宇宙史センター構成員会議 2018/11/22

稀少核種の精密質量測定による重元素合成天体環境の解明
小沢研究室
向井もも

宇宙元素合成の概要
元素の存在比分布

J.J. Cowan et al., Phys. Rep. 208, 267 (1991).

H

隕石の化学分析
太陽の分光分析

HeCONeSiFe

Ge

SrXe BaPbPt•••

恒星や爆発的な天体環境中での不安定核の合成が関与
特徴的なピークは合成される不安定核の性質と関連
原子核の性質を調べる -> 元素の起源を知る

宇宙元素合成の概要

半減期 (s)

原子核の種類：存在できる原子核 約6000個発見されている原子核 約3000個
安定な原子核 約300個原子核の殻構造（魔法数）：
Th, U

陽子数：Z

陽子数 Z = 8, 20, 28, 50, 82
中性子数 N = 8, 20, 28, 50, 82, 126
核子がより強く束縛されている。
天体環境中での原子核の合成経路と強く関連している。

Fe中性子数：N
https://www.nndc.bnl.gov/chart/

核図表宇宙元素合成の概要

半減期 (s)J.J. Cowan et al., Phys. Rep. 208, 267 (1991).

HHe
CONe
Si

元素の起源となる合成過程は主に4つ。
各過程で天体環境、合成される原子核が異なる。

r-processFes-process
GeTh, U

SrXe Ba

PtPb

陽子数：Z

stellar burning

r-process

FeBigBang

中性子数：Nhttps://www.nndc.bnl.gov/chart/

stellar burning：恒星での燃焼過程
rp-process：早い陽子捕獲過程（~100 s）
陽子ドリップライン付近を進む。
s-process：遅い中性子捕獲過程（数千万年）
安定核に沿った合成。
r-process：早い中性子捕獲過程（秒オーダー）
非常に中性子過剰な不安定核が合成される。

宇宙元素合成の概要

半減期 (s)stellar burning：
恒星内での水素、ヘリウム、重元素燃焼
結合エネルギーの大きな56Ni(-> 56Co -> 56Fe)までを生成。
原子核物理学(八木浩輔著、朝倉書店)

陽子数：Z

Th, UFe

中性子数：Nhttps://www.nndc.bnl.gov/chart/

元素はいかにつくられたか（野本憲一編,岩波書店)

宇宙元素合成の概要

半減期 (s)rp-process：
早い陽子捕獲過程
陽子ドリップラインに近い不安定核を合成。
A ~ 100の安定な陽子過剰同位体
連星系降着円盤での熱核爆発
2×109 K, ~100 s(β+崩壊の半減期のオーダー)
早いα崩壊によりSn, Sb, Teで止まる。

陽子数：Z

Th, UFe

中性子数：Nhttps://www.nndc.bnl.gov/chart/宇宙元素合成の概要

半減期 (s)rp-process：
早い陽子捕獲過程
陽子ドリップラインに近い不安定核を合成。
A ~ 100の安定な陽子過剰同位体
連星系降着円盤での熱核爆発
2×109 K, ~100 s(β+崩壊の半減期のオーダー)
早いα崩壊によりSn, Sb, Teで止まる。

100Sn56Ni

陽子数：Z↑ 2×109 K Th, U(p,γ)-(γ,p)平衡56Nir-process↑ 冷却過程時< 9×108 K(p,γ)が優勢HFeH
中性子数：Nhttps://www.nndc.bnl.gov/chart/

H. Grawe et al., Rep. Prog. Phys. 70 (2007) 1525.

宇宙元素合成の概要

半減期 (s)H. Grawe et al., Rep. Prog. Phys. 70 (2007) 1525.

鉄より重い元素を生成する中性子捕獲過程

陽子数：Z

Th, Ur-process

Fes-process：
数千万年単位での中性子捕獲過程 M > 8M☉
安定核に沿って進む
Z ≧ 84が不安定なため、209Bi（Z = 83）で止まる

r-process：
中性子数：Nhttps://www.nndc.bnl.gov/chart/

早い中性子捕獲過程（秒オーダー）
詳細な天体環境は宇宙元素合成における未解決問題
どちらも、N = 50, 82, 126に対応するピークを形成する。

• 鉄より重い元素の約半分→ 爆発的な天体環境中での早い中性子捕獲過程(r過程)により生成r過程の起源天体環境
中性子性衝突?

