嶋さん資料1 - Indico

「日本の核物理の将来」WG
不安定核サブグループ
第１回会合資料
- 宇宙核物理学の立場から -
大阪大学核物理研究センター嶋達志
目次
0. 背景
1. 研究のターゲット（~2015年まで／~2020年まで）
2. 各論
3. まとめ
4. 2020年以降（主観的予測）
0. 背景
 すばる望遠鏡・極広視野主焦点カメラ(Hyper-Suprime Cam, HSC、１５億円)が
2012年に稼動
→ これまでの１０倍の視野で超金属欠乏星（≒初代天体）のサーベイが実現
 次世代30m望遠鏡 (TMT、１３００億円のうち日本は１／４を負担) が2020年に
観測開始；効率感度１８０倍（対すばる）
→ 観測範囲：すばる --- ビッグバン後９億年まで
TMT --- ビッグバン後１０００万年まで
 天文衛星： ASTRO-G （宇宙VLBI、2012年打ち上げ）
ASTRO-H （次世代X線天文衛星、2013年打ち上げ）
LISA （宇宙重力波望遠鏡、2015年打ち上げ）
ブラックホール、
大質量連星系、
爆発天体等に
関する詳細データ
 関連する重要情報：
日本学術会議物理学委員会・天文学・宇宙物理学分科会・長期計画 (2010年3月)
http://www.a.phys.nagoya-u.ac.jp/scj_astro/scj_astrovision.pdf
1. 研究のターゲット（★~2015年まで ★～2020年まで）
(1) r-process
(i) 経路の絞り込み ★
(ii) 精密化 ★（一部） ★（全部）
(2) s-process
(i) 「平均値」だけでなく「分散」や「系統性」の理解 ★
(ii) branchingの定量的理解とnuclear cosmochronometryの本格的研究 ★
(3) p-process, np-process
(i) メカニズムの実証 → 定量的議論に移行 ★
(ii) ガンマ線バースト観測データ（減光曲線、核ガンマ線）と理論との比較 ★
(4) 超新星爆発ダイナミクス
(i) EOS ★
(ii) ニュートリノ原子核相互作用 ★
(5) ビッグバン元素合成
(i) 6,7Li 存在量に関する理論・観測の不一致 ★
(ii) バリオン数の起源 ★
(iii) beyond standard model ★
2. 各論
(1) r-process
(i) 経路の絞り込み；おおまかには熱平衡条件で決まる
（いずれにしろ確率分布）→ 反応のQ値がまず重要
→ できるだけ広い(N,Z)の範囲に適用できる質量公式の開発；
dM/M~10-6 の精度が必要
- - - SLOWRI、Rare-RI Ring での系統的な質量測定
理論家の協力：早稲田大グループ（半経験的アプローチ）
Brusselsグループ（Skyrme-HF）ほか
(ii) 精密化；すばるHSCおよびTMTによる超金属欠乏星表面の同位体分光
→特定の条件だけに絞ったr-processのモデル計算との比較が可能に。
→半減期、ベータ崩壊分岐比、スピン-パリティ、遷移強度等の情報
特にドリップラインや魔法数近傍および安定線近傍の核
BigRIPS/ZD --- ベータ・ガンマ分光→半減期、ベータ崩壊分岐比
(p,p')、Coulomb励起→ スピン-パリティ、B(E1)、B(M1)、B(E2)
SAMURAI --- Coulomb分解→ (g,n)（virtual）、GDR、PDR
SHARAQ --- 荷電交換反応→B(GT)、(p,p')→B(E1)、B(M1)、B(E2)
原研タンデム --- 多核子移行反応（今井さんのレポート参照）
(2) s-process
(i) 「平均値」だけでなく「分散」や「系統性」の理解
（観測された星をもれなく説明することを目標としているのではない。）
(1)-(ii)と同様の理由により、個々の星の表面での同位体存在比の分光が実現
→ 天体環境のばらつきを反映したs-process modeling （branchingを考慮）
→ 希少核、長寿命核、アイソマーの(n,g)断面積データが必要（約４０核種）
→ J-PARC/MLF/BL04での中性子捕獲実験（半減期＞～1000年なら測定可能）
逆反応； real photon（安定核、長寿命不安定核）、
Coulomb分解（不安定核）、電子非弾性散乱（不安定核）の情報が有用
また、偏極中性子ビームを用いた捕獲実験によるスピン-パリティ変化の特定
⇒ 直接過程と複合核過程の区別および干渉効果
(ii) branchingの定量的理解とnuclear cosmochronometryの本格的研究
branchingを考慮した個別の星ごとの解析が実現することにより、一つ一つの
星の年代測定、ヘリウム燃焼領域の温度＆中性子密度が決定可能
→ 恒星および銀河の化学進化理論の精密な検証
(3) p-process, np-process
--- Solar abundanceではdominantではないが、universalityを示すr-processとは
異なり爆発的天体現象の環境に強く依存するためダイナミクスの解明に有用。
(i) p-nuclideの生成過程の実証
主たる反応の決定； (p,g) or (g,n)2 or (n,xn) ?
