選択C「教養の新たな世界を体験する」

2010.8.5『宇宙の歴史を探る』〜ビッグバンからブラックホールまで〜
時間

内容

担当

9:00~ 9:10

日程説明

三明、中井

9:10~10:20

講習（原子核）三明

10:20~10:40

休憩

10:40~12:00

講習（宇宙観測）中井

12:00~13:00

昼食

中井、TA

13:30~15:30

JAXA見学

三明、中井、TA

16:00~16:40

認定試験

中井

16:40~17:00

アンケート

中井

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

1選択C「教養の新たな世界を体験する」『宇宙の歴史を探る』〜ビッグバンからブラックホールまで〜
原子核パート
筑波大学・数理物質科学研究科・物理学専攻
教授

三明康郎

目次
第１章

ビッグバン宇宙論

膨張する宇宙と、その証拠
第２章

宇宙元素合成私たちの体を構成する元素はいつどこで？
第３章

加速器を用いた初期宇宙再現実験

ついに始まったLHC実験
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

2

Big Bang

ビッグバン宇宙論
KEK homepageよりYasuo MIAKE, 2010/8/5

2010年8月4日水曜日

3なぜ夜空は暗いのか？
✓宇宙が限りなく存在していれば、無限個の星があるはず• 無限個の星からの光が届く？
• 遠い星からの光は弱いから？

✓私たちの目に入る星の光の量を足しあわせてみよう！

Yasuo
MIAKE, 2010/8/5
Wikipediaより2010年8月4日水曜日

4無限大・一様な宇宙の場合✓すべての星からの光の量を足しあわせる• 距離ｒの星からの光量；r2に反比例• 距離ｒにある星の数 ；r2に比例➡無限遠まで積分すると ∞ に！

1r2

rr2r
✓「限りなく一様に続く宇宙」の夜空は明るい！

➡つまり宇宙は有限？！
(オルパースのパラドックス）
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

光は途中で吸収されないことを仮定 5遠い天体の観測✓エドウィン・ハッブルがウィル
ソン山天文台で観測• 天体までの距離と、その天体が遠ざかる速さ（後退速度）を測定➡明るさのわかっている星(銀河）➡光のドップラー効果(赤方偏移）• 『遠い星ほど、より速く遠ざかっている！？』という観測結果
WikipediaよりYasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

6赤方偏移(ドップラー効果）✓パトカーが通り過ぎる時、サイレンの音の高さが変化• 近づくときは高く、遠ざかるときは低く聞こえる現象
進行方向では振動数が高く反対方向では振動数が低く➡音のドップラー効果➡発生源と観測者の相対速度✓光のドップラー効果• 光源(星）が遠ざかるとき、光の高←振動数→低振動数が低下→赤い方に偏移WikipediaよりYasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

7

ハッブル則ASTRONOMY: E. HUBBLE

PRoc. N. A. S.

rected for solar motion. The result, 745 km./sec. for a distance of
X 106 parsecs, falls between the two previous solutions and indicatesalue for K of 530 as against the proposed value, 500 km./sec.
econdly, the scatter of the individual nebulae can be examined bysuming the relation between distances and velocities as previouslyermined. Distances can then be calculated from the velocities corted for solar motion, and absolute magnitudes can be derived from thearent magnitudes. The results are given in table 2 and may bempared with the distribution of absolute magnitudes among the nebulae
table 1, whose distances are derived from other criteria. N. G. C. 404✓遠い星ほど、速く遠ざかる速さ→遠ざかっている！？

✓例外なく、遠い星ほど、

0.
S0OKM

o~~~~~~~~~~~~~~~~

より速く遠ざかっている！

0

DISTANCE0天体までの距離IDPARSEC

FIGURE 1S→

2 ,10 PARSECS

Velocity-Distance Relation among Extra-Galactic Nebulae.
Radial velocities, corrected for solar motion, are plotted against
distances estimated from involved stars and mean luminosities of
原著論文；http://skyserver.sdss.org/edr/jp/astro/universe/
nebulae in a cluster. The black discs and full line represent theuniverse.asp
solution for solar motion using the nebulae individually; the circles
and broken line represent the solution combining the nebulae intogroups; the cross represents the mean velocity corresponding toYasuo MIAKE, 2010/8/5
the mean distance of 22 nebulae whose distances could not be esti2010年8月4日水曜日
matedv = H0 D
8

すばる望遠鏡観測結果より
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

http://www.naoj.org/Pressrelease/2005/02/16/j̲index.html

9

遠い天体ほど速く遠ざかる→空間の膨張２次元の場合✓膨張しつつある風船の表面の２点間の距離• 遠い２点ほど速く遠ざかる
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

