Nagoya University

年輪中の放射性炭素測定による過去の超新星爆発同定の可能性
毛受弘彰 1). 桑名宏輔 1) .宮原ひろ子 1). 増田公明 1). 村木綴 1). 中村俊夫 2)

1) 名古屋大学太陽地球環境研究所〒 464-8602 名古屋市千種区不老町
か mail: menjo (TEL:052‑789‑
4329stelab.nagoya-u.
ac.
jp2) 名古屋大学年代測定総合研究センター

1 はじめに
我々は物質中の 14C 濃度から、その物質が生成された年代、地球上の物質循環、太陽活動などとさまざまなことを知ることができる。本研究室では、年代の分かつている樹木年輪中 14C 濃度を測定することによって、太陽活動の研究を行なっている。しかし、この 14C 濃度変化が超新星爆発によっても生じるというアイディアがロシアの Konstantinov と Kocharov (1965 ぅ 1967) によって提案されている。このアイディアに基づいて、アメリカの Damon ら (1995 ぅ 2000) は西暦998 年から 1025 年の樹木年輪中 14C 濃度を測定し、西暦 1006 年に発生した超新星爆発 SN1006によると考えられる濃度増加を報告している(図 2)0 Damon ら (1995) はこの 14C 濃度増加からSN1006 による放射ガンマ線量を 10 51 erg と見積もっている。このことが本当であれば、この結果はまだほとんど解明されていない超新星爆発による宇宙線加速を解明する手がかりになり、また 14C 濃度変動による未発見超新星爆発を同定できる可能性を示唆するものである。しかし、
この Damon らの結果では測定期聞が短いために、太陽活動による 14C 濃度変動が考慮されていないという問題点がある。そこで今回、我々は太陽活動による 14C 濃度変動を考慮、に入れ、

Damon らによって報告された濃度増加が実際に超新星爆発によって生じたものであるどうか検証を行なったので、これを報告する。

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9 ・15司・20‑251000 1005 1010 1015 1020 1025
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図 1: Damon ら (2000) の測定結果(点)。実線は 3 年移動平均を示す。

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2 超新星爆発と Kocharov のアイディア
超新星爆発

超新星爆発は大質量星が進化の最終段階で引き起こす爆発現象である。そのとき、星は太陽の数億から数十億倍もの明るさ(銀河一個分に相当)で輝く(超新星)。この超新星爆発には、星の中心部で炭素核反応が暴走して生じる炭素爆燃型と、星の中心にある鉄コアが重力崩壊を起こすことにより生じる重力崩壊型の 2 つがある(高原ぅ 1999) 。この 2 つの超新星爆発のタイプの特徴を表 1 に示す。

銀河系内で発生した超新星爆発は過去の文献や超新星残骸の観測から知ることができる。日本、中国、ヨーロッパなどの文献中の記録から、 SN185 、 SN393 、 SN1006 、 SN1054 、 SNl181 、SN1572 、 SN1604 の 7 個の超新星が同定されている (SN の後の数字がその発生年を表す)。一方、超新星爆発によるガス放出の痕跡である超新星残骸は現在までに約 230 個が同定されている。
超新星爆発は、その爆発時に 10 51 erg もの運動エネルギーを放出する O このような膨大なエネルギーを放出することと1 つの銀河あたり約 30 年に 1 度の発生頻度から、超新星爆発は宇宙線加速の主要なエネルギー供給源で、あると考えられている。実際に、超新星残骸 (SN1006 ， Crab ぅ RX
J1713.7-3946) からは粒子加速の証拠となる高エネルギーガンマ線や非熱的電波、 X 線が観測されている。しかし、超新星爆発の 10 51 erg もの放出エネルギーのうちどの程度が宇宙線の粒子加速に使われるかは 0.01 ~30% と見積もられているだけで、まだほとんど解明されていなし、。

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表 1: 超新星爆発のタイプごとの特徴(高原ぅ 1999;Burrows ぅ 2000)'炭素爆燃型

重カ崩壊型 I

超新星の型|放出運動エネルギー|
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IanうI防札，Icb

10 ergI印
10日5円
12er昭g発生銀河|銀河あたりの発生頻度|

すべての銀河~1 個 /300 年

渦巻銀河~1 個/数十年

Kocharov らのアイディア
この超新星爆発によるガンマ線放射によって大気中 14C 濃度増加が生じるというアイディアがロシアの Konstantinov と Kocharov によって提案されている。この超新星爆発による大気中

14C 濃度増加のアイディアについて簡単に説明する(図 2) 。
超新星爆発の発生直後には強し 1粒子加速が生じ、さまざまな高エネルギー粒子が生成されると考えられる。このうち、荷電粒子は銀河系内磁場による散乱により発生直後に地球へ到達できない。また、中性子も崩壊により地球へ到達することはできない。そのため、地球へ到達できるのはガンマ線とニュートリノだけである。
地球へ到達したガンマ線は、大気中でカスケードシャワーを生じ、粒子数を増幅する。カスケードシャワー中の 20MeV 程度のエネルギーを持ったガンマ線の一部は、大気原子核と光子核子相互作用を起こして中性子を生成する。中性子は窒素原子核に吸収され、 14C を生成する。
14C は酸化され、二酸化炭素となり、大気圏を循環する。このプロセスによって超新星爆発によって大気中の 14C 濃度が上昇することになる。

