市民講座「物理と宇宙」 2014年11月29日 配布資料

元素の起源を探る

前田 啓一
京都大学 理学研究科 宇宙物理学教室

超新星爆発
夜空に突然現れる天体（「星」）ⒸNASA/CXO

現在の理解：（ある条件を満たした）星の生涯最期の大爆発

なぜ星・超新星の研究？
• 星の終末の進化はわかっていない。
– 宇宙の”最小成単位”。
– 星の理解なしに宇宙は理解できない。

• 超新星爆発は地上で実現できない極限的状況。
– 地上実験ではできない物理法則の検証。

• 元素などの宇宙の構成要素の起源。
– 超新星がなければ現在の宇宙はあり得ない。
– 回り巡って生命の起源。
– 超新星の理解なしに宇宙の進化は理解できない。

• 明るいので宇宙遠方でも見える。宇宙論・進化。

人間をつくる元素（60キログラムの人）
元素

記号 量

元素

記号 量

酸素

O

38 kg

ナトリウム

Na95 g炭素

C12 kg

塩素

Cl

92 g

水素

H6 kg

マグネシウム Mg

39 g

窒素

N

1.8 kg鉄Fe4.5 g

カルシウム

Ca

1.2 kg

フッ素

F

4.2 g

リン

P

720 g

亜鉛Zn

2.1 g

硫黄

S

145 g

ケイ素

Si

1.2 g

カリウム

K130 g

その他

1 g以下

厚生労働省：日本人の食事摂取基準（2010年版）

例えば鉄（Fe）欠乏：貧血や運動機能、認知機能等の低下など。
亜鉛（Zn）欠乏：皮膚炎、味覚障害、慢性下痢など。
# ただし、とりすぎも良くない。

水素
酸素
窒素
炭素
リン

生命のもと

Wikipediaより（ⒸRichard Wheeler）

様々な元素⇒さまざまな元素の組み合わせ⇒複雑な機能をもつ生命地球をつくる元素（6×1024kg=6億×億×億kg）
元素

記号 量（質量比）

酸素

O

46.6 %

ケイ素

Si

27.7 %

アルミニウム

Al

8.1 %

鉄

Fe

5.0 %

カルシウム

Ca

3.6 %

ナトリウム

Na

2.8 %

カリウム

K2.6 %

マグネシウム Mg

2.1 %⇒さまざまな元素が人間の生活に不可欠元素とは？
（古くは）それ以上分割できない、物質の最小構成単位。

Ⓒ文部科学省中性子（中性）と陽子（＋の電荷）からなる原子核。
異なる陽子の数⇒異なる元素。中性子数~陽子数。
陽子1個＝水素、陽子26個＝鉄「通常の状況では」変化しない（作れない、壊れない）。
# 水素原子（陽子1個）が億×億×億個で1グラムの水素。

http://www.createtodiscover.com/

様々な元素（周期表）
水素

酸素Ⓒ NASA

宇宙の進化
水素とヘリウム「宇宙の進化」

さまざまな元素

３分

ビッグバン

138億年

現在の宇宙
ⒸNASA

時間ビッグバン直後の元素周期表

現在の元素周期表

元素の起源と宇宙・銀河の進化
中性子星
ブラックホール

金…

星間ガス

分子雲
鉄…
超新星爆発

白色わい星

この循環を繰り返して様々な元素が宇宙に満ちていく。

炭素、酸素…

進化した星（巨星など）原始星

星（主系列星）星は「生まれる」

ハッブル宇宙望遠鏡による画像
星がたくさん作られている場所

ガスのたくさんある（重い）場所は、自分自身の重み（重力）でつぶれる⇒巨大なガスの塊（「星」）

恒星＝自ら光を放つ巨大なガスの塊• 太陽の質量＝2×1030 kg（地球の30万倍）– 重力⇒つぶれようとする⇒温度が上がる⇒圧力が上がる⇒広がろうとする。

力のつり合いのとれた状態＝恒星
観測衛星ひのでJAXAホームページより1500万度ニュートン
重力∝(質量)2÷距離

約4×1026ワット

6000度 (1秒で世界の電力

http://www-groups.dcs.stand.ac.uk/~history/Mathematicians/Newton.html

消費200万年分)

恒星のエネルギー源＝核反応• エネルギーのつりあい。
– 核融合によるエネルギーの発生＝光として逃げていくエネルギー（4×1026W）。
宇宙・太陽の主成分は水素。