10

膨張宇宙v = H0 Dv

D✓ハッブル則• 宇宙は膨張しているv➡ハッブル則 H0 の逆数が宇宙の年齢• 宇宙は点から始まった➡ビッグバン宇宙論✓もし本当なら、宇宙初期には高温状態があったはず点？
WikipediaよりYasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日➡宇宙背景放射の予言(G. Gamowら)
11

宇宙背景放射✓初期宇宙が非常に高温状態だったならば、その痕跡は宇宙全体に残っているはず（ガモフら）• 宇宙背景放射✓偶然に宇宙のあらゆる方向から電波が観測
宇宙背景放射の特徴
１）ほぼ等方的
２）ほぼ黒体放射に一致
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日• ウィルソンらがアンテナの開発研究において空からの「雑音」を発見（1964）12

宇宙背景放射観測による膨張宇宙の研究✓WMAP観測衛星による宇宙背景放射の精密測定• 2001年打ち上げ• 宇宙進化の様子が明快に➡ハッブル定数；71km/s／Mpc➡宇宙の年齢；137億年➡宇宙の大きさ；780億光年以上

WikipediaよりYasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

13ビッグバン宇宙論
ＱＧＰ→ハドロンガス✓ビッグバン宇宙論
Heなどの元素合成
プラズマ→中性原子「宇宙の晴れ上がり」

電離状態から中性に変化し、光が散乱されなくなった

原始銀河の形成

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日• 137億年前に大爆発とともに私たちの宇宙が発生• 想像もつかない高温・高密度状態から膨張し、膨張と共に温度が低下してきた✓宇宙の進化を遡る研究➡(10億年)遠方銀河の赤方偏移
Hubble則➡(30万年)宇宙の晴れ上がり
宇宙背景放射
➡(3min)元素合成
元素の存在比→ビッグバン宇宙論を支持する証拠

14

宇宙元素合成

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

15

私たちの体を作る元素
元素

記号

割合(%)

水素

H

60.3

酸素

O

25.5

炭素

C10.5

窒素

N2.4

リン

P0.1

硫黄

S0.1

ナトリウム

Na0.7

カルシウム

Ca0.2

カリウム

K0.04

塩素

Cl0.03

マグネシウム

Mg

鉄Fe

亜鉛Zn

銅Cu・・・

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

・・・

Wikipediaより✓ほとんどは水(H2O)だが、それ以外にも様々な元素

・・・• ２９種類• 役割の不明な元素も16私たちの体を作る元素
多量元素

希ガス

その他、生体にとって必要な元素
生体に含まれるが、働きが不明な元素

大阪大学谷畑先生講演ノートより
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

17太陽系を作る元素
太陽系の元素存在比Wikipediaより✓太陽系も多くの元素を含んでいる

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

理化学研究所HPより• 元素の割合はどうして？
• 元素はどうやって作られた？

18

宇宙と生体の軽い元素

化学反応をしない希ガス以外は分布がよく似ている↓
私たちの体は宇宙そのもの！
大阪大学谷畑先生講演ノートより
Yasuo
MIAKE, 2010/8/5
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19

宇宙元素合成✓ビッグバン直後には元素はなかった• 宇宙の歴史と共に元素が生成されてきた• 私たち自身の成り立ちを知ること➡原子核物理学の最前線の研究分野の一つ「宇宙元素合成」✓３つの元素合成の舞台• １）ビッグバン直後３分頃• ２）恒星内部の核融合• ３）超新星爆発➡まず、「原子核物理学」の基礎
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
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20

物質の成り立ち
電子
分子・原子

10 cm
10−61=
1, 000, 000

10-6 cm

10-8 cm

原子核

陽子・中性子

10-12 cm

クォーク
10-15 cm

✓原子＝原子核＋電子• 化学的性質を示す最小単位• 電子の数（原子番号）が化学的性質を決定• 元素は原子番号で決まる✓原子核＝陽子と中性子の集合体• 陽子の数が原子番号Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

21化学反応と原子核反応
エネルギーの単位；eV
1 eV；１個の電子が１Vの電圧から得る
エネルギー[1 eV = 1.6x10-19 J]

C+O2→CO2

4.2 eV

1.5 V~MeV→電気的な力✓個々の化学反応は、~eV
原子核反応は、~MeV=106eV →核力（強い相互作用）✓→１００万倍！
✓➡支配している力の種類が異なる

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22

様々な原子核
11H

陽子
Z=1N=021H

重陽子
Z=1€中性子 € N=1Z=0
N=142

He

126C原子核；
23892

ヘリウム
Z=2N=2€炭素
Z=6N=6原子量
原子番号U

元素

ウラニウム
Z=92
N=146

A=N+Z
= 238

✓原子核

€
• 原子の中心に存在し、原子の質量の殆どを占める€• 多くの核子（陽子や中性子）の集まった原子核ほど大きい€• 原子核の安定性；核子数と、 陽子数と中性子数のバランスが重要
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23