樹木は大気中の二酸化炭素を吸収し、1 年ごとに年輪を形成する。そのため、超新星爆発による大気中 14C 濃度増加は樹木年輪中に記録されることとなる。

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図 2: 超新星爆発による 14C 生成過程

3 試料調製
Damon らの測定結果にみられた 14C 濃度増加が本当に超新星爆発によるものであるかを太陽活動による 14C 濃度変動を考慮に入れて検証する。そこで、測定期間は Damon らの測定の 998年から 1025 年よりも長い、 992 年から 1028 年とした。

測定試料には、図 3 に示す屋久杉(年輪数 1480 、北緯 300東経 1300にて採取)を用いた。年輪の年代決定は、年輪年代法を用いて行なった O この屋久杉木片から年輸を 1 年ごとに剥離し、化学洗浄して年輪聞を移動しないセルロース成分のみを抽出した。このセルロースを燃焼して二酸化炭素化し、さらに水素還元によりグラファイトを作成した。以下に調製手順を述べる。

年輪の剥離
三角錐形に切り出した屋久杉木片からカッターナイフを用いて年輪を 1 年ごとに剥離する。
塩酸酸性下亜塩素酸ナトリウムによる漂白
塩酸酸性下 (1. 2 規定)で木片に亜塩素酸ナトリウム(試料の約1. 6 倍量)を反応させ、リグ、ニン除去を行なう。その後、塩酸(1. 2 規定)で洗浄し、亜塩素酸ナトリウムを取り除く。
アルカリ、酸による洗浄

水酸化ナトリウム水溶液(1. 2 規定)によって洗浄し、へミセルロースを除去する。その後、

円i
ρ0

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Nagoya University0塩酸(1. 2 規定)で洗浄する。最後に蒸留水で試料に付着した薬品を洗い流し、オーブン (75 C)で 1 日乾燥させる。
二酸化炭素生成9mmゆバイコール管に約 5mg のセルロースと約 19 の線状酸化銅を入れ、真空ラインで排気0した後に封管する。これを電気炉 (850 C) にて 3 時間加熱し、セルロースを燃焼させて、二酸化炭素を得る。
二酸化炭素の純化

真空ライン(図 4) を用いて、燃焼時に生成した水や硫黄酸化物を除去するためコールドトラッ
プによる純化を行なう。
鉄触媒下水素還元によるグラファイト生成

鉄粉約 3mg を入れた 9mm<þバイコール管に、純化したガスとこれの 2.1 倍量の水素を入れ、封管する。これを電気炉 (620 C) で 6 時間加熱し、グラファイトを生成する。

0(液体窒素)or(ペンタン)(液体窒素)

エタノール':
11、 ~H- .J

図 3: 屋久杉

図 4: 二酸化炭素精製用真空ライン。 PG はピラニー真空計、 BT はデジタル圧力計、 FG は広範囲真空計を示す。

4 測定結果図 5(a) に我々の測定結果を Damon らの測定結果とともに示す。また図 5(b) に 3 年移動平均をとったものを示す。我々の測定の平均誤差は 2.8%。で、あった。 Damon らと我々の測定結果には誤差範囲内で、有意な差はなかった。

我々の測定結果にも 1012 年に 4.1 土1. 7%。の 14C 濃度増加がある。しかし、今回の我々の測定では Damon らの測定よりも測定期間を長くしたことにより、 Damon らの結果では分からなかった 990 年代前半の 14C 濃度の立ち上がり部分と 1020 年代後半の立ち下がり部分が明らかになり、 14C 濃度が周期的な変動をしていることがわかる。

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(b)

(a)

図 5: (a): 測定結果(黒点)。灰色の点は Damon らの測定結果を示す。 (b):測定結果の 3 年移動平均(黒線)。灰色の線は Damon らの測定結果の 3 年移動平均を示す。

5 考察
今回の測定結果では、 14C 濃度増加とともに周期的な変動をみてとることができた。そこで、この 1012 年の 14C 濃度増加が超新星爆発のガンマ線放射よると考えた場合と、太陽の周期活動にともなう変動であると考えた場合の二つの視点から考察する。

5.
1

超新星爆発の視点

1012 年の約 4%。の 14C 濃度増加が超新星爆発 SN1006 によるものであると考え、超新星爆発によるガンマ線放射量を算出する O
計算には、超新星爆発によるガンマ線放射を以下のように仮定した 0.等方的・放射継続時間は数年間-エネルギースペクトルは指数-2.5 のべき型

