇ᦨዊߦߥࠆࠃ߁ߥ
果を考慮した放射性核種Rの量である．今回考える核から推定されている初期存在度で規格化した値である．
f 0 㧘 ' ࠍ᳿߼ࠆ㧚ߚߛߒ㧘ᩭ⒳ߦࠃߞߡ㓓⍹߆ࠄផቯߐࠇߡ޿ࠆሽ࿷ᐲߩਇ⏕ቯᕈߩ᏷߇⇣ߥࠆߩߢ([1,7,8 ෳᾖ])㧘
種は全て平均寿命が短いので，太陽系の元となる分子Clに関しては参考としてHsu
et al.（2006）[17]での
36

26

27

60

56

-5

41

-8

40

53

55

-6

Al/ Al ߩផቯ୯ (5 x 10 ) ߦ 10%㧘 Ca/ Ca (1.4 x 10 ) ߦ
10%㧘 Mn/ Mn (9 x 10 ) ߦ 50%㧘雲コアがそれ以前に含んでいたRは全て崩壊しており，測定値で規格化した値をプロットしている．
-7

Fe/ Fe (7.5 x 10 ) ߦ 30%ߩਇ⏕ቯᕈࠍᜬߚߖ㧘ߘࠇߙࠇߩਇ⏕ቯᕈߦᔕߓߚ㊀ߺࠍߟߌߡ㧘
混合が起こる時点ではRが存在していないと仮定する．
合成される各核種の量は元素合成モデルによってば
ᦨㆡ୯ࠍតߒߚ
(㊀ߺߩઃߌᣇࠍᄌ߃ߡ߽㧘ផቯߐࠇࠆ f 0 㧘 ' ߥߤ⚿ᨐߪᄢ߈ߊᄌࠊࠄߕ㧘I

また，N 0は太陽系の元素存在度を基に，1MSunあたり

らつきがあるが，どのモデルを用いても希釈率 f0 ～に含まれる安定核種 I の物質量とする．

10 ，元素合成から固体物質形成までの時間Δ～ 0.8-1એ㒠ߩ⼏⺰ߦߪᓇ㗀ߒߥ޿)㧚36Cl ߪೋᦼሽ࿷ᐲ߇ਇ⏕ቯߢ޽ࠅ㧘߹ߚೋᦼᄥ㓁♽ౝߢਇဋ৻
-4ߦಽᏓߒߡ޿ߚน⢻ᕈ߽ᜰ៰ߐࠇߡ޿ࠆߚ߼[16]㧘
f 0 㧘 ' ߩ᳿ቯߦߪ↪޿ߕ㧘ෳ⠨߹ߢߦሽ
26
41
53
60
f0と Δ の 値 を 変 化 さ せ て， Al， Ca， Mn， Fe

Myr程度となり，計算される各核種の存在度の傾向はの存在度を式（1）を用いて計算し，隕石の分析か一致する．単純爆発モデルの最大の問題は Mnの供ら得られている初期存在度とのずれが最小になるよ

給量が多くなり過ぎることであり，この結果は，過去

うな f0 ，Δを決める．ただし，核種によって隕石かの研究[8]とも整合的である．供給される短寿命核種

࿷㊂ߩផቯࠍ߅ߎߥߞߚ㧚

553

短寿命放射性核種存在度と超新星元素合成モデルから推定する太陽系形成環境／三木，瀧川，橘，Huss

139

が少ない場合には，その核種について他の起源を考え合成されるSi不完全燃焼領域が完全にFallback領域にることで問題が解決される可能性があるが，Fallbackあるためである．Fallback領域の境界が，恒星内部を起こさない単純爆発モデルは，100 ～ 1000倍程度もでもSi不完全燃焼領域という狭い領域内に存在する

53

53

多く Mnが供給されてしまうことになり，初期太陽場合には Mnの存在度を説明できる可能性はあるが，系の短寿命核種の起源としてふさわしいとは言い難い．

Fallbackモデルが一般的に Mnの存在度を説明でき

60

26

53

60

また， Feと Alの相対存在度が説明できない（ Feがるモデルであるとは言い難い．Fallbackモデルの場合，2653Alに比べて多くなる）という問題もある．

