Sec on 11.
超新星爆発11.1 重力崩壊型超新星

ti

11.2 宇宙の元素の起源

さまざまな疑問を物理を使って理解しよう• 星の中はどうなっているの？
• なぜ重い星の方が大きいの？
• なぜ星は明るく輝くの？
• なぜ重い星の方が明るいの？
• なぜ星は「進化」するの？
• なぜ質量で星の運命が変わるの？
• なぜ星は星でいられるの？
• なぜ一部の星は爆発するの？
•…

1. 重い星の場合
軽い星

惑星状星雲
* 太陽の10倍以上

赤色巨星

白色矮星

約1千万年
赤色超巨星
重い星

超新星爆発
中性子星

星間空間

図の大きさは天体の大きさと一致していません(C: Essay Web)

ブラックホール

ヘリウム

水素

炭素
酸素

約1千万年
鉄

図の大きさは天体の大きさと一致していません

ケイ素

ネオン
マグネシウム20太陽質量の場合（重力崩壊直前は約16太陽質量）

半径（太陽半径）中心に落ちるまでの時間 (秒)1610003x 107
(1yr)

60.5

300

542
1.50.2502010.1

質量(太陽質量)H
He
C/OO/Mg
Si

0.08
0.005
0.003

Fe

太陽半径 = 7 x 1010 cm
鉄コア半径 ~ 0.003 x 7 x 1010 cm~ 2 x 108 cm ~ 2,000 km

実際のイメージ（本当はもっと極端）

1000
H

He

0.5

「重力崩壊」

中性子星

超新星爆発！
何がおきて、どうやって爆発するのか？

コンピュータシミュレーションの結果
SUMIYOSHIET AL.
（１次元球対称を仮定）

Vol. 629

半径 (km)Sumiyoshi+05

衝撃波

失敗！
１秒
時間 (秒)(thick lines) and LS (thin lines) as a function of time after bounce. The evolution at early (left) and late (right)

重力崩壊型超新星星の一生の最期に何が起きるのか？
なぜ重力崩壊が起きるのか？
膨大なエネルギーはどこから？
なぜ爆発するのか？
なぜ爆発は「難しい」のか？

ν

(1)

(2)
νeFeν
ν ννννν	ν"νν ννν ννν ννν νν

ν
(3)

図 1.4

ν

(4)

(5)

(C) 原子核から読み解く超新星爆発の世界

重力崩壊型超新星の爆発メカニズムの概要．重い星の中心部にある鉄住吉光介さん著
コアの重力崩壊から始まり，密度・温度が高まる中で発生したニューアメリカのグループの結果

A. Burrows日本のグループの結果
Suwa et al. 2011

Suwa et al.
Suwa et al. 20111000

半径Radius(km)
[km]

07a).
pears
ssive
er ofoups.
ave a09).
modmotoatinga exironpro2006)
m 2D
sport[V衝撃波
1次元の場合100

100.4秒050

100 150 200 250 300 350 400 450
時間（ミリ秒）Time
after bounce [ms]

まだE ~ 1050 erg (１桁足りない)
Fig. 1. Time evolution of Models M13-1D and M13-2D, v
現代宇宙物理学の最大の謎の１つ
sualizedby mass shell trajectories in thin gray and orang

超新星SN 1987A

最近100年で最も近い超新星(銀河系のとなり、大マゼラン雲、50 kpc)

SN 1987Aからニュートリノを検出
カミオカンデ(C) ICRR

nsion between KAMIOKANDE and IMB data

Enu ~ 1053 ergが確認された！
=> ニュートリノ加熱
メカニズムの基礎* Observed energy(an electron neutrino) x 6ti

FIG.
2. Contours
Jegerlehner
et ofal. constant1996 likelihood which correspond to3%, 90%, and 95.4% confidence regions, and best-fit values forまとめ• 重力崩壊型超新星• 電子捕獲と鉄の光分解により暴走的に重力崩壊(力学的不安定)• 重力崩壊 => バウンス => 衝撃波停滞=> ニュートリノ加熱• エネルギー源：重力エネルギー=> 一部がニュートリノによって外層に渡される• SN 1987Aからのニュートリノが検出された• 詳細な爆発メカニズムは未だ解明されていない

Sec on 11.
超新星爆発11.1 重力崩壊型超新星

ti

11.2 宇宙の元素の起源

「重力崩壊型」超新星 「核爆発型」超新星

親星
放出元素

大質量星
短寿命

小・中質量星（連星）
長寿命

主に親星の元素(O, Mg, Caなど)

爆発時に合成する元素(Si, Ca, Feなど)

