会場 B
実験核物理, 宇宙線・宇宙物理領域

B-1

天体核反応測定のためのイオンチェンバー開発
九州大学理学府物理学専攻 A , 神戸大学理学研究科 BA

AA

三皷達輝A , 藤田訓裕 A ,A相良建至 , 山口裕幸 , 松田沙矢香 , 岩崎諒 , MariaTheodoraRosaryA , 劉盛
進 B , 寺西高 Aある。5MeV〜2MeV では、p と d の ∆E+E 分

九大原子核実験室では、天体ヘリウム燃焼の主反応である He( C, O)γ 反応の断面積

離でさえ容易でないが、重イオンの 16 O と 12 C測定を行っている。この測定は約 45 年間にわたでは非常に難しい。非常に薄い膜 (0.9µm)、低り世界中で行われてきたが、いまだに成功して

圧ガス (30-10 Torr) 中での放電、非常に小さい

4

16

12

16

この方式では世界トップの Ecm =1.5MeV まで

Signal と大きい Noise (低い S/N 比)、などで苦労してきた。Noise をあと数分の 1 に低減すれの測定に成功したが、目標は 0.7 MeV までの測ば、バックグランド問題が解決できそうである。

いない。我々はO を検出する方式を採用し、定である。この目標達成のため、検出する低エネルギー (5MeV〜2MeV) の 16 O とバックグラ
ンドの 12 C を識別する特殊イオンチェンバーを開発している。そのイオンチェンバーの構造 (下図左) と性能を報告する。

イオンチェンバー（ガスカウンター) でのエネルギー損失 ∆E と、その下流に置く SSD（半導体検出器) で残りのエネルギー E を測定する。同じ ∆E+E の 16 Oと 12 C で ∆E が異なることを利用して 16 O と
12C を識別し、12 C を除去する (下図右)。ここで問題は、全エネルギー ∆E+E が小さいことで

10

B-2

九州大学における AMS（加速器質量分析）システムの開発
九州大学理学府物理学専攻
AA

粒子物理学講座 AA

岡部貴浩A , 野呂哲夫 A , 坂口聡

A志 , 森川恒安 , 前田豊和 , 池谷康祐 , 衛藤晴彦 A , 桑田薫法 A , 田中淳平 A ,山足麻耶 A , 西山憲一 A

AMS (加速器質量分析) は、加速器を利用した超高感度の微量元素分析法である。試料中の放射性同位体である 14 C の濃度を正確に測定することによって試料の年代を決定でき、考古学など
で応用もされている。通常 14 C 年代測定では崩壊曲線を用いることにより試料の年代を決定するが、九大 AMS グループでは、1950〜1960 年代に行われた大気中核実験によって生じた大気中の14

C 濃度の急激な変化 (Bomb-Eﬀect) を利用することにより、現代試料を 1〜2 年の精度で測定することを目指している。必要な測定精度は 1 ％である。
々のこれまでの開発で、九大 AMS システムの測定精度自身は 1 ％レベルに達しているが、まだ測定の再現性が不十分なため、毎回の測定で確実にデータが得られる状況にはなっていない。このため安定性向上を目指して、タンデム加速器とビームラインの透過効率の再確認とパラメータ測定手段の見直しを行っている。その中で、AMS 専用イオン源から最下流の検出器に至るまでをいくつかのセクションに分けて、各セクションでのパラメータをユニークに設定する手法を確立すること
1 計算シミュレーションによるビームトランスポートの確立、°2 加速
が当面の目標である。また、°
3 新たなスリットやビューアーを入れるなど
器パラメータのモニタリングシステムの開発・拡張、°のビームラインの拡充を行っている。今後、これらの開発・改良によりビーム透過効率・安定性等の向上を行い、精度 1 ％の AMS 測定の確立を目指す。
、これまでの開発の経緯と今後の展望について述べる。

B-3

Ecm=1.5MeV 以下での 4 He+12 C → 16 O+γ反応測定における BG 除去
九州大学理学府物理学専攻 A , 神戸大学理学研究科物理学専攻 B 岩崎諒A , 藤田訓
裕 A , 相良建至 A , 山口祐幸 A , 松田沙矢香 A , 三鼓達輝 A , MariaTheodoraRosaryA ,劉盛進 B , 寺西高 A