Mnに関しては別の起源を考えるか，Fallbackについて特殊な条件を課す必要がある．また，このモデル

4.2 Fallbackモデル

60

26

でも Feと Alの相対存在度は説明できないという問大質量星が爆発エネルギーの小さな超新星爆発を起

題が残る．

こす場合，放出物の中心核への引き戻し（Fallback）

4.3 Mixing-Fallbackモデルが起こる． Woosley and Weaver（1995）[13]では，30MSun，35MSun，40MSunといった大質量星の超新星

中 心 核 付 近 の 物 質 の 混 合 を 考 慮 し たMixing-

爆発に関してFallbackの効果が見積もられており，そFallbackモデルでの短寿命放射性核種の推定存在度の53のモデル結果を用いると，今度は Mnの存在度が小例を図4に示す．Mixing-Fallbackモデルでは，単純5353

さくなり過ぎることが分かる（図3）．これは Mnが26Al/ 27Al

36Cl/ 35Cl

26

爆発モデルやFallbackモデルに見られた Mn量や Al，

41Ca/ 40Ca

53Mn/ 55Mn

60Fe/ 56Fe

1000

1000

100

100

10

10

1

1

0.1

Woosley & Weaver, 1995
10

15

20

25

30

35

Rauscher et al., 2002
15

40

17

19

21

23

0.1

25

1000

1000

100

100

10

10

1

1

0.1

Chieffi & Limongi, 2004
10

15

20

25

30

35

Nomoto et al., 2006
40 10

15

20

25

30

35

40

45

0.1

恒星の質量 [MSun]
図 2： 単純爆発モデル [11,13-15] で予測される短寿命放射性核種存在度．グラフ横軸は恒星質量，縦軸はモデル計算で得られる各核種の初期存在度を隕石からの推定値で規格化した値を表す．

140

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

1000
26Al/27Al
36Cl/35Cl

100

41Ca/40Ca
53Mn/55Mn

10

60Fe/56Fe

1
0.1
0.01
0.001

10

15

20

25

30

35

40

恒星の質量 [MSun]
図 3： Fallback モデル (30-40MSun; [13]) で予測される短寿命放射性核種存在度．25MSun 以下の超新星の結果は図 1 と同じく単純爆発モデル．

10

126Al/27Al
36Cl/35Cl

41Ca/40Ca

53Mn/55Mn
60Fe/56Fe

0.1

20

25

30

35

40

恒星の質量 [MSun]
図 4： Mixing-Fallback モデル [11] で予測される短寿命放射性核種存在度の例．20MSun，25MSun，30MSun，40MSun の各場合について，混合境界 (MMix) は恒星中心から 3.1MSun，3.0MSun，6.7MSun，11.8MSunに位置し，混合層からの放出割合 (Q) は 0.001，0.005，0.001，0.005．

短寿命放射性核種存在度と超新星元素合成モデルから推定する太陽系形成環境／三木，瀧川，橘，Huss

26 Al/ 27 Al

36 Cl/ 35 Cl

41 Ca/ 40 Ca

100

53 Mn/ 55 Mn

60 Fe/ 56 Fe

100

25Msun, Q = 0.001
10141

20Msun, Q = 0.005

10

1

1

0.1

0.1
0.01

0.01
1.5

2

2.5

3

3.5

4

4.5

5

1.6

5.5

100

2

2.4

2.8

100

25Msun, Q = 0.005
10

3.2

30Msun, Q = 0.005

10

1

1

0.1

0.1

0.01

0.01
1.5

2

2.5

3

3.5

4

4.5

5

5.5

100

2

3

4

5

100

25Msun, Q = 0.01
10

6

7

40Msun, Q = 0.005

10

1

1

0.1

0.1

0.01

0.01
1.5

2

2.5

3

3.5

4

4.5

5

5.5

2

4

6

8

10

12

14

混合境界 [MSun]
図 5： Mixing-Fallback モデルにおいて，混合領域の境界（星の中心からの質量で表現），混合領域からの放出率 Q，および恒星質量を変化させた場合に予測される短寿命放射性核種存在度．各グラフにお53
60
いて，混合境界 (MMix) が中心核に近く Mn 量が増加する付近，混合境界が中心核から遠く Fe 量が減少する付近にそれぞれ Si-C/O 燃焼層境界，C/O-He 燃焼層境界がある．