• 天体温度 > 109 K, 中性子密度 > 1020 /cm2/s→ β崩壊するより早く中性子が吸収される→ 中性子過剰核が合成される超新星爆発?

候補天体現象：
中性子星の衝突、重力崩壊型超新星
観測されている安定元素分布を完全に再現できるようなメカニズムはわかっていない。
•

陽子数 Z

N = 126

N = 82

滞留核
N = 魔法数 + 1 → 低い中性子分離エネルギー(n,γ) ⇔ (γ,n)が平衡 + β−崩壊 ⇒ Z方向にパスが伸びる• 天体温度(γ)や中性子密度(n) ⇔ 滞留核の質量• N = 126 ・・・ U, Th合成のボトルネック•

N = 50
中性子数 NH. Grawe et al., Rept. Prog. Phys. 70, 1525 (2007).

研究の目的 r過程滞留核および近傍核の精密な質量測定•r過程滞留核N = 50 74,76,77,78Ni 2018 N = 82 122Rh etc. (A ~ 130, N ~ 82) 2018 N = 126 196Yb近傍核 2020 • 魔法数の確認 安定核からの殻構造進化• 質量予測モデルへのフィードバック• r過程の天体環境への制限

陽子数 Z

N = 126

N = 82N = 50
中性子数 NH. Grawe et al., Rept. Prog. Phys. 70, 1525 (2007).

原子核の性質と天体環境との関係
滞留核での近似• 定常的な生成・消滅• (n,γ)↔(γ,n) 平衡

 定常的な生成・消滅
一定
S. Chiba, priv. comm. (2009).

崩壊率

••

安定元素の存在比∝ 滞留核の生成量∝-1 寿命という関係

寿命や崩壊様式はシミュレーションの重要なinput
滞留核の寿命がr過程のタイムスケールを決める。

⇒ T1/2の必要決定精度 < 30%原子核の性質と天体環境との関係
滞留核での近似• 定常的な生成・消滅• (n,γ)↔(γ,n) 平衡

 (s,γ)↔(γ,s) 平衡

Ȃ!

# $%
#中性子分離エネルギー：0&' )*
+Ă!
2!

0Ȃ)*

2

• 質量2,2を測定することで、中性子過剰核を生成するような天体環境（T, Nn）に制限を付けることができる。
⇒ r-過程による重元素合成シナリオの特定に大きく貢献。
• 0 が100 keVのオーダーで変わると天体環境は一桁以上の幅を持つ。
6@ Ȃ⇒ 必要な質量決定精度は、 3質量を測る必要性• 質量の理論予測値のばらつき
N = 55領域

P. Moller et al., At. Data Nucl. Data Tables 109–110, 1 (2016).
H. Koura et al., Prog. Theo. Phys. 113, 305 (2005).
N. Wang et al., JPCS 420, 012057 (2013).
J. Duflo et al., Phys. Rev. C 52, 1 (1995).
Y. Aboussir al., At. Data Nucl. Data Tables 61, 127 (1995).

N = 126領域

K. Blaum, Phys. Rep. 425, 1 (2006).

∆M (MeV)KTUY05WS3DF

ETFSI-1

4.0
3.0
2.0
1.0
0.0-1.0-2.0-3.0-4.0
64

66

6870
72
陽子数Z-6 。
必要な質量測定精度は、
δm/m
理論モデルによる質量予測値はMeVオーダーでばらついている。
精密質量測定が不可欠！

• 極端に中性子過剰な原子核で魔法数が保存するのか?
軽い原子核では魔法数の消失・新たな魔法数の出現が実験的に確認されている。
元素合成過程に大きな影響をあたえうる。