九大では、星の一生を左右する Ecm=0.3MeVに成功した (下図左)。今開発中のイオンチェ

での 4He(12C,16O) γ反応全断面積を測定してンバーで BG を 3 桁低減できれば、0.7MeVいる。16O の共鳴が 0.3MeV 近くにあるため、まで測定でき 0.3MeV への外挿が可能になる。

できる限り 0.3MeV 近くまで実測する必要があるが、クーロン障壁のため断面積は極めて小さい。それ故 40 年前からの世界競争であるが未だに測定されていない。小さい断面積測定に1 ビーム量・標的量・検出効率・測定時間
は、°
2 バックグランド（BG)
を極限まで増やし、°を 1/10 以下にする、必要がある。
1 はほぼ解決した。°
2 は 12C による BG°
をあと 3 桁低減すれば良い所まで来た。BG
低減には、反跳粒子分析器、パルスビーム、

長時間チョッパーを考案し最適化し、BG 数/
ビーム個数を約 10-16 にして、1.5MeV 測定

11

B-4

天体核反応 4 He+12 C → 16 O+γからの 16 O の荷電分布
神戸大学理学研究科 A , 九州大学理学府物理学専攻 B
B

B

B

劉盛進A , 相良建至 B , 寺

B

西高 , 藤田訓裕 , 山口裕幸 , 松田沙失香 , 三鼓達輝 B , 岩崎諒 B , Maria T.

RosaryB , 櫻井誠 A
Abstract: The astrophysics nuclear reaction

tation is used to calculate the capture cross

12C+He–16O+gamma have been measuring
at Kyushu University Tandem accelerator. In
present work, equilibrium charge state distri-section. Thus, charge state distributions arecompared with previous experimental data.
0.5

butions have been calculated for 7.2MeV and
4.5MeV 16O projectiles passing though He

0.4

gas target. The calculation of charge state
distributions is performed by solving a set of
diﬀerential equations, which relate to charge

Theoryexperiment
Gaussian fitting

7.2 MeV
16O1+ + He

Fraction

0.3exchange between collision ion and target
atom. For Ionization cross section, calcula-

0.2

0.1

tions have been performed for single-electron
processes in the Plane Wave Born Approximation. And the Impact Parameter Represen-

0.0
0

2

4

6

8

Chareg stateB-5

pd 分解反応における Space Star Anomaly と今後の垂直面内実験
九州大学理学部物理学科 A , 九州大学理学府物理学専攻 B 大中貴惠A , 相良建至 B ,石橋和久 B , 木村駿太郎 B , 田中翔基 B , 前田裕史 A , 吉永拓実 A

3 核子系の反応 (散乱、分解、融合) では実験結果と理論計算で不一致があるが、その多くは 3 核子力に起因すると考えられている。しかし、低エネルギーでは 3 核子力の効果が小さいため、Nd 散
乱の Ay puzzle と Nd 分解反応の Space Star Anomaly は未だに原因不明である。特に Space Star
Anomaly は基本量である断面積の不一致なので、深刻な問題である。Space Star とは反応後の３核子が正三角形の頂点にあり (β=120 )、かつ正三角形とビーム軸が垂直 (α=90 ) である運動
学条件である。九大グループでは pd 分解反応実験を E=13MeV/A と 9.5MeV/A で行い、SpaceStar Anomaly が存在することつきとめた。また、Kln 大学データの大きな間違いを証明し、今年の実験で Star Anomaly のα依存性を再確認した。今回はこれまでの実験について報告し、今考えている垂直面内での実験計画（α=90

, β=0

12

〜180

）について述べる。

B-6

pd 分解反応における collinear 異常の探索
九州大学理学部物理学科 A , 九州大学理学府物理学専攻 B 前田裕史A , 相良建至 B ,石橋和久 B , 木村駿太郎 B , 田中翔基 B , 大中貴惠 A , 吉永拓実 A

pd 分解反応における Collinear 異常の探索

垂直平面 → 断面積異常が大か、小か？

を系

前田裕史、相良建至、石橋和久、木村駿太郎、

統的な実験で調べ、異常の特徴を把握して原因を究明する予定である。

Space Star 条件の他に、3 核子が一直線状に並ぶ Collinear 条件でも異常が起こる可能性があると以前から指摘さ田中翔基、大中貴惠、吉永拓実
九州大学・理物・理
九大少数系グループは、Ep=9.5 および 13れており、Collinear 条件下での実験が既にい

