PowerPoint プレゼンテーション

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
4d
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
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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
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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?
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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
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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
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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
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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(an)12C(n,)13C(an)
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
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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
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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
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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。
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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 )
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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
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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%
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Enhance!
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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
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Motizuki, Kumagai, &Nomoto 2003 in prep.
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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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