60

26

41

53

Feの相対存在比の問題もなく， Al， Ca， Mn，

60

Feの存在度を全て同時に2 ～ 3倍の範囲内で説明す
36

割合（Q）という2つのパラメータがあることを述べた．
自由に決定できるパラメータが増えれば，前述の2つることができる可能性があることがわかる． Clに関のモデルに比べて，より整合的に説明できるモデルにしては，隕石の分析から得られている太陽系初期存在なるのは当然のように思われる．しかし，本モデルで度の下限値をうまく説明するが，実際の存在度はもっはMMix，Qの値には強く依存せずに，短寿命放射性核と高い可能性や不均一分布の可能性もあるため．これ

種存在度をうまく説明できることを以下に示す．

以上は議論しない．

恒星内部は超新星爆発を起こす直前にタマネギ構造

Mixing-Fallbackモデルには混合が起こる領域の大をしていることは述べた．超金属欠乏星の元素存在度

きさ（MMix）と，混合領域から外へ飛び出す物質のを説明するためには，Mixing-Fallbackモデルにおけߪ Mixing-Fallback ߩᓇ㗀ࠍฃߌߕ㧘60Fe ߦᲧߴߡሽ࿷ᐲ߇Ⴧടߒ㧘60FߦᲧߴߡዊߐߊߥࠅ㧘ᄥ㓁♽ߩផቯ୯ߦㄭߊߥߞߡ޿ࠆ㧚142

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

るMMixは炭素/酸素燃焼層～ヘリウム燃焼層の底くら

5.
太陽系形成環境
f0，Δから太陽系がど述べた．ここでは，推定されたいまでと考えられている[11]．また，Qは観測される

のような環境で生まれ，固体物質を形成するまで進化೨▵ߢ‫ޟ‬ᥧ޿⿥ᣂᤊ‫ߩࠄ߆ޠ‬᡼಴‛߇㧘1MSun ߩᄥ㓁♽‛⾰ߦኻߒߡ

暗い超新星の Ni量（例えば[11]）を説明するためには♽‛⾰ߦᷙวߐࠇ㧘⚻ㆊᤨ㑆' ~1Myr ߢᄥ㓁♽ᦨೋߩ࿕૕‛⾰߇ᒻᚑߐしたかを考察する．

0.001 ～ 0.01程度とされている．観測によって制約さ

26
Al㧘41Ca㧘53Mn㧘60Fe ߩೋᦼᄥ㓁♽ሽ࿷ᐲࠍᢛว⊛ߦ⺑᣿ߢ߈ᕈᩭ⒳超新星からの放出物の太陽系物質への混合として，れる範囲内でMMix，Qが変化するとき，計算される短ߎߢߪ㧘ផቯߐࠇߚ f 0 㧘 ' ߆ࠄᄥ㓁♽߇ߤߩࠃ߁ߥⅣႺߢ↢߹ࠇ㧘࿕૕（a）放出物が太陽系のもととなった分子雲コアに取り

寿命放射性核種の初期存在度を図5に示す．

ㅴൻߒߚ߆ࠍ⠨ኤߔࠆ㧚込まれる，（b）放出物が原始太陽系円盤に取り込ま

56

MMix，Qを観測で要請される範囲内で変化させても，MMixが炭素/酸素燃焼層内であれば，初期太陽系
26

41

53

60

の Al， Ca， Mn， Fe存在度を従来のモデル（図2,3）に比べて，よりよく説明できることがわかる．す ⿥ᣂᤊ߆ࠄߩ᡼಴‛ߩᄥ㓁♽‛⾰߳ߩᷙวߣߒߡ㧘(a)᡼಴‛߇ᄥ㓁♽れる，の2つのケースを考える．

㔕ࠦࠕߦขࠅㄟ߹ࠇࠆ㧘(b)᡼಴‛߇ේᆎᄥ㓁♽౞⋚ߦขࠅㄟ߹ࠇࠆ㧘ߩ
超新星爆発によってその放出物はほぼ球対称に広が

ࠆ㧚

っていき，
ある距離を隔てた位置にある分子雲コア（あ ⿥ᣂᤊ῜⊒ߦࠃߞߡߘߩ᡼಴‛ߪ߶߷⃿ኻ⒓ߦᐢ߇ߞߡ޿߈㧘޽ࠆ〒
るいは原始太陽系円盤）まで進み，そこで原始太陽系