水素×4⇒ヘリウム
１秒当たり約6億トン。
”主系列星”ⒸJAXA

100億年で中心付近（1割）の水素が無くなる。
⇒太陽の寿命（現在50億歳）

元素の起源＝核反応• 「通常の状況では」元素は不変。
• 原子核同士の衝突⇒核反応⇒元素の変化。
低温（地上）＋
電気反発力 ＋＋高温（星）圧力＋＋＋＋ 衝突⇒核反応＋＋＋核反応エネルギー

E = m x c2原子核に固有のエネルギー（質量エネルギー＝安定度）

ヘリウム
外部に放出
（発熱反応）
原子番号（陽子の数）

水素

ⒸJAXA

星は「進化（成長）して」、「爆発する」• 水素⇒ヘリウム⇒炭素⇒酸素⇒ケイ素⇒鉄。
大爆発＝Ia型超新星（太陽：水素→ヘリウム）太陽くらいの重さの星

白色わい星

主系列星
赤色巨星
（1000万年）（100万年）

太陽の10倍以上の重さの星

大爆発＝II型超新星
http://scioly.org/wiki/index.php/Astronomy/Stellar_Evolution

超新星爆発10億度以上の火の玉→重い元素（鉄など）“元素の起源”（ある条件を満たした）星の生涯最期の大爆発

約1044ジュール= 太陽が一生（約100億年）かかって出すエネルギー(世界の電力消費1024年分= 億×億×億年)ⒸNASA/CXO

コンピュータシミュレーション例：II型
鉄重い星の爆発：マックスプランク研究所による計算（京大基礎物理学研究所も世界的な拠点）
鉄の生成⇒核反応エネルギーの枯渇（鉄は最も安定）⇒重力でつぶれる⇒硬い中性子星⇒跳ね返り＋ニュートリノ

コンピュータシミュレーション例：Ia型白色わい星の最大質量=1.4太陽質量（チャンドラセカール博士）

白色わい星の爆発：マックスプランク研究所との共同研究
連星相手から物質流入⇒白色わい星の質量増加⇒潰れる、密度・温度増大⇒核反応暴走爆発

元素を視るⒸJAXA• 電磁波を波長（色）ごとに分解（スペクトル）。
– 目で見える電磁波＝可視光– 波長の短い電磁波＝X線、ガンマ線
http://chemwiki.ucdavis.edu/

短い波長＝青Na
H

長い波長＝赤Ca
Mg
Ne

元素ごとに特有の波長• 可視光は地上・宇宙望遠鏡、X・ガンマ線は宇宙望遠鏡。

銀河系（数千光年）でおこった過去の超新星
ティコの超新星（想像図）
マイナス4等星 1572年11月（金星くらい）2等星

現在

http://www.wikisky.org/

銀河系（数千光年）でおこった過去の超新星
ティコの超新星（想像図）

現在

http://www.wikisky.org/

マイナス4等星 1572年11月（金星くらい）

カルシウム

2等星

硫黄

Ｘ線での画像（現在）ケイ素

鉄

チャンドラ望遠鏡 XMMニュートン望遠鏡

歴史上の超新星

現在の姿 「超新星残骸」（光：すばる望遠鏡）「明月記」冷泉家時雨亭文庫• かに星雲。
– 1054年。
– 藤原定家「明月記」。

現在の姿 「超新星残骸」（赤外線、光、X線の合成画像）• ケプラーの超新星。
– 1604年。
ⒸNASAWikipediaより抜粋

1960年：岡山観測所（1.9m望遠鏡）
1999年：ハワイすばる望遠鏡（8.2m）
2015年度（予定）：岡山3.8m望遠鏡（アジア最大）
京大 宇宙物理学教室

元素生成から500年後の姿。
ⒸNASA

元素生成から500年後の姿。
ⒸNASA現場を見たい。
Ⓒフジテレビ銀河系を超えて138億光年ⒸIAU/M. Kornmesser

500光秒

銀河の集団
＝宇宙星の集団＝銀河（天の川）ⒸNASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt

10万光年

ⒸARC and SDSS

光の速さ＝秒速30万km
1光年＝光が1年に進む距離＝ 1秒間に地球を7周半＝約10兆km

超新星を見つけるには？
• 夜空の同じ場所を定期的に探す。

• 我々の銀河系では約100年に一回。
• 遠くの銀河をたくさん見ればよい。
– 100個の銀河で探せば一年に1個見つかるはず。
– 遠いので暗い。望遠鏡が必要。
• 大学などでは1メートルくらいの望遠鏡で探す。