MeV での pd 分解反応断面積を長年にわたり系
統的に測定しており、最近約 15 パーセントのくつか行われているが、いずれも垂直平面内にSpace Star Anomaly(SSA) の存在を確定した。
SSA は原因の予想もついていない不思議な現象である。Space Star 条件では、分解反応後の3 核子がビーム軸に垂直な平面内で正三角形の頂点をなして遠ざかる。正三角形のなす平面がおける Collinear ではなかった。そこで我々は、
４．Collinear ＠垂直平面 → 断面積異常が大か、小か？ を調べる実験を最初に行うことにした。九大タンデム加速器で予備実験を行ったので、その実験方法と中間結果を報告する。

ビーム軸と垂直のときに異常が最大になるのがSSA であり、正三角形が垂直から傾くと異常が小さくなる事も既に確定した。すなわち、
１．正三角形＠垂直平面 → 断面積異常が大
２．正三角形＠斜め平面 → 断面積異常が小と判った。我々は今後、 ３．正三角形以外＠

B-7

粒子輸送計算コード PHITS による高速中性子検出のシミュレーショ
ン
宮崎大学大学院工学研究科 A , 宮崎大学工学部 BA

透 , 宮崎武

宮迫洋行A , 前田幸重 B , 齊藤B

大阪大学核物理研究センター (RCNP) では中

射中性子のエネルギーが低い領域では検出効率

性子検出器 NPOL3 を用いた実験が数多く行わの閾値依存性が大きい事などが明らかになった。

れている。NPOL3 は荷電粒子 veto 用の 0.5cm

6厚のプラスチックシンチレーター 1 面と、中性5子検出用の 5cm 厚のプラスチックシンチレー

旅弐

]

4

ター 2 面の計 3 面で構成される。検出効率は[

入射する中性子のエネルギーや、プラスチック

2

M

e

V

6

M

e

V

%

3

シンチレーターからの ADC 信号にかける閾値

0

M

e

V

1

4

M

e

V

1

8

M

e

V

1

2

などに依存する。そこで今回、粒子輸送コード

PHITS を用いて NPOL3 による 50〜400MeVの中性子検出のシミュレーションを行い、検10

出効率の依存性を調べた。グラフは閾値を 2〜

0

1

0

0

2

0

0

3

0

0

[

18MeV とした時の入射中性子エネルギーに対する検出効率のシミュレーション結果である。入

13

M

4

e

V

]

0

0

一般相対性理論の電磁気的重力理論による解釈

B-8

日本文理大学工学部機械電気工学科 A

竹本義夫A

((一般相対性理論と電磁気的重力理論との対比
))
√
2MG
1
0
0
＊ d ct = 1 − r dct ↔ dct、d r = √ 2M dr ↔ dr で対応している。
1−

一般相対性理論 ⇔ 電磁気的重力理論

Gr(A) 時空 (シュバルツシルト) ⇔(ミンコフスキー)
ds2 = −d0 ct2 + d0 r2 + r2 (sin2 θdφ2 + dθ2 ) ↔ ds2 = −dct2 + dr2 + r2 (sin2 θdφ2 + dθ2 )(B) 運動方程式
0