原子核の安定性；結合エネルギー
結合エネルギー （→安定）
B/A (MeV)

1086

鉄4核融合

ウラニウム
ｘ20

核分裂／ α崩壊

原子核の結合エネルギー；
原子核の核子をばらばらにするために必要なエネルギー。
どのぐらいしっかりと核子が結合しているかを示す。

水素
050

ｘ100150200 250A✓核子（陽子や中性子）１個あたりの結合エネルギー• 隣り合った核子間で強い引力が働く→一定の値~ 8 MeV• 陽子と陽子の間には電気的な斥力が働く• 鉄あたりが最も安定な原子核 →（核融合と核分裂）

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24

多種多様な原子核
Experimental Chart of Nuclides 2000
2975 isotopes

鉛82

ウラニウム

↑
陽子数

1265082酸素

2820

水素82250

2028

鉄8

中性子数→
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Half-life Range
Unknown<0.1 s
0.1 - 5 s
5 - 100 s
100 s - 1 h
1h-1y
1 y - 1 Gy
Stable✓ 核の種類は6000種以上（未知の原子核多い）✓ 安定な原子核と不安定な原子核• 陽子の数と中性子の数のバランスが重要 25多種多様な原子核
安定な原子核Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

26１）ビッグバン元素合成✓陽子と中性子から出発• 中性子と陽子が結合して中性子の吸収

原子核になる

陽子の吸収➡衝突毎に成長していく

重陽子の吸収
欠
欠

欠
欠

陽子
中性子

n

大阪大学谷畑先生講演ノートより
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

が、核子数５と8の安定核は存在しない• 中性子は10分で崩壊• 宇宙膨張で密度・温度が下降し、20分程度で元素合成は止まった➡水素(˜80%)➡ヘリウム(˜20%)➡リチウム(極少量)27２）恒星内部の核融合
結合エネルギー （→安定）
B/A (MeV)

1086

鉄

4

核融合

20

ウラニウム

水素
050

100150200 250A✓ゆっくりと核融合反応が起こる✓但し、原子核の安定性から鉄まで、、、
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2010年8月4日水曜日

Wikipediaより

28３）超新星爆発中の元素合成
1987A✓核融合材料を使い尽金・白金

くした星の最期✓短時間に爆発的な元素合成が起こった？

✓未知の原子核領域を
大阪大学谷畑先生講演ノートより
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2010年8月4日水曜日

通過する反応➡加速器を用いて研究

29

RIビームファクトリー
✓理化学研究所の加速器研究施設✓未知の原子核を加速器で製造✓元素合成、特に超新星に伴う爆発的元素合成の仕組み
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

理化学研究所HPより

30

元素は宇宙の進化とともに作られてきた
H, He, Li.

ビッグバン
太陽系
地球
人間

恒星の誕生

星間物質

低温燃焼

C, O, Ne ..
恒星の進化

Ne, Fe ..
高温燃焼

U
超新星爆発

私たちの組成は宇宙と同じ

大阪大学谷畑先生講演ノートより
Yasuo
MIAKE, 2010/8/5
Wikipediaより2010年8月4日水曜日

31

Big Bang

加速器を用いた初期宇宙の研究

Little Bang
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2010年8月4日水曜日

32

さらに一歩先へ✓ビッグバン宇宙論
Heなどの元素合成
プラズマ→中性原子
宇宙背景放射電離状態から中性に変化し、光が散乱されなくなった

原始銀河の形成• 137億年前に大爆発とともに私たちの宇宙が発生• 想像もつかない高温・高密度状態から膨張し、膨張と共に温度が低下してきた✓宇宙の進化を遡る研究➡(10億年)遠方銀河の赤方偏移➡(30万年)宇宙背景放射➡(3min)ビッグバン元素合成✓宇宙創生３分後より、さらに遡る！

• 陽子や中性子の出来るより前のYasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

高温・高密度物質とは？

33

未知なる物質状態✓陽子や中性子などが存在するより前の高温・高密度状態における物質の存在の仕方➡クォーク・グルーオン
プラズマ状態• 物質の存在の仕方として全く未知• 宇宙初期の物質状態

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

クォーク・グルーオンプラズマ✓陽子や中性子
陽子、中性子や中間子など• ハドロン（陽子、中性子や中間子）は、1fm程度の大きさを持ちクォークと媒介粒子グルオンから構成されている。

• ３つのクォークかクォーク・反クォーク対• 量子色力学（QCD）の世界
相転移➡ クォークの閉じ込め➡ 漸近的自由度• バッグ模型によるハドロンの構造の理解✓大きさを持つハドロンを狭い空間に多クォーク・グルーオンプラズマ状態

