宇宙の重元素の起源の解明に向けた
重元素原子データの構築と非平衡プラズマの研究

田中 雅臣（東北大学 理学研究科 天文学専攻）(C) NASA
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速い中性子捕獲反応

元素の起源を解明したい

ビッグバン？？

(rプロセス)が必要

プラチナ 金星の中、超新星爆発

NhMc

Ts Og

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質量放出
(M~0.01 Msun)

中性子星の合体

放射性崩壊

重元素の合成(中性子捕獲反応)

重力波放射~< 0.1 秒
10 km (106 cm)

h5p://www.aei.mpg.de/comp-rel-astro「キロノバ」
電磁波放射<1秒~> 1日1015 cm

MT & Hotokezaka 13
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M ~ 0.01 Msunv ~ 0.1c
R ~ 1014-15 cm「キロノバ」の物理状態

可視光＋赤外線
Gamma-rays
β/α par<cles

密度 ρ ~ 10-13 g cm-3 (n ~ 109 cm-3)
温度 Τ ~> 5,000 K(イオン化度 中性-数階電離以上)
鉄より重い元素のみからなる
可視光・赤外線光子は重元素と相互作用 (主に束縛遷移)4 /11

重元素の原子構造計算 => 吸収係数
加藤 太治さん、村上泉さん、坂上裕之さん (NIFS)、Gediminas Gaigalasさん (Vilnius U.)、中村信行さん (電通大)、田沼肇さん (都立大)らとの共同研究(MT, Kato, Gaigalas et al. 2018, ApJ, 852, 109; 2020, MNRAS, 496, 1369)

ランタノイド元素の吸収係数：とくに赤外線で大きい

103

可視光

102

近赤外線

554433Fe (Z = 26, d shell)
Ru (Z = 44, d shell)
Te (Z = 52, p shell)

100
10−110−205000

10000
15000
Wavelength (Å)

20000

E (eV)101

E (eV)2hc=
E

Nd (Z = 60, f shell)−1Opacity (cm g )

吸収係数=> 「キロノバ」は赤外線で強く輝くはず221125000
0Fe II

Nd II

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2017年: 初の中性子星合体 重力波＋電磁波観測
明るさ

赤外線

MT et al. 2017, PASJ, 69, 102

Observed magnitude

1718grizJ
H
K-17-16-15

19-1420-13

可視光
21-12220510
Days after GW170817

Absolute magnitude

16-1115合体からの日数「キロノバ」が見えた = 重元素合成の証拠
赤外線で強い = ランタノイド元素が放出された

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「キロノバ」のスペクトル検証は次のステップへ
どの元素がどれぐらい放出されているのか？？

可視光

近赤外線
地球の大気

Sr?

1.5日

Flux

10−16

10−17

2.5日??

(1) 網羅的かつ正確な(2) 非平衡プラズマの??

10−18??

4.5日

モデリングが必要不可欠??

3.5日

重元素の原子データ??

5.5日
10−19

05000

10000

15000

20000

25000

Wavelength (Å)

7 /11(1) 重元素の原子データ：原子構造計算の検証- レーザー誘起ブレークダウン分光 (1-2階電離) @電通大
Al + Er(C) 中村信行さん (電通大)Preliminary

波長 (nm)- LHD (重元素のペレット溶発雲分光、3階電離以上) @NIFS- イオンビームスパッタリング装置 @NIFS- CoBIT @NIFS- 電子ビームトラップ @電通大

加藤太治さん、坂上裕之さん (NIFS)

相補的な実験データの取得 => 多角的な原子データの検証へ
最終的にはデータベース化して世界に提供したい

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(2) 非平衡プラズマのモデリング
これまでの天文学の重元素プラズマの計算 = LTEを仮定
数密度 (cm-3) Hを仮定
101010710910111013109

102
101100温度 (K)

1910211023102510271029103110331035103710

太陽中心縮退電子
LIBS
LHD溶発雲

遷移層
彩層

1010

108

理想気体

(0.1日)
(1日)

39

109

太陽表面

中性子星合体からの放出物質

中性子星

103

10

白色矮星

106

1017キロノバ(0.01日 = 15分)

太陽コロナ

410

核融合プラズマ

710515輻射

108
1010107106105
104
103
102

= 重元素のみでできた非平衡プラズマ
101

10-16-14-12-10-8-6-4-20246810121410 10 10 10
10 10 10 1010 10 10 10 10 10 10 100(天文学ではまだ未開拓領域… 核融合プラズマ研究と連携したい)

質量密度 (g cm-3)

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今後の重力波＋電磁波観測
今ここ

年間1-2天体

年間~10天体

年間~50天体h5ps://www.ligo.org/scien^sts/GWEMalerts.php
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まとめ• 宇宙における重元素の起源• 中性子星合体の重力波＋電磁波観測で検証可能な時代に• 原子物理＋宇宙物理の連携が鍵• 現状ではスペクトルを読み解くことができていない• 今後5年で、より多くの観測データが得られる• 元素の起源の解明に向けた課題• 網羅的かつ正確な重元素データの構築=> データベース化 (NIFS 原子分子データベース)• 重元素のみで構成された非平衡プラズマのモデリング11 /11

Appendix

原子構造計算の進展
open s shell

MT, Kato, Gaigalas, Kawaguchi 2020, MNRAS, 496, 1369

Kasen+13: Sn II, Ce II-III, Nd I-IV, Os II
Fontes+17: Ce I-IV, Nd I-IV, Sm I-IV, U I-IV
Wollaeger+17: Se, Br, Zr, Pd, Te
MT+18: Se I-III, Ru I-III, Te I-III, Nd I-III, Er I-III
Kasen+17: Lanthanides
MT+20: all the heavy elements
open d-shell

open f shell

open p-shell重元素データ 未開拓領域：高階電離イオン

Number of levels
エネルギー準位データの数

1000

La (57)
Ce (58)Pr (59)
Nd (60)Pm (61)
Sm (62)Eu (63)
Gd (64)
Tb (65)
Dy (66)
Ho (67)
Er (68)
Tm (69)Yb (70)Lu (71)800600400

未開拓領域

20000123456Ionization

イオン化状態 (1=中性)

78910

重元素データ 未開拓領域：赤外線遷移ion 近赤外線
II

可視光with A
1階電離イオン90

原子番号Atomic
number

80
7060

未開拓領域

50
4030200500

1000

1500

Wavelength(nm)波長 (nm)

2000

2500

高階電離イオンの理論計算
Banerjee, MT, Kawaguchi, Kato, Gaigalas 2020, ApJ, 901, 29; Banerjee et al. in prep.
８階電離イオン

あまりに複雑な原子構造 => 膨大なデータ(~100 GB/1イオン)

キロノバ vs 実験室プラズマ
キロノバ@1日

LIBSプラズマ
LHDペレット溶発雲

温度~104 K (1eV)~104 K (1eV)

電子密度~109 cm-3~1017 cm-3サイズ~1015 cm~1 cm~ 102~ 10-5

光学的厚さ(κ ~ 1 cm2 g-1)

キロノバ ρ ~ Amp n ~ 10-13 g cm-3
τ ~ κ ρ R ~ κ (Amp n) R ~ σ n R(σ ~ κ Amp ~ 10-22 cm2)