私たちの身の回りの元素は星の中や超新星爆発で作られた

超新星爆発のスペクトル
H
Relative flux + const

II型SiIa型

He

Ib型
Ic型

3000

4000

5000
6000
7000
Rest
wavelength(Å)
Wavelength(A)8000

超新星の分類Type I
SiYes

HNo

Yes
Type IINo

重力崩壊型超新星
HeType Ia
核爆発型
超新星

Yes
Type Ib

No
Type Ic

重力崩壊型超新星

宇宙の「化学」進化
重元素量

Fe
重力崩壊型

重元素量

Mg

核爆発型 (Ia)
時間

重力崩壊型
時間
最近生まれた星の方がMg/Fe比が低い

銀河系

tt

h p://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/T/Thick+Disk

過去の元素合成・放出の歴史を反映している「銀河考古学」

[ Mg/Fnature and extent of n-capture nucleosynthesis in the early Galaxy. Abundance signatures of these
0.5
elements can help to identify the parameters of the first stars—long since gone—and the sites forr- and s-process nucleosynthesis (Cowan & Sneden 2006). There are many ways to approach this0issue. We
begin in Figure 14 by contrasting the abundance behavior as a function of metallicityof the α element Mg and the n-capture element Eu. Only large stellar samples are employed forthese –0.5
correlations; the literature sources are listed in the figure caption.

銀河系の星の組成比 (Mg/Fe)[ Mg/Fe][Eu/Fe]1.5
1.5

abHaloDisk

1.0
1.00.50.500–0.5–0.5

1.5b–3–2–10[Fe/H]

時間

Ia型超新星の方がdelay meが長い
ti[Eu/Fe]

Figure 14
Sneden+08
1.0[Mg/Fe] and [Eu/Fe] abundances as a function of [Fe/H] metallicity for halo and disk stars. For this figure
the data have been taken only from large-sample surveys: Fulbright (2000); Reddy et al. (2003); Cayrel et al.
(2004);0.5Cohen et al. (2004); Simmerer et al. (2004); Barklem et al. (2005, red points); Reddy, Lambert &Allende Prieto (2006); François et al. (2007). In both panels the dotted lines represent the Solar abundance
ratios. In panel b, the solid red line is a least-square fit to the Eu data, and the two dashed black lines indicate
0the approximate extent of the Eu/Fe data (similar to Cowan & Thielemann 2004).

Time

Time

Time

Time

Time

[Fe/H][Fe/H]

[Mg/Fe]
Core-collapse
SNe
Type Ia(thermonuclear)
SN[Fe/H]

[ Mg/F

nature and extent of n-capture nucleosynthesis in the early Galaxy. Abundance signatures of these0.5
elements can help to identify the parameters of the first stars—long since gone—and the sites forr- and s-process nucleosynthesis (Cowan & Sneden 2006). There are many ways to approach this0issue. We
begin in Figure 14 by contrasting the abundance behavior as a function of metallicityof the α element Mg and the n-capture element Eu. Only large stellar samples are employed forthese –0.5
correlations; the literature sources are listed in the figure caption.

銀河系の星の組成比 (Mg/Fe)[ Mg/Fe][Eu/Fe]1.5
1.5

abHaloDisk

1.0
1.0
0.5
0.500
–0.5
–0.5

1.5

b–3

–2–10[Fe/H]

時間

Ia型超新星の方がdelay meが長い
ti[Eu/Fe]Figure 14
Sneden+08
1.0[Mg/Fe] and [Eu/Fe] abundances as a function of [Fe/H] metallicity for halo and disk stars. For this figure
the data have been taken only from large-sample surveys: Fulbright (2000); Reddy et al. (2003); Cayrel et al.
(2004);0.5Cohen et al. (2004); Simmerer et al. (2004); Barklem et al. (2005, red points); Reddy, Lambert &Allende Prieto (2006); François et al. (2007). In both panels the dotted lines represent the Solar abundance
ratios. In panel b, the solid red line is a least-square fit to the Eu data, and the two dashed black lines indicate0
the approximate extent of the Eu/Fe data (similar to Cowan & Thielemann 2004).

鉄より重い元素 = 中性子捕獲反応
s (slow)プロセス
nr (rapid)プロセス
陽子n

中性子

nnn nnn

崩壊

崩壊

pp

p
p

p

p

Ba, Pb, …

Au, Pt, U, …

AGB星

超新星?? 中性子星合体?

p p

Proton number 陽子数

核図表
鉛

プラチナ
金

100
テルル
キセノン

バリウムsプロセス
rプロセス

50

0050

100
Neutron number150
中性子数

200

宇宙の元素組成（質量数）1012Abundance (Si=10 )

水素10
ヘリウム
106割合 (ケイ素を106とする)