0

0

dr
d d ct( dτ ) = − √MG2M ( ddτr )( ddτct ) ↔ ddτct2 = − Mr2G ( dτ)( dct(1) dτdτ )r 2 1− r G√0dφ 2
MG dct 2
d d0 r
dθ 2
d2 r
1
dθ 2
2
(2) dτ( dτ ) = − √MG2M ( ddτct )2 + 1r 1 − 2Mr G {(r dτ) + (r sin θ dφdτ ) } ↔ dτ 2 = − r 2 ( dτ ) + r {(r dτ ) + (r sin θ dτ ) }r 2 1− r G
√
0
dφ
dφ
dφ
d
dθ
dθ
d
dθ
dθ
1 dr
=
(3) dτ(r dτ
) = − 1r 1 − 2Mr G ( ddτr )(r dτ) + cos θ dφdτ (r sin θ dτ ) ↔ dτ (r dτ ) (real) − r ( dτ )(r dτ ) + cos θ dτ (r sin θ dτ )
√
0
dφ
dφ
dφ
d
1
dθ
d
dr
dθ
= − 1r ( dτ(4) dτ
(r sin θ dφ
1 − 2Mr G ( ddτr )(r sin θ dφ)(r sin θ dφdτ ) = − rdτ ) − cos θ dτ (r dτ ) ↔ dτ (r sin θ dτ )dτ ) − cos θ dτ (r dτ )2(real)(C) 主方程式 (惑星・光の軌道を決定する)・
・赤道上
d 1r 2
d 1r 21
1
1 2 MG1
c2 C 21
c2 C021r√(√) = − 2 + 02
−
↔
(
)
=
(−
+ 2
MG − 2 )e
2M
M
2
2
G
G dΦ
−2
C
C
r
C
C
r
2MG dφ
−2
1
−
r
e
r
e
r
1− r
＊異なった二つの手法がほとんど同じ結果を導く。(式の違いは (3)(4) の虚部が補う)(詳しくは http://www.nbu.ac.jp/∼takemoto/genko.html)

B-9

電磁気的重力理論
熊本県 A

那須俊一郎A

１．日本文理大学の竹本教授は、電磁ポテンシャルの微分から、電磁場が発生し、その際、これまで知られていなかった電場の時間成分を伴うことを発見した。また、電磁ポテンシャルを２階微分すると、ダランベリアンを使った電磁場の方程式が現れ、電場の時間成分があるおかげで、人為的ないわゆるローレンツ条件は必要としないことを論じた。
２．竹本教授は、電磁場の発生メカニズムを重力に応用して、新しい重力理論「電磁気的重力理論」を提唱した。ここでは、この理論を理解しやすくするため電磁気でよくするように、時間変動がない場合と時間変動がある場合に分けて分析してみたい。特にファラデーの電磁誘導則が、重力場では、誘導重力場の発生という形でマッハの原理の説明に使うことができることを述べたい。
３．クライン・ゴルドン方程式・プロカ方程式と１の電磁場の方程式を比較すると、両者は同じ形をしていて前者が質量がある場合で、後者が質量がない場合に相当すると思われる。そこで、竹本の電磁場理論を質量がある場合に拡張し、質量をもつ光子（ベクトル場・スカラー場）を発生させることを考えてみたい。
４．同じ様に、２の重力場理論を質量がある場合に拡張し、質量をもつ重力子（ベクトル場・ス
カラー場）を発生させることを考えてみたい。

14

B-10

暗黒エネルギー
熊本大学 A

蓮尾陽A , 高橋慶太郎 A

宇宙の時間発展はアインシュタイン方程式で表現され、宇宙膨張の速さは宇宙を構成しているエネ
ルギーによって決まってくる。宇宙がバリオンや、ダークマターのような圧力ゼロの物質で支配されているとするならば、宇宙は減速膨張となる。また、宇宙定数が支配している場合、宇宙は加速膨張となる。現在、宇宙がどのように膨張しているかは、光度距離と赤方偏移の関係を測定する
ことで調べることができる。Ia 型超新星の絶対光度は光度曲線の形から精度よく推定できるため、
光度距離と赤方偏移の関係を調べる良い天体であり、その結果現在宇宙は加速的に膨張していることがわかった。つまり現在の宇宙は、宇宙定数のようなエネルギーに支配されていることを示している。この加速膨張をさせているエネルギーを一般的にダークエネルギーと呼ぶ。今回は、ダークエネルギーを仮定するに至った経緯と今後の課題について述べる。

