NeXTを用いる 核ガンマ線天文学の提案 望月優子、玉川徹、寺田幸巧 (理研)、岡田祐(東大理)、 「系内核γ分科会」グループ NeXT Scienceについてのミーティング 東京大学、11/7/03 アウトライン(25分) 2 イントロダクション ●核ガンマ線天文学 ●元素合成過程の概観(一部) Rプロセス元素合成の天体現象を特定する試 みの提案(検出できればNature 論文間違いな し!) 44Ti (チタン44)元素合成の重要性と1987A, Cas A, 銀河系サーベイ観測の提案 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 I. イントロダクション 核γ線天文学の目的と利点 不安定核から放射される核γ線をとらえるこ とで、元素合成プロセスを研究。 X線からわかる原子の情報とは違い、核種 の情報が星間吸収などを受けないで、直接 得られる。 X線スペクトル解析:安定核 不安定核への拡張 3 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 核図表2000 (Z ≦20) 20 50 核図表 31Ar 31 Cl 27 (40) S 26 P 27 P 22 Si 22 Al 23 Al 37 Mg38 Mg 35 Na 31Ne 2 28 34 Ne 31 16 8 43 Al 40 Al 41 Al 20 Mg F F 20 8 3H 2 → 中性子数, N (同位体の種類) 4 安定核 256 (1998の値) 天然に存在する核種 287 不安定核(理論予測)~7000 既知核(実験)合成 2824(20世紀末)。うち、質量測定され たもの ~1800、半減期が測定されたもの ~2500 理研RIビームファクトリー(2004.7-) 新たに1000核種 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 元素合成の道筋 核図表と元素合成の道筋 s-過程 赤色巨星の内部で鉄より 重い元素が作られた。 恒星中の 燃焼過程 鉄までの元素が 合成された。 生成された不安定核が 寿命に応じて ベータ崩壊 して 安定な元素が出来る。 r-過程 爆発的な天体現象に よって鉄より重い元素 が作られた。 天然に存在する核種 これまでに発見された核種 原子核の存在限界(理論的予想) 5 中性子数 魔法数(マジックナンバー) NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 観測量:Radioactivity A= 2 4d F I - t age A = N = N0 e lab lab ln 2 = t1/2 6 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 核γ線放出にかかわる物理 1. 2. 3. 7 励起状態の原子核の、de-excitationによる核γ線 励起状態の原子核が、電子内部転換(核γ線放出 の競合過程)することによりあいたK殻電子孔へ 他の電子がおちるとき放出するX線 (Rプロセス にかかわるような重い核では、数十-百keV) 陽子過剰な不安定核のうち、軌道電子捕獲(Q値 <511keV*2=1.02MeV)により崩壊するもので、あ いたK殻電子孔へ他の電子がおちるとき放出する X線(超新星で合成されるものが多い;56Ni, 44Ti, 55Fe, 59Ni, 53Mn ...) NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 44Ti Decay Pure Electron-Capture-Decay! Pure Electron-Capture-Decay! (First-forbidden 0+→0- EC) e-capture (99.3 %) t1/2 ~ 60 y Q EC=119 keV e-capture (99.3 %) QEC=119 keV t1/2 ~ 60 y (First-forbidden 0+->0- EC) 78 keV 78 keV 68 keV 68 keV 4+ 4+ 0+ 0+ 60 60 8 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 II. R-プロセス原子核に固有な核 γ線をとらえて、 R-プロセス元 素合成の天体現象を特定したい。 9 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Anders & Grevesse 1989 12 太陽系の元素の相対組成 1 H 10 4 He 8 α核 16 O 12 C 20 28 6 24 Mg Log(存在量) Si 56 Fe 32 36 rプロセスのピーク 鉄族のピーク Ne S Ar 40 Ca sプロセスのピーク 58 Ni 4 80 2 Se 88 Sr 130 Te Mo 96 0 Sn I 12 0 12 7 208 138 Ba 195 Pt Pb 291 Bi L,Be,B -2 232 Th Au 19 7 238 U -4 -6 10 0 50 100 150 質量数 A 200 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 250 11/7/03 人類が生きていくために必須な元素(Rプロセス元素)が どこでどのように生まれたか、わかっていない。 11 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Rプロセスが起きた天体現象が わかっていない。 Core-collapse SN Core-collapse SN Core-collapse SN AIC of WD 12 ok? NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 ダイナミカルα+Rプロセス計算の一例(1) KUTY mass & GT2+KUTY b-rates(1) Motizuki, Tachibana, & Goriely 2003, preliminary 4622 nuclides (Z=0-92) 17 reactions included. 13 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 ダイナミカルα+Rプロセス計算の一例(2) ベータ崩壊過程で放出される 核γ線がとらえられれば! 14 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Rプロセス核γ検出可能性 from RX0852-4622 参考文献:Qian, Vogel, & Wasserburg, ApJ 524 (1999), 213. R-process nucleus Lifetime (103 yr) 226Ra 2.31 (214Po) 229Th F 609 0.448 1.0 59.5 0.359 1.2 388 0.660 2.1 0.436 1.2* 2.1-2.2 4.8-5.0** 0.506 (245Cm) 251Cf I 10.6 (237Np) 249Cf E(keV) 1.30 Cm K X-rays (247Cm) 126Sn 15 270 415, 666, 695 0.976, 0,999, 0.97 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 使われている仮定など ■ 16 RX0852までの距離、d=200pcを仮定。 SN rate: 30年に一回のuniform production 見積りされているRプロセス核の合成量は 2 X 10-8 solar mass (126Sn: 5 X10-7 solar mass) を 仮定。 → 原子核モデル、SN rateの不定性、爆発エネル ギーの不定性から、数factorの増減は有意にあり 得る。 新しいSNが銀河系中心で起きた場合。 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 III. 44Ti の崩壊過程に伴う核γ線 をとらえて、 重力崩壊型超新 星爆発モデルへの制限をつけた い。 