→ 中性子欠乏核の断面積データがない。特に (g,p), (g,a)
→ ニュースバル（105 g/s）、Duke-HIgS（108 g/s）、上海放射光、カナダ放射光 etc.
１０～１５年内に 1012 g/sに到達
→ 92Mo, 112Sn, 120Te, 138La, 136,138Ce, 152Gd, 162Er 他の光分解断面積
(ii) ガンマ線バーストのメカニズムの解明
Hypernova? Collapser? Neutron-star merger? MHD explosion?
--- 観測データ（減光曲線、核ガンマ線）と理論との比較
数日以上の半減期を持つ不安定同位体（特にSi燃焼に関わる核
および p-processの経路上にあるb+崩壊核）
の半減期、生成断面積、ガンマ崩壊分岐比のデータ
(4) 超新星爆発ダイナミクス
(i) EOS
・対称エネルギー →RIBF
・ハイペロン相互作用（特に多体力） → J-PARC 50GeV
(ii) ニュートリノ原子核相互作用
・当面は荷電交換反応(RCNP, RIBF)、光核反応（ニュースバル）
等による代替実験
・将来的には実ニュートリノビームを用いたaxial-vector成分の直接測定
→ J-PARC 3GeV
および muon capture実験→ MuSIC@RCNP
→ 爆発モデルの確立およびニュートリノスペクトル (E & t) の再現
(5) ビッグバン元素合成
・ 4He存在量 ⇔ 中性子寿命の再決定；要求精度０．１％→ J-PARC/MLF/BL05
・ 6,7Li問題；低エネルギー軽イオン反応断面積（ただし主たる原因ではない可能性）
・ QGP → RHIC、LHC
・バリオン数の起源；
中性子EDM測定（<10-28 e·cm）、中性子-反中性子振動（>109 y）
→ 新UCN源＠J-PARC LINAC、r > 3000cm-3 (⇔ 1000cm-3 @PSI)
2015年実験開始（目標）
・余剰次元探索（<100nm領域） → J-PARC/MLF/BL05
・ Nucleosynthesis catalyzed by lightest SUSY partner
→ エキゾティック原子衝突実験で理論（のうちの原子核の部分）を検証
3. まとめ
2020年までの１０年間は、質・量ともに格段に向上した天文観測データが
続々と供給される。宇宙核物理学の領域でそれらの観測データを活かした
研究を展開するためには、不安定核を含む広範な核データのサーベイが
必須である。
天体現象のダイナミクスと元素合成過程を self-consistentに扱った理論
計算と、観測データとの定量的な照合が主な目標。
関連する実験装置の計画としては、
・ RIBFにおけるスペクトロメータ群（いくつかは完成済み）及び蓄積リング
・ J-PARC/MLF/BL04における偏極中性子ビーム（非偏極フェイズ終了後）
・ J-PARC/MLF/BL05における中性子ベータ崩壊非対称度の精密実験
・ J-PARC/LINACにおける世界最高強度・密度のUCN源
・現在の世界最高強度から４桁増強された単色ガンマ線源（おそらく原研）
・ミューオン捕獲核分光（RCNP）
など。
（□は私個人の守備範囲。）
4. 2020年以降（主観的予測）
(1) 予想される出来事
・主な元素合成過程がほぼ解明される。
・主な爆発的天体現象についてはメカニズムが解明される。
・宇宙核物理分野における現在のテーマ、スキームが姿を消す。
(2) 2020~2030年の動向
さまざまな元素合成過程が、それ自身が研究対象となるのではなく、
より基本的な物理研究のためのプローブとして使われる。
（例）・宇宙核年代測定の銀河の化学進化論への応用
・マグネター近傍の超強磁場（> 1014 G）やブラックホール近傍の
超強重力場における原子核のふるまい
・超相対論領域（g~1012、重心系 > 40TeV）における原子核反応
・ガンマ線バーストを用いた beyond standard modelの検証
・ neutron-star mergerにおける超高密度核物質の生成
etc.

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