B-11

Sgr A*における熱的・非熱的電子からの放射スペクトル
熊本大学自然科学研究科 A

馬場多聞A , 甲斐隆志 A , 荒井賢三 A

我々の銀河中心 (距離 8.4 ± 0.6kpc) には Sgr A∗ と呼ばれる超大質量ブラックホール (質量 4.0 × 106

M¯ ) が存在すると考えられ，多波長で精力的に観測が行われている．それらの観測から Sgr A∗ の
光度は他の銀河核より低い (Lbol ∼ 10−9 LEdd ) ことが分かっており，低光度活動銀河核に分類されている．Sgr A∗ の光度が低い原因は質量降着率が低い (Ṁ ≤ 10−7 M¯ yr−1 ) ためであると考えられている．
低光度活動銀河核では，光学的に薄く十分に放射が行われないため内部への移流が優勢になる移流優勢降着円盤や円盤内縁付近のジェットからの放射を観測していると考えられている．Sgr A∗ から直接ジェットは観測されていないが，スペクトルや偏光の特徴からその存在が示唆されている．
そこで本研究では，まず Narayan et al. (1995) により導出された自己相似解を基に，冷却過程
として内部への移流，シンクロトロン放射，制動放射及びそれらのコンプトン散乱を考慮した移流
優勢降着円盤モデルを構築した．円盤中では電子とイオンの質量差から加熱はイオン冷却は電子により行われるが，光学的に薄い場合イオンと電子は熱平衡にならないため，イオンと電子間に温度差が生じる 2 温度モデルを採用した．また円盤から降着するガスの一部はジェットとして噴出している．今回はジェット中でガスが等方的に断熱膨張するような玉ねぎ状のモデルを構築した．これ
らのモデルを Sgr A∗ に適応しスペクトルを計算した結果について考察する．また，電子の大部分
は熱的な分布をしていると考えられるが一部が非熱的な場合についても議論を行う．

15

B-12

降着円盤内のガス塊における分子形成熊本大学 自然科学研究科 A

富田美紀A , 荒井賢三 A

降着円盤内でガスの密度の高いところは自己重力により収縮する．そのガス塊中での分子形成を調べる．そのために, ガス塊をポリトロープ（力学平衡にあるガス球）としてモデルを構築した．
静水圧平衡の式と連続の式を用い, ρ = ρc θn (ρc は星の中心密度) として状態方程式を仮定することでポリトロープ指数 n の Lane-Emden 方程式が得られる．その際, 無次元変数 ξ(r ≡ αξ) を導入している．この式は,

1 d
ξ 2 dξ

(
)
2 dθ
ξ
= −θn
dξ

である．この Lane-Emden 方程式を n = 1.5 について解き, 得られた ξ と θ を用いて密度と温度の関係を得た．
また，分子反応ネットワークを用いる．これは 396 種の分子と 4605 の分子反応を含んでいるが，このうち 50 種の分子と 2820 の分子反応を利用する．反応率は UMIST データベース 2006 を用いる．初期組成として太陽組成を使用し，上記の Lane-Emden 方程式から得られた密度と温度を用いて分子反応を計算する．二体反応を考えるとき，i 種の分子または原子の個数比 Yi の時間変化は

∑
∑
dYi
=−
Dij ρNA Rij Yi Yj +Dkl ρNA Rkl Yk Yl
dt(ρ : ガスの密度，NA : アボガドロ数，Rij : 反応率)
ただし

{
Dij =

1
(i 6= j)
1/2 (i = j)

これを解いて分子形成を追う．

B-13

磁気駆動ジェットの MHD シミュレーション
熊本大学 自然科学研究科 A

出口真輔A , 小出眞路 A

銀河団コアにおいて、X 線放射により失わトが形成されることが確認できた（図参照）。

れるエネルギーはその周辺からのガスの流入

Cooling ﬂow 問題を考える前段階として、今回（Cooling ﬂow）により供給されていると考えはまずこのように駆動されたジェットの特性を示られてきた。しかし、観測されるべき Cooling

し、さらにジェットが周囲の環境にどのような影

ﬂow が確認されず、コアを暖める他の加熱源として AGN ジェットや熱伝導などが提案されて響を与えるかを数値計算結果をもとに議論する。
30

30

30

30

25

25

25

25

20

20

20

20

15

15

15

15

ρ

いる。M.Ruszkowski ら（2004）は AGN ジェッ

1.4

トによるモデルを取り上げ、ジェットのエネル

1.2

ギーとして熱エネルギーを直接与えて計算を1.0z行った。一方、我々は新たに磁場により駆動さ0.8

れるジェットを用いたモデルの検討を行ってい0.6

る。具体的には、境界条件で印加したポロイダ

10

10

10

10

5

5

5

5

0

0

0

0

0.4

ル磁場の磁気圧によりプラズマを加速、収束さ0.2

せてジェットを形成させる。宇宙流体数値シミュ

B0

レーション用統合ソフトウェア CANS を用いた

2

4

6

ｒ

8

10

2

4

6

8

10

2

4

6

8

10

2

4

6

8

10

ジェットが形成され、伝播していく様子。カラーは密度。矢印は速度。境界でトロイダル
磁場（B0）を与えている。左から、時間の時の図（時間の単位は。ここで、 は磁場が最大となる半径、は音速である）。

