筑波大学宇宙史研究センター構成員会議
2022年6月24日

地球上で検出された短寿命r核Fe-60とPu-244
Short life r-nuclei Fe-60 and Pu-244 detected on the Earth
清水建設（株） 木下 哲一

1

話の内容

• 序論
• 試料・測定方法・結果• 検出された60Feと244Puの起源• 超新星爆発の地球への影響
2

46億年前Fe-60 （半減期260万年）
Pu-244 （半減期8000万年）…

存在量

実験室での天体核物理研究〇分析技術の精鋭化

現在

加速器質量分析の開発
60Fe/Fe検出限界 ~10-17
244Pu検出限界 ~100個〇分析・解析
○爆発的環境下での元素合成○超新星爆発による太陽系近傍の物質の分布○超新星爆発活動による地球環境への影響

3主な測定対象：
10Be,14C,26Al,36Cl,41Ca,129I

加速器質量分析(AMS)

ストリッパー
Arガス+Cホイル

60Fe16O－ΔE4

Csｽﾊﾟｯﾀ型負ｲｵﾝ源

14UD pelletronターミナル電圧14MV

position (ΔE2 left)

ガス充填磁石
60Ni

60Fe
ΔE1

オーストラリア国立大学

・・・

60Fe11+

ΔE44地球上に存在する放射性核種60Fe (T1/2=260万年)

244Pu (T60Fe, 244Pu etc

1/2=8100万年)

中性子星合体太陽・銀河宇宙線
空気と核反応超新星爆発

10Be (T =139万年), etc
1/2

10Be時間変化

Kim et al (2011)

60Fe時間変化

Knie et al (2004)

244Pu etc

大気圏内核実験

マンガンノジュールマンガンクラスト5

60Feと244Pu探索の歴史
2001年 Paul
海底堆積物より244Puを検出
核実験起源

1971年 Hoffman
希土類鉱物から244Puを検出

1973年 Sakamoto
定常的な超新星爆発由来244Puの流入があれば説明可能

表面電離型質量分析
1970年

1980年

2001年以降多数の244Puの報告2004年 Knie
2016年 Wallner,Kinoshita
海底試料より60Feを検出
超新星爆発起源2012年 Lachner
希土類鉱物を再測定
244Puは不検出
2021年 Wallner, Kinoshita
マンガンクラストより244Puを検出
超新星爆発起源

加速器質量分析(AMS)

対象核種を拡張

10Be,14C,26Al,36Cl,41Ca,129I

60Fe,146Sm,236U,239-244Pu

2000年

2020年 6

244Puに関するこれまでの研究

Paul et al., APJ 2001

マンガンクラストRaisbeck et al., NIM B 2007

1 count

244

1 count

Pu flux (atoms cm-2 My-1)

海底堆積物

海底堆積物表層

0 count

10080

Wallner et al., Nature comm 201616 count

60

0count 1 count20400010Age (My)1 count
200 count7用いた海底試料
60Fe, 244Pu

60Fe60Feマンガンノジュール
Hein, Treatise on Geochemistry

堆積物コア

マンガンクラスト

海底のノジュールとクラスト(JAMSTECより)

8試料処理10Be, 60Fe
ｽﾗｲｽ試料 （ｸﾗｽﾄ0.2g、堆積物20g）

244Pu
スライス試料 20g - 200g

10Be年代測定

HCl+H2O2に溶解

HCl+H2O2に溶解

陰イオン交換NH4Iで還元
Pu → Pu(III)

陰イオン交換2.4 mm/My

陽イオン交換NH4Fで共沈

陰イオン交換陰イオン交換HIAF, ANU

MALT, U. TokyoANU
HIAF 15MV

U Tokyo
MALT 5MV

60Fe流入量時間変化
4Fe flux (atoms cm-2 yr-1)

10Be-AMS

3 12239-244Pu-AMS

ANSTO

3

感度100倍216060Fe-AMS

00246Age (My)810ANSTO
VEGA 1MV9244Puの解析
同位体比の分布108100107106239Pu

105101529ｶｳﾝﾄ
4240Pu366ｶｳﾝﾄ

103102
101

240Pu/239Pu

10-1

Atom ratio

Pu concentration (atoms g-1)