7476

Rare RI Risg (R3) @ RIBF/RIKEN

不安定核(RI)ビーム
核子当たり200 MeV(β ~ 0.5)
リングの電磁石の磁場

サイクロトロン周波数
@AB?
+C

*

周回時間 = 飛行時間/周回数

原子核の質量
ただし、&= > ⇒ 等時性磁場?= >による>の補正

R3の特徴 サイクロトロン周波数の式より• 等時性磁場>&=→ 質量が速度に依らない+
速度をそろえるための冷却過程がいらないD?
B
短寿命核に適する>• キッカー電磁石による個別入射E!
イオンを周回軌道にけり入れる→ 無駄なく測定→ 質量 & B の精度は、周期T, 磁場B, 速度Eの精度=で決まる。

 等時性磁場 ?
→ Eに非依存?= >このときの分解能は、
I &= B& = B

ID=
D=I?=
?=

等時性条件で質量既知核（リファレンス粒子）を測定しつつ、質量未知核も同時に質量測定を行う。
未知核の質量：∼φ20 m

キッカー電磁石

Y. Abe, doctor thesis in University of Tsukuba.
A. Ozawa et al., Prog. Theor. Exp. Phys. 03C009 (2012).

&%
B%

&= D%
B= D=E%!

!
D%
E
D= %

R3における不安定核の精密質量測定

コミッショニング(2015-)
質量分解能：3×10-5
トランスミッション(F3-ELC)：1%⇒ 78Ni 10-6 precision → 100 event

トリガー信号(< 100 Hz)

入射核破砕反応：
238U 345 MeV/A+ Be標的RI 200 MeV/A

RIU

TOF start
（Pla）

Be

キッカー電磁石

BigRipsTOF-Bρ-∆E法による破砕片分離
TOF stop & start

未知核の質量分解能：
I &% B&% B

I &= B&= B>=!

10-6)@ D= D% E%

I D% D=D% D=10-6N!

)

IE%
E%
10-4

TOF stop（Pla）⇒ 周回時間F3-S0間の飛行時間 ~700 ns
J KMに必要な飛行時間の決定精度は、
K

700 ns×10-4 = 70 ps⇒高時間分解能な飛行時間検出器 @ S0（後述）74,76Ni質量測定結果 @ R3 os 2018/11/4 - 8

δm < 100 keV
δm > 100 keV
unknown mass

122Rh,124Pd質量測定 @ R3 os 2018/11/23 - 28

# 質量未知核New!
New!

飛行時間検出器の開発
TOFのstop信号(β測定)とstart信号(T測定)を発生する検出器

飛行時間検出器に要求されるスペック：
 質量分解能 200 keV ⇒ 時間分解能 < 70 ps
 稀少核種 ⇒ 高検出効率 ~100% 一週間程度の安定動作
 広い有効領域 > φ30 mm

BE-MCP検出器• ビーム通過時の二次電子を電磁場で検出器へ誘導• 等時性電磁場により二次電子の飛行時間が通過位置に非依存=> 高い分解能と広い有効領域• 薄膜 1 µm => 通過ビームへの影響が無視できる
ホイルから

R

B
MCP
Permanentmagnets

Eee

Foil

までの飛行距離：+&S TU?!

EMCP
12 cm

Beam
B = 130 Gauss
E = 480 V/mm

40 cm

飛行時間検出器の開発
性能試験 @ 放射線医学総合研究所

BE-MCP

位置検出器
PPAC

位置検出器
PPAC

84Kr

200 A MeV

全エネルギー検出器
NaI

トリガー検出器
プラスチックシンチレータ

時間分解能 < 70 ps 達成！
検出効率 100％達成！
有効領域 ~φ40達成！

来年度のR3実験で導入予定

まとめ• 天体環境中での元素合成過程で生成される不安定核の性質を調べることで、重元素合成の起源天体環境を知ることができる。
• 早い中性子捕獲過程(r過程)の起源天体環境は未知
非常に中性子過剰な原子核が関与するため、実験的に性質を調べることが困難。
• BigRips + 稀少RIリングで、r過程に関与する未踏核種の精密質量測定が可能になった。
• 2018年度- Ni, Sn領域の中性子過剰核の質量測定開始• 精密質量測定に不可欠な飛行時間検出器を開発中• N = Z核のR3での質量測定のためのプロポーザル提出 (rp過程)
2019年度- 実験開始?

11月