試計算によると上記の機構により自然とジェッ

16

0.0

B-14

Eﬀects of a New Triple-α Reaction on the S-process in Massive Stars
九州大学理学府 A , 熊本電波高専 BA章 , 藤本信一郎

菊池之宏A , 小野勝臣 A , 松尾康秀 A , 橋本正B

太陽質量の 10 倍を超える質量を持つ恒星にはヘリウム燃焼と炭素燃焼において中性子源があるため、
weak s-process と呼ばれる重元素合成過程が起きると考えられている。近年、Ogata et al.(2009)
によって新しい triple-α 反応率 (以下 OKK rate) が発表された。この反応率は恒星進化に関わる
温度付近で従来の反応率より数桁から数十桁大きい。Triple-α 反応は、進化における主要な元素である 12 C と 16 O に関わる重要な反応であり、OKK rate を用いた恒星進化計算並びに元素合成計算は従来の結果を変える可能性がある。本研究では星全体の質量が 25M¯ で中心に 8M¯ のコアを持つ恒星をモデルに、一次元静水圧平衡を仮定した比較的小さい核反応ネットワークで恒星進化計算を行い、その結果を用いて post-process によって大規模元素合成計算を炭素燃焼段階まで行った。得られた結果として、ヘリウム燃焼後には OKK rate を用いた場合に、従来の反応率を用いた場合に比べて s-process によって生成される元素の生成量は少なくなるが、炭素燃焼後ではどちらの元素を用いた場合でも大きな違いは見られなかった。よって、OKK rate が weak s-process に与える影響は少ないと考えられる。

B-15

降着円盤モデルにおける粘性規定
熊大院自然 A

甲斐隆志A , 荒井賢三 A

活動銀河の中心部には超大質量ブラックホールが存在し，その周りを高速回転しながら徐々に中心へ落下していくガスが降着円盤を形成していると考えられている。ガスがブラックホールへ降着していくためには自身の角運動量を失う必要があり，円盤内の乱流粘性が重要な役割を果たしているとされる。
乱流の動粘性係数は典型的な乱流渦の速度とサイズの積 ν ∼ vturb lturb で表すことができるが，それらを直接知ることは困難であり，標準円盤モデルに代表されるように (1) ν = αcs H ，もしくは (2) ν = αc2s /Ω (α, cs , H, Ω はそれぞれ粘性パラメータ，音速，円盤の半分の厚み，角速度) とする α モデルが用いられてきた。一方，(3) ν = βr2 Ω (β, r はそれぞれ粘性パラメータ，中心からの距離) とする β モデルも提案されている。これは差動回転する 2 つのシリンダー間におけるTaylor–Couette 流の実験結果とよく整合している。
本研究では，動粘性係数を (1) – (3) とした場合に降着円盤の構造にどのような影響を及ぼすのか調べた。中心ブラックホール質量 M = 3.9 × 107 M¯ ，質量降着率 Ṁ = 10−3 ṀEdd (ṀEdd は

Eddington 質量降着率) とし，α, β をそれぞれ 10−1 , 2 × 10−8 として数値計算を行った。その結果，自己重力優勢な領域において (2) と (3) の場合にほぼ同様の円盤構造が得られる一方，(1) の場合には構造は大きく異なることがわかった。しかしながらいずれの場合においても観測との不一致などがあり，満足のいく結果は得られなかった。これは円盤外縁部での降着円盤モデルにおいて粘性の詳細な理解が非常に重要であることを示している。

17

B-16

磁気リコネクションの MHD シミュレーション
熊本大学 自然科学研究科 A

瀬尾崇之A , 小出真路 A

非相対論的抵抗性電磁流体力学コードの二次元数値シミュレーションによって、x-y 平面上で x 軸に対称な反平行磁場を仮定し、更に縦磁場を含めた場合の磁気リコネクションを計算し、縦磁場の強さの違いによるアウトフロー速度やインフロー領域の速度の変化について調べたところ、非相対論では縦磁場によるそれらの顕著な違いは見られないという結果が得られたのでそれを示す。

18