参考文献:Motizuki & Kumagai, New Astronomy Reviews, in press (2003); astro-ph/0311080 17 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 天文学的に極めて重要な アイソトープ 44Ti: ◆44Ti合成量は、Mass Cutの場所、爆発直前の星の構造(~2Mより内 側)、衝撃波背後の最高温度・密度に依存する。 Mass cut: エジェクタとコンパクトオブジェクトとの境界 ■ ■ ■ 18 Hoffman et al. 1995 核崩壊に伴う核ガンマ線が、銀河 系内の重力崩壊型超新星から観測 できる。 44Tiの初期合成量がわかれば、 重力崩壊型超新星爆発の元素合成 ダイナミクスに制限をられる。 半減期~60年→サーベイにより 銀河系のSN rateについての情報が 得られる。 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 aan -> 9Be(an)12C(n,)13C(an) 16O(a )20Ne (a )・・・ -> 40Ca (a )44Ti ・・・ -> 56Ni αプロセス Blast-shock 熊谷、野本; 天文月報、1991 Kumagai et al. 1991 19 t1/2: 6.6d 77d NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 44Ti 核ガンマ線検出と半減期測定競争 44Ti from Cassiopeia A; E=1.156MeV 1994 by COMPTELon Compton Gamma-Ray Obs. (7+-1.7) 10-5 photons/cm2/s (Iyudin et al. 1994) 核γ線検出が他分野(原子核 実験)に影響を及ぼした顕 著な例: Cf. until 1997: 40y < t1/2 < 65y NIST Notre Dame Torino* Jerusalem* 64 Argonne* 44 Half-Life of Neutral Ti (yrs) 66 LBNL† 68 RIKEN 2000 # 62 60 58 56 Measurements(1998-2000) 54 † used two mixed sources * used the same source # used 78, 68 keV lines 60± 1 (1) 52 20 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 1987A: Flux Prediction for day 6000(2003) -4 6 INTEGRAL SPI (10 s) 2 Flux [photons/s/cm ] 10 -5 10 5 NeXT SGD (10 s) -6 10 5 3 21 upper limit lower limit NeXT HXI (10 s) -7 10 4 5 6 7 8 9 100 2 3 4 Energy [keV] 5 6 7 8 9 1000 2 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Cas A: Coincidence between theory and observation? Ti Y ield (10 -4M ) 3.5 3.0 Ionization A = 2.0 2.5 Yield derived from observed values (No ionization) 2.0 1.5 44 1.0 0.5 Rauscher, Heger, Hoffman&Woosley 2002 0.0 1.5 2.0 2.5 Vink et al. 2001 22 -ray photon 3.0 3.5 4.0 Schonfelder et al. 2000 -2 -1 ) Science s Meeting Y. MOTIZUKI Flux (10 -5 NeXT cm 11/7/03 まとめ 23 Rプロセス核に特有な核γ線をとらえる試 みは、NeXTで挑戦する価値がある。(と 思う) 44Ti(SN1987A, Cas A, surveys) について は、NeXT, (Astro-E2)で必ず面白いサイエ ンスができる。ぜひトライさせて頂きた い。 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Discrepancy between theory and observation: Crisis of SN explosion models?? Ti Y ield (10 -4M ) 5 44 4 3 2 1 WLW95 Type Ib update in 2002 0 2.0 24 Yield derived from observed values 3.0 4.0 5.0 Schonfelder et al. 2000 Iyudin et al. 97 -ray photon Flux (10 -5 cm-2 s -1 ) NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Decay rate of highly ionized 44Ti / eff lab 1 1 K 44% 94% 44 22Ti 22 Ti L -Shells Atomic Electron Binding Energies 100% 4 3 88% 2 K electrons (1S1/2) ..... 6.6 keV LI electrons (2S1/2) ..... 1.6 keV LII electrons (2P1/2 ) ..... 1.6 keV LIII electrons (2P3/2) ..... 1.6 keV *Theoretically calculated for non-relativistic electrons & point-charge nucleus (simple estimate) EB=(aZ)2/(2n2) 511 keV K, LI 軌道からの電子捕獲を考えれば十分 25 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 Activity Change by Ionization: Linear Analysis - t A = N0 e A = t) A Cas A 87a 44Ti A/A 26 Ti21+ Ti20+ -0.46 -0.1 ~50% 10% Reduction! Always Negative 44Ti Ti21+ Ti20+ A/A +1.5 +0.32 factor 2.5 30% NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI Enhance! 11/7/03 Bolometric light curve for SN 1987A 40 Log [Luminosity (erg/s)] “upper limit case” (0.82-2.3)4 39 for t1/2=60+-3y(3) & d=48.8 +- 3.3 kpc(3) ESO 38 Collision to the inner ring 37 CTIO 44Ti 36 ( ) Suntzeff ‘97 ‘02 1000 2000 3000 4000 5000 6000 days after explosion 27 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI Motizuki, Kumagai, &Nomoto 2003 in prep. 11/7/03 SN1987A; Titanic Collision on the Inner Ring in 2000 28 H-like, He-like ions of O, Ne, Mg, Si observed. Te ~ 3 keV, Ionization timescale: nt ~ 6 1010 [cm-3 s] (Michael et al. 2002) NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03
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