ࠆಽሶ㔕ࠦࠕ(޽ࠆ޿ߪේᆎᄥ㓁♽౞⋚)߹ߢㅴߺ㧘ߘߎߢේᆎᄥ㓁♽ߦ

なわち，Mixing-Fallbackモデルを用いると，初期太f0は分に取り込まれると仮定する．この場合，希釈率ߔࠆ㧚ߎߩ႐ว㧘Ꮧ㉼₸
f 0 ߪಽሶ㔕ࠦࠕ(޽ࠆ޿ߪේᆎᄥ㓁♽౞⋚)ߩ᝝

陽系短寿命放射性核種の存在度を特殊な条件を課すこ子雲コア（あるいは原始太陽系円盤）の捕獲断面積（立߹ࠆߣ⠨߃ࠄࠇ㧘ᰴߩࠃ߁ߦᦠߌࠆ[18]㧚

となく，整合的に説明できると言える．また，このと体角）で決まると考えられ，次のように書ける[18]．

き，f0 ～（1-4）x10 ，Δ～ 0.8-1Myrで，他のモデルと-4同程度の値を取る．
53

Mixing-Fallbackモデルにおいて， Mn量が単純爆

f0

Sr 2 M SunD 
4 SD 2 M target（2）

ここで，r を分子雲コア（あるいは原始太陽系円盤）

発モデルより少なく，Fallbackモデルより多くなるߎߎߢ㧘r ࠍಽሶ㔕ࠦࠕ ޽ࠆ޿ߪේᆎᄥ㓁♽౞⋚ ߩඨᓘ㧘 Dࠍ⿥ᣂᤊ
の半径，Dを超新星と分子雲コア（あるいは原始太陽のは，混合の結果，Fallback領域の一部が放出されߪේᆎᄥ㓁♽౞⋚ ߣߩ〒㔌㧘M target ࠍಽሶ㔕ࠦࠕ ޽ࠆ޿ߪේᆎᄥ㓁♽౞

るためであることは容易に理解できる．では，単純ߪಽሶ㔕ࠦࠕ
޽ࠆ޿ߪේᆎᄥ㓁♽౞⋚ ߣߩ〒㔌ߦ೔㆐ߒߚ‛⾰߇ᄥ㓁
始太陽系円盤）の質量とする．αは分子雲コア（ある26

爆発モデルやFallbackモデルで説明できなかった Al，
60

Feの相対存在度が説明可能になるのはなぜだろう
26

60

か．これは Alと Feの主たる形成領域の違いに起因
60

41

する． Feや Caは炭素/酸素燃焼層で主に合成される
26が， Alは水素燃焼層，ヘリウム燃焼層で合成される
26ものが，炭素/酸素燃焼層でつくられる Alに比べて26多い．そのため， AlはMixing-Fallbackの影響を受
60

60

26

けず， Feに比べて存在度が増加し， Fe/ Al比が他系円盤）との距離，Mtargetを分子雲コア（あるいは原วߢ޽ࠆ㧚਄ㅀߩߣ߅ࠅ㧘 f 0 ࠍ 1MSun ߩᄥ㓁♽‛⾰ߦኻߔࠆᷙวᲧߣߒ
いは原始太陽系円盤）に到達した物質が太陽系に取りฝㄝߦߪ࠲࡯ࠥ࠶࠻⾰㊂ߩ⵬ᱜ㗄߇฽߹ࠇࠆ㧚

込まれる割合である．上述のとおり，f0を1MSunの太 ಽሶ㔕ࠦࠕߦ⿥ᣂᤊ‛⾰߇ᛂߜㄟ߹ࠇࠆ႐วߦ r ~0.1pc㧘M target ~1MSun
陽系物質に対する混合比として求めているので，右辺