重発生させると（高温・高密度状態）、が起こる？
• クォーク・グルオンが比較的大きな体積中を自由に飛び回る状態が実現する。

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

クォーク・グルオンプラズマ状態

35

実験室で作る方法

QGP✓相対論的高エネルギーまで加速された原子核と原子核を正面衝突させる。
• 核子（m˜1GeV/c2）あたり100~1000ＧｅＶまで加速• 持ち込まれた運動エネルギーの一部が原子核程度の空間に解放される➡→＞ＧｅＶ／ｆｍ３の生成！

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC)✓全周約３．８ｋｍ✓計８６４個の電磁石✓実験室中央で右回りと左回りのビームが衝突✓2000年から実験→液体状のQGPの生成に成功

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

37

QGP生成の実験的証拠
様々な粒子

QGP

✓反応で発生する多数の粒子を詳細に分析• 粒子比、エネルギー分布、角度分布すべてが高温物質の存在を示唆

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日➡QGP生成！

驚きの完全流体（粘性零）！？

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新世代の巨大加速器

LHC

全周27kmの世界最大・最高エネルギーの巨大加速器
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

鉛の原子核同士の衝突へ

39

LHCで何が変わるか？
✓衝突エネルギーが20倍に！
RHICLHC√ sNN (GeV)

200

5500

T/Tc

1.9

3.0-4.2ε(GeV/fm3)

515-60τQGP (fm/c)

2-4>10• より高温に、より高エネルギー
密度に、そして大きなクォー
ク・グルーオンプラズマ状態が生成されるはず• 流体の性質が変化するかも？

✓2010年11月に鉛・鉛衝突実験を開始
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

40

✓朝日新聞科学欄記事から『原始宇宙の火の玉再現』• 2010年1月19日朝刊• 石橋記者は当研究室の卒業生

https://aspara.asahi.com/blog/science/entry/
2fxqkWSoE6
原始宇宙の火の玉再現
大阪科学医療グループ・石橋達平
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2010年8月4日水曜日

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国際共同研究と教育✓基礎科学研究を国際協力で進める✓日常的な国際協力✓教育の国際化✓大学院生の活躍• 鍛える教育

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

42

まとめ
✓ビッグバン宇宙論• 膨張する宇宙と、その証拠➡ハッブル則、宇宙背景放射、初期元素合成✓宇宙元素合成• 私たちの体は宇宙そのもの• 宇宙の進化と共に元素が作られた✓加速器を用いた初期宇宙再現• LHCによる新しい時代の幕開け• 国際協力と大学院生の重要性

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日➡科学の営みは楽しい。楽しさを伝える努力を！
➡常識に囚われず「真実」を見極める能力を！

43

参考資料

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

44

宇宙の温度
絶対温度 (K)[0 °C = 273 K]

クォークー＞核子
核生成 軽い元素の生成

1 兆度

原子生成

10 億度

銀河生成
10 万度

恒星の生成
重い元素の生成

3度

陽子崩壊

1
大阪大学谷畑先生講演ノートより
YasuoMIAKE, 2010/8/5
Wikipediaより2010年8月4日水曜日

3分
10 万分の１秒

1020

1040 （秒）

宇宙創生からの時間
10 万年

現在

45

原子核は最も身近な高密度物質→原子核を加熱・圧縮すると、クォーク・グルーオンプラズマを実験室で作れる！？

3物質の密度；~g/cm✓
１２倍~１００万トン/cm3
原子核密度；~１０✓✓原子核内の核子の平均距離は意外と近い
Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

46

ビッグバンとリトルバン
Big Bang

Little Bang

✓ ビッグバン• 再現不可• ３次元的膨張✓ リトルバン• “再現”実験• 高エネルギー原子核・原子核衝突• １次元的膨張✓ CERN（欧州共同原子核研究機構）と米国ブルックヘブン国立研究所

KEK homepageより

ほぼ５年おきに新しい加速器が誕生する
ホットな研究領域
MachineBeam+Target

Ecm [GeV]

1987 -

米国・BNL・AGS

Si+Au

5A

1987 -

欧州・CERN・SPS

S + Pb

20A

1992 -

米国 BNL・AGS

Au + Au

4A

1994 -

欧州・CERN・SPS

Pb + Pb

17A

2000 -

米国・ BNL・ RHIC

Au + Au

130A - 200A2009 -欧州・CERN•LHC

p+p

9000

2012 -

欧州・CERN•LHC

Pb+Pb

6300A

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

新聞記事

2002年7月19日
RHICの成果
QM02国際会議を前に✓2003年6月18日✓BNL：RHICの新しい結果について、記者発表• 高い運動量を持つ粒子収量の抑制現象• 高温状態実現の確証

Yasuo MIAKE, 2010/8/5
2010年8月4日水曜日

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