図4t10

酸素
炭素8106鉄sプロセスバリウム

10410210010rプロセス
テルル
キセノンrプロセス

プラチナsプロセス
金鉛-2050100150
Mass number A
質量数200250

94

energy released in the whole chain (6.44). The abov
7 金はどこでつくられたか

which eachrequire one p-p reaction to complete. For
中性子を作る主なプロセス
therefore in that case !nuc = 21 QH rpp /ρ. Expressing rp13 abundance
the hydrogencan compute the7 （ener
C+4 He →X,16we
O+n
T > 8 x 10 K 7
combination of pp chains as
2225
Ne+42He→Mg+n（7ρ#συ$pp ,!pp = ψ qH Xmu1
He層とH層の底で殻燃焼
781は約8×10K以上，（7.6）は約2.5×10K 以上で式
（ 7.5 ）
where qH = QH /4mu is the total energy release
per g
Heが多くなる
tween 12 (forthe pp1 chain) and 2 (for the pp2 and pp3る．したがって，中性子捕獲反応プロセスは，恒星の進化
the chains. Both ψ and qH therefore depend on the te
けるヘリウム燃焼過程で起きていると考えられる（第 1 章参=> 暴走的反応 (フラッシュ)
ent neutrino losses. The overall temperature depende
これらのヘリウム捕獲反応により得られる中性子密度は#συ$pp3andis shown in Fig.
The pp chain is the le1
対流が発達=> 6.5.
外層が混ざるcycles with a power-law exponent
ν (eq. 6.30)
varyin1011 cm 3 程度であり，このときの核種（ 鉄など）による中低質量星におけるs-process
2+ ヘリウム層に水素を供給

捕獲の寿命は数年〜数千年程度と非常に長い．その結果，
The CNOcycle
4 ヘリウム層で以下の反応
子捕獲反応はゆっくりと進行するので，slow の s をとって「If some C,13Cができる
N, and O is alreadypresent in the gas ou=> 4Heと反応ロセス」と呼ばれる．
is sufficiently high, hydrogen fusion can take place v
中性子that(s-process)sequence =>of reactions
typically starts witha proto
第 1 章で述べたように，ヘリウム燃焼過程には
2 つの種!
ある．1 つは，恒星の中心で水素が燃え尽きた後に起きる
412 C + 1 H → 13 N + γ
ウムコア燃焼である．10 M 以上の大質量星では，ヘリウ
13 N → 13 C + e+ + ν
ア燃焼の最終段階で中心温度が約 3×108 K に達し ，式（7元素はいかにつくられたか（岩波書店）
13 C + 1 H → 14 N + γ

3観測からの制限

最初の証拠
Tc (Z = 43, 安定核種がない元素)(Merrill 1952)

post-AGB

Lugaro+16

rプロセス元素の起源天体
超新星

M. Weiss

中性子星合体NASA

rプロセスは起きる
宇宙で起きていることは確実(1つの銀河で100年に1回)宇宙でどれくらい起きている？
一回でどれくらい元素を作る？
（重力波＋電磁波で測られ始めた）
rプロセスを起こすのは難しいか？

Annu. Rev. Astro. Astrophys. 2008.46:241-288. Downloaded from www.annualr
Access provided by National Astronomical Observatory of Japan on 12/15/14. For pelements can help to identify the parameters of the first stars—long since gone—and the sites forr- and s-process nucleosynthesis (Cowan & Sneden 2006). There are many ways to approach thisissue. We begin in Figure 14 by contrasting the abundance behavior as a function of metallicityof the α element Mg and the n-capture element Eu. Only large stellar samples are employed forthese correlations; the literature sources are listed in the figure caption.

銀河系の星の組成比 (r-process)- Mgよりもばらつき大aHaloMg (Z = 12)

Disk[ Mg/Fe]

1.00.50–0.5

1.5

Eu (Z = 63, r-process)b1.0[Eu/Fe]r-process元素1.50.5=> 重力崩壊型超新星0

よりもレアな天体–0.5–3–2–10[Fe/H]

Sneden+08

Figure 14[Mg/Fe] and [Eu/Fe] abundances as a function of [Fe/H] metallicity for halo and disk stars. For this figure
the data have been taken only from large-sample surveys: Fulbright (2000); Reddy et al. (2003); Cayrel et al.

元素の起源と宇宙の化学進化：まとめ• 元素の起源• ビッグバン元素合成: H, He, Li• 宇宙線による破砕反応: Li, Be, B• 恒星内部: C-Fe(AGB星、重力崩壊型超新星、核爆発型超新星)• 中性子捕獲: > Fes-process: 低・中質量星 (AGB星)
r-process: 中性子星合体 or 超新星• 銀河系の星の観測による検証

さまざまな疑問を物理を使って理解しよう• 星の中はどうなっているの？
• なぜ重い星の方が大きいの？
• なぜ星は明るく輝くの？
• なぜ重い星の方が明るいの？
• なぜ星は「進化」するの？
• なぜ質量で星の運命が変わるの？
• なぜ星は星でいられるの？
• なぜ一部の星は爆発するの？
•…

この講義の目標• これまで学んできた物理を総合的に用いて、恒星の性質と進化を理解する• 天文学研究を行うのに必要な恒星進化論の基礎を理解する

３年間物理を頑張った人へのご褒美
物理を使って、宇宙を生き生きと理解する

恒星物理学II (7セメ)

熱力学

統計力学

3セメ

5,6セメ

力学

電磁気学

1,2セメ

2,3セメ

宇宙物理学天体物理学
流体力学

原子核物理学

4セメ

7セメ

量子力学

相対論

4,5セメ

4,7セメ

レポート課題 5
1. 宇宙に存在する様々な天体のサイズと質量を調べて、2次元平面に書き込む
2. 以下などをやってみて、考察する- 原子と原子核も書き込む- 一定密度の線を引いてみる- ブラックホールの線を引いてみる (相対論)- 不確定性原理の限界線を引いてみる (量子力学)-…