Pu同位体の深度分布

244Pu
02

核実験以外の起源
244Pu/239Pu

10-3
10-412ｶｳﾝﾄ

46Age (My)10-281010-50

核実験起源
246Age (My)81010

60Feと244Pu蓄積量時間変化

60Fe

244Pu

11超新星爆発の中での60Feと244Puの生成
核反応断面積粒子・光子σ(E)Φ(E,T)
反応率<σv> ∫Φ(E,T)×σ(E) dE

NZ,NdNZ,N(t)dt＝ <σv>p,γNZ-1,N(t)Np(t)－<σv>p,γNZ,N(t)Np(t) ＋ ・・・ － ・・・

エネルギー
熱運動(γ,n)プランクの黒体放射

核反応 (γ,p)(γ,α)(γ,n), (γ,p), (γ,α), (γ,f)(n,g), (n,p), (n,α), (n,f)(p,g), (p,n), (p,α), (p,f)
放射壊変(α,g), (α,n), (α,p)

12

超新星爆発の中での60Feと244Puの生成
TMAX = 3.3×109 K

TMAX = 2.9×109 K
244Pu

244Pu

60Fe

60Fe

60Fe

13

60Feと244Puとの生成量
Wanajo et al., APJ 2004

重力崩壊型超新星爆発の中での60Fe生成量
Amount of 60Fe (10-5 M⦿)

頻度：数回/100年

60Fe

中性子星合体の中での生成量
頻度：数回/104-106年

Th, U
244Pu

?

Stellar mass (M⦿)

NRNPS Thielemann et al., 201714

60Feと244Pu蓄積量時間変化

フラックス

60Fe（重力崩壊型超新星爆発起源 頻度：数回/100年）

200万年前600万年前

46億年前
年代

フラックス

244Pu（中性子星合体etc起源 頻度：数回/104-106年）？
200万年前600万年前

46億年前
年代

15

超新星爆発の距離の推定（60Fe）
1026原子1050-51原子質量と60Fe生成量
Amount of 60Fe (10-5 M⦿)

立体角

地球全体への60Fe流入量

1～7×1026
2×1026
Stellar mass (M⦿)

超新星爆発の地球からの距離の推定○200-300万年前の超新星爆発60-310 pc（200-1000光年）○600-700万年前の超新星爆発
50-100 pc（160-330光年）
16

超新星爆発の位置情報○200-300万年前の超新星爆発残骸の軌道計算
Breitschwerdt, Nature 2016

太陽系300光年
Henbest/Couper, Ohio state U

いずれの超新星爆発もローカルバブル内部

さそりーケンタウルス運動星団の中での超新星
17

超新星爆発活動と地球環境への影響１
暖δ18O

寒18

超新星爆発活動と地球環境への影響２50pc（160光年）での超新星爆発からの地球への影響
Melott et al., APJ 2017

宇宙線（プロトン）の増大
空気との核反応

ミューオン・中性子の増大

地球へのプロトンフラックス

地表の線量100-1000倍

ミューオン
中性子102-104倍

地表
19超新星爆発活動と地球環境への影響２50pc（160光年）での超新星爆発からの地球への影響
Melott et al., APJ 2017

宇宙線（プロトン）の増大
空気との核反応

雲量の増加
高度3km以下の雲量と宇宙線量
Marsh, Svensmark, PRL 2000

ミューオン・中性子の増大

地表地球はどうなる？
・温暖化
・寒冷化
・変化なし

― 雲量
― 宇宙線

δ18Oの時間分解能が103104年のため、気温の変化は見られなかった20

共同研究者Australian National University
A. Wallner, L. K. Fifield, M. B. Froehlich, S. Pavetich, S. G. Tims
University of Vienna
J. Feige, R. Golser, P. Steier, S. R. Winkler
Australian Nuclear Science and Technology Organisation (ANSTO)
M.A.C. Hotchkis
Hebrew University
M. PaulHelmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR)
S. Merchel, G. Rugel
GeoPlasmaLab
U. LinnemannPaul Scherrer Institute (PSI)
D. Schumann
JAEA
M. Honda
University of Tokyo
H. Matsuzaki, T. Yamagata

ご清聴ありがとうございました21