→年間1000個以上見つかっている。

http://snap.lbl.gov/science/how.php

遠くの銀河の超新星ⒸSDSS

国立天文台石垣島天文台ⒸNASA/SWIFTⒸSCP

爆発前の画像をさがす（「監視カメラ」）

本当に星の爆発？

超新星1987A
大マゼラン星雲（15万光年）
爆発前

超新星2011dhM51（2400万光年）

超新星

ハッブル宇宙望遠鏡
Van Dyk et al. 2013, ApJL, 772, L32

爆発前

超新星２年後深まる謎：爆発前の星、超新星の多様性
超新星2011dh
M51（2400万光年）

爆発前

超新星2年後• 超新星2011dh：”黄色”巨星（~ 200太陽半径）。
– 理論で予測された赤色巨星（~1000太陽半径）ではなかった。
– 連星の相手の星の影響？ほとんどの星は連星をなす。
– 理論：さまざまな連星相手⇒様々なタイプの超新星。
– 観測：連星相手を直接とらえた例はこれまで一例。

深まる謎：爆発前の星、超新星の多様性
超新星2011dh
http://search.yoshimoto.co.jp/
M51（2400万光年）

爆発前

超新星2年後• 超新星2011dh：”黄色”巨星（~ 200太陽半径）。
– 理論で予測された赤色巨星（~1000太陽半径）ではなかった。
– 連星の相手の星の影響？
相方により人生は変わる– 理論：さまざまな連星相手⇒様々なタイプの超新星。
– 観測：連星相手を直接とらえた例はこれまで一例。

超新星を起こした星の連星相手を見つけた！

ⒸKavli IPMU

Folatelli et al. 2014, ApJL, 793, L22
NASA/Kavli IPMU/Gastón Folatelli

ハッブル望遠鏡による観測提案（Folatelli, Maeda et al.）

超新星の観測• 光を波長（色）ごとに分解（スペクトル）。
http://chemwiki.ucdavis.edu/

短い波長＝青Na
H

長い波長＝赤Ca
Mg
Ne

元素ごとに特有の波長• 明るい期間は口径1-2メートルの望遠鏡。
• 爆発直後（増光）、後期（減光）には大きな望遠鏡が必要（すばる望遠鏡、3.8m望遠鏡など）。

• すばる望遠鏡などでの観測。
すばる望遠鏡：8.2m反射鏡
ハワイ島、マウナケア山頂（~4000m）

https://www.jtb.co.jp/• 観測提案書を書く→倍率は3倍くらい。
– 半年に1-2晩観測できればラッキー。

すばる望遠鏡/国立天文台

さまざまな元素が飛び散っている
波長ごとの明るさ
水素鉄
鉄II型
=重い星

確かに様々な元素を放出している！

O

シリコン

岩波講座物理の世界

青い光

Ia型=白色わい星赤い光

波長（色）見える元素は時間とともに変わる
波長ごとの明るさ（一年後）
白色わい星

一年後
（暗い）

鉄

一週間後
（明るい）

重い星

青い光

赤い光

波長（色）

岡山3.8m望遠鏡
2015年度に稼働開始。
3.8m = アジア最大。
即応性＋占有時間⇒超新星観測に適する。

今後もご支援よろしくお願いします。

超新星「爆発」で作られた元素を見る
Maeda et al, 2012, ApJ, 760, 54

理論予測：
3000万光年先の超新星核反応⇒不安定な放射性元素⇒ガンマ線が放出されるはず（ガンマ線は地球大気に侵入しない⇒宇宙望遠鏡。

20 日

高エネルギー（短波長）

Ia型超新星：鉄の起源（一発で太陽質量程度）。
「ニッケル⇒コバルト⇒鉄」 ガンマ線は生成直後に出る！
半減期：1週間

100日

鉄の生成現場が直接見えた！
SN Ia 2014J @M82
1986年以来もっとも近くで発生したIa型超新星

20日

80日@ 20 日:
Diehl et al., Science, 345, 1162
@ 60 – 80 日:
Churazov et al., Nature, 512, 406

INTEGRAL

Ia型超新星からの初の核ガンマ線検出。

京大プレスリリース, 2014年8月1日
http://www.kyoto-u.ac.jp/ja/research/research_results/2014/140801_1.html

日経（8/1）
Diehl et al., Science, 345, 1162

次世代X線・ガンマ線望遠鏡：Astro-H
Astro-H（2015－）

理論予測
前田他、2012

日本のX線天文学グループ・NASAを中心として、2015年打ち上げを目指す。
Ia型超新星からのガンマ線が年に一回はとらえられる？
観測的”原子核天文学”の夜明け。

元素の起源

主な起源

ビッグバン

宇宙線

重い星
軽い星

地上実験
超新星などの爆発現象Ⓒ NASA

まとめにかえて
理論：新しいアイデア、大規模シミュレーション

観測：様々な波長での新しい観測機器。

超新星に至る進化の解明。
超新星爆発メカニズムの解明。

元素の起源＝生命の起源の完全な理解。