地球大気に入射したガンマ線による中性子生成量は、モンテカルロシミュレーション(プログラム GEANT4) を行なって算出した(図的。大気中で生成された中性子による 14C 生成効率を 65% と仮定すると、仮定したガンマ線のスペクトルとシミュレーション結果から大気入射ガ

ンマ線 (>10MeV) による 14C 生成量は平均 130 個 /erg となる。

以上のことを用いて、 SNI006 によるガンマ線放射量は次式のように計算できる。

竺 4 X1050 [erg]tEよD2SN
ハ iιearth〆'a，、、、

41了 D;、、、.r，，，

Eγtotal ニム Heinemse × 14CMII10sphere÷ 九百 X(2)

ここで、ム 14Cincrease は 14 0 濃度の増加量 (4 %0) 、 DSN は SN1006 天体までの距離 (2kpc) 、 Rearth
は地球半径 (6 .4 X 10 6 m) 、 R eff はガンマ線による 14C 生成量 (130 個 /erg) 、 oatmosphere は大気中14C 総量 (4 X 10 28 個)を示す。
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算出された 4 x 10 50 erg は、超新星爆発による放出エネルギー 10 51 erg よりも小さい。そのため、超新星爆発による宇宙線加速効率と宇宙線からのガンマ線生成効率を考えると大きな値ではあるが、 4%。の 14C 濃度増加が超新星爆発によるものであることを完全に否定することは出来ない。

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豆 10 20hc~0~ 1010z452310101010Gamma RayEnergy [MeV]図 6: 大気入射ガンマ線による中性子生成量のシミュレーション結果。横軸は入射させたガンマ線のエネルギーを示し、縦軸は 1erg あたりに規格化した中性子生成個数を示す。

5.
2 周期的変動の視点
次に今回の測定結果の周期性を考察する。今回の測定では、測定期間を長くしたことによって、 Damon らの結果では分からなかった 2 つの山型構造が明瞭に見られた。そこで、この 2 つの山型構造を 2 つの領域に分けて、 1008 年から 1020 年を構造 1 、 994 年から 1008 年を構造 2( 図7) とし、それらの周期、増減幅を見積もったものを表 2 に示す。
表 2 から、構造 1 の方が少し大きな増減幅を示しているがこの 2 つはほぼ等しい構造を持っていることがわかる。また、その周期、増減幅は太陽活動の約 11 年の周期変動にともなうものとほぼ一致している。このことから、 1012 年の 4%。の増加はその大部分が太陽活動によるものである可能性が高い。

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表 2: 2 つの山型構造の周期と増減幅

図 7: 測定結果に見られる 2 つの山型構造c‑70‑
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6 まとめ
Damon らによって報告されている 1010 年の 14C 濃度増加が本当に超新星爆発 SN1006 によるものであるかを検証するため、我々は 992 年から 1028 年の年輪中 14C 濃度測定を行なった。
その結果、 1012 年に 4%。の 14C 濃度増加が見られた。シミュレーションの結果から、これが超新星爆発 SN1006 によるものである可能性を完全に否定することはできない。しかし、我々の測定では測定期間を長くしたことによりDamon らの測定で、は明瞭で、なかった周期的な変動をみてとることができ、それは太陽 11 年周期活動による変動の構造と等しいもので、あった。このことから、 1012 年の 14C 濃度増加の大部分は太陽活動によるものである可能性が高いと考えられる。

SN1006 は地球からの距離が 2kpc と比較的近傍で発生した炭素爆燃型超新星爆発である。このことから、炭素爆燃型超新星爆発では、太陽活動による変動に勝るような 14C 濃度変動を検出できる可能性は少ないと考えられる。しかし、重力崩壊型超新星爆発は、 10 51 - 52 erg と炭素爆燃型の 10 倍のエネルギーを放出する可能性があり、顕著な 14C 濃度増加を生じる可能性が高い。そこで、今後、 SN1006 と同程度の距離にあり、重力崩壊型の超新星爆発である SN1054 を対象にした測定を予定している。
謝辞
本研究を行なうにあたり、名古屋大学年代測定総合研究センターの池田晃子さん他センターの皆さんには加速器質量分析計による測定や試料調製全般にあたり多大な御指導や御協力を頂きました。福島大学の木村勝彦先生には屋久杉の年輪年代決定のために、年輪幅解析を行なって頂きました。この場を借りて深く御礼申し上げます。

本研究の一部は、文部科学省研究拠点形成費補助金 (21 世紀 COE プログラム NO.G-4r太陽・地球・生命圏相互作用系の変動学 J) 、日本学術振興会科学研究費補助金(基盤研究 B 、代表者:増田公明、課題番号 14340071) および日本学術振興会科学研究費補助金(特別研究員奨励費、代表者:宮原ひろ子)を用いて行われました。

参考文献
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ialEnvironmentLaboratory, NagoyaUniversity
Furo-cho , Chikusa-ku , Nagoyaヲ 464-8601 ， Japan TEL:+81-52-789司 4329
e‑mail:menjo ( stelab .
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