ೋᦼᄥ㓁♽ߩ⍴ኼ๮᡼኿ᕈᩭ⒳ߩሽ࿷ᐲࠍ⺑᣿ߔࠆߩߦᦨ߽ㆡᒰߥᏗ㉼にはターゲット質量の補正項が含まれる．

ኻߒ㧘⿥ᣂᤊߣಽሶ㔕ࠦࠕ㑆ߩ〒㔌߇ D ~ 1-2 pc ߣ⷗Ⓧ߽ࠄࠇࠆ (1 p
分子雲コアに超新星物質が打ち込まれる場合にr ～ේᆎᄥ㓁♽౞⋚ߦขࠅㄟ߹ࠇࠆ႐วߦߪ㧘 r ~100AU (~5x10-4pc)㧘 M tar
0.1pc，Mtarget ～ 1MSun，α～ 0.1[19]とすると，初期太ߣߔࠆߣ㧘 D~0.2-0.3pc ߣߥࠆ㧚陽系の短寿命放射性核種の存在度を説明するのに最も ಽሶ㔕ࠦࠕ߇⿥ᣂᤊ‛⾰ࠍขࠅㄟ߻႐วࠍ⠨߃ࠆ (࿑ 6a)㧚⿥ᣂᤊ߆ࠄ
適当な希釈率 f ～（1-2）x 10 に対し，超新星と分子-40ಽሶ㔕㗔ၞ⒟ᐲߩኒᐲߩⓨ㑆ࠍ߅ࠃߘ
10 ਁᐕߢᢙ pc ㅴ߻ߣផቯߐࠇߡ

のモデルに比べて小さくなり，太陽系の推定値に近く

D ～ 1-2 pc と見積もられる（1 pc =雲コア間の距離が 10km/s᠄ᵄߩㅦߐߪᢙ⒟ᐲ߹ߢᷫㅦߐࠇߡ߅ࠅ㧘ಽሶ㔕ࠦࠕࠍ⎕უߖなっている．

3.26 光年）．一方，原始太陽系円盤に取り込まれる場ಽሶ㔕ࠦࠕߩ፣უࠍᒁ߈⿠ߎߔߎߣ߇น⢻ߣ⷗Ⓧ߽ࠄࠇߡ޿ࠆ[21]㧚ᧄ-4

合には，r ～ 100AU（～ 5x10 pc），Mtarget ～ 0.01MSun，
ߣ޿߁⷗Ⓧ߽ࠅߪ⿥ᣂᤊ῜⊒ߩⴣ᠄ᵄߦࠃࠆಽሶ㔕ࠦࠕ፣უߩࠪ࠽࡝ࠝ

5.太陽系形成環境

α～ 1[20]とすると，D ～ 0.2-0.3pcとなる．
分子雲コアが超新星物質を取り込む場合を考える

前節で「暗い超新星」からの放出物が，1MSunの太（図6a）．超新星から発せられた衝撃波は，分子雲領域

陽系物質に対して希釈率 f0 ～ 10 で太陽系物質に混程度の密度の空間をおよそ10万年で数pc進むと推定さ合され，経過時間Δ～ 1Myrで太陽系最初の固体物質れている．数pc進んだ衝撃波の速さは数10km/s程度

-4

26

41

53

11

が形成されれば，短寿命放射性核種 Al， Ca， Mn，まで減速されており，分子雲コアを破壊せずに密度擾60

乱を与え，分子雲コアの崩壊を引き起こすことが可能

Feの初期太陽系存在度を整合的に説明できることを

短寿命放射性核種存在度と超新星元素合成モデルから推定する太陽系形成環境／三木，瀧川，橘，Huss

143と見積もられている[21]．本研究での D ～ 1-2 pc とは，非常に近い位置で超新星爆発を経験したと考えらいう見積もりは超新星爆発の衝撃波による分子雲コアれるが，爆発の衝撃波のガス成分が円盤の前方に衝撃崩壊のシナリオに矛盾しない．ただし，減速された衝

波面をつくることで，円盤を激しい衝撃波から守る可撃波による分子雲コア崩壊のシナリオは，巨星の周囲能性も指摘されている[20]．また，超新星爆発によっに希薄なHII領域が広がっている観測例[12]には合わて放出された固体成分は，その衝撃波面を通過する際ない．

に蒸発し，効率よく円盤に取り込まれる[20]．

分子雲コアの崩壊から円盤の形成までにはおよそ

この場合，円盤形成は超新星爆発の～ 100万年以

10万年程度かかると考えられている．超新星爆発と前（大質量星の寿命）となり，CAI形成は円盤形成か

太陽系で最古の固体物質が形成されるまで時間Δ～

ら200万年程度経った活動的円盤期の後期もしくは受0.7-1Myrという推定を考慮すると，CAI形成は円盤

動的円盤期に対応する．CAI形成に充分な熱源がこの形成から1 Myr 以内となり，CAI形成時期は活動的円時期にあったかどうか不明である．もしくは，CAIが盤ステージに対応するのではないかと考えられる．

200万年間つくられ続け，年代情報が凍結された最後

次に，超新星からの放出物が原始太陽系円盤に取のCAI形成イベントが円盤形成から～ 200万年後であり込まれる場合を考える（図6b）．大質量星形成領域ったという可能性も考えられる．

の観測によって，巨星の周りの領域では巨星からの（a）（，b）を合わせたシナリオも考えることができる．

放射によって水素ガスが電離され，HII領域と呼ばれ巨星（30 ～ 40MSun）の周りのHII領域は100 ～ 200万

る電離水素領域が広がり，HII領域の縁に形成される

年程度で数pcまで広がると考えられている[22]．寿命

高密度領域で星形成が起きることがわかっている（例が100万年程度である40MSunの大質量星を考えた場合，

えば[12]）．太陽程度の質量の星の70%以上がこのよう（a）のケースの D ～ 1-2pcでは，放射による分子雲のな場で生まれているとも言われている[10]．したがっ

掃き寄せで分子雲コアの崩壊が引き起こされるタイミて，（b）のシナリオにおいても分子雲コアの崩壊は D

ングと超新星爆発の放出物が原始太陽系に到達するタ～ 0.2-0.3pcの位置にある巨星からの放射によるもの

イミングがほぼ同時であるかもしれない．この場合，とする．超新星爆発以前につくられた原始太陽系円盤

分子雲コアの崩壊は巨星からの輻射で起こるが，崩壊

図 6： 短寿命放射性核種存在度から推定する太陽系形成環境．(a) 短寿命放射性核種が分子雲コアに混入する場合．(b) 短寿命放射性核種が原始太陽系円盤に混入する場合．

144

日本惑星科学会誌 Vol.16.No.2,2007

した分子雲コアが円盤を形成する以前にHII領域を通じて超新星残骸が太陽系材料物質にもたらされること性が高いと考えられる．
今日，誘発的星形成領域やそこで生まれる原始星，
原始惑星系に関する観測は活発に進められている．そとなる．
ここまで議論してきたいずれのケースが太陽系形成のような観測的アプローチと，隕石をはじめとする太のシナリオとして正しいかに関しては，CAIが原始太陽系物質の分析や星形成に関する理論的研究をつなぐ陽系円盤進化のどのステージで形成されたかがわかっことで，遠くない将来，我々の太陽系が生まれた環境，ていないため，現時点では残念ながら判断することはその姿が明らかになる日がやってくることを期待したできない．しかし，本稿での議論を通じて，太陽系がい．

誘発的星形成領域において大質量星近傍で誕生した可謝

能性が高いと言えるだろう．

辞

最後に，超新星爆発を起こす恒星の進化の時間スケールと大質量星形成領域散逸の時間スケールを比較し

Mixing-Fallbackモデルの使用に際しては，野本憲てみよう．恒星の寿命は質量の2.5-3乗に反比例して一博士，梅田秀之博士，冨永望氏に多くのアドバイス

短くなり，30-40MSunの恒星で数100万年から1000万年を頂きました．また，寺田健太郎博士からは本稿に関程度と見積もられている．一方，大質量星形成領域はして有益なコメントを多数頂きました．ここに記して<3000万年程で散逸してしまうと推定されるので[23]，

感謝いたします．

寿命が1000万年程度以下の30MSun以上の巨星であれ
ば，星形成領域の散逸以前に太陽系材料物質に超新星

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大質量星が爆発エネルギーの小さな暗い超新星爆発を起こす際に恒星内部で起こる物質の混合および中心核への落下の効果（Mixing-Fallback）を考慮する
26

ことで，初期太陽系に存在した短寿命放射性核種 Al，
41

53

60

Ca， Mn， Feの初期存在度を矛盾なく説明できる[3] Goswami, J. N. et al., 2001, ApJ 549, 1151.
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超新星からの放出物が太陽系のもととなった分子雲コ[7] Goswami, J. N. et al., 2005, in Chondrites andアに取り込まれる場合，超新星からの放出物が既に形成されていた原始太陽系円盤に取り込まれる場合の2つのシナリオについて考察をおこなった．いずれの場
合も太陽系誕生環境は大質量星の近傍（D ～ 1-2pcあ1

るいはD ～ 0.2-0.3pc）であることが示唆され ，太陽系が大質量星を含む誘発的星形成領域で誕生した可能

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