宇宙における元素合成

宇宙における元素合成
IABS-IBARAKI
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元素の周期律表
●原子番号順 (同位体は同じ場所に)
●白字は人工元素［T1/2（98Tc）＝420万年、T1/2(145Pm)＝17.7年］
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β＋崩壊
β－崩壊
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核図表
重い核はどこ
まで存在する
のか？
陽子数より中性
子数がやや多い
核が安定なのは
なぜ？
安定な原子核が
狭い範囲にしか
存在しない理由
は？
陽
子
数
中性子数
宇宙でさまざまな原子核（元素）は
どのようにつくられたのか？
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星の誕生から死、そして再生
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太陽系における核種存在量
H
He
O
C Ne
Si
宇宙に存在する物
質の99.9%はHとHe
（原子数比）
Fe
Ge
Li
Be
Sr
Xe
Ba
Pt
Pb
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元素の起源についての２つの学説
１．宇宙起源説
膨張宇宙初期（ビッグバン）の高温・高密度状態で、数分の間に
元素が作られたとする説。このためには、銀河が形成される原始
ガスはすでにある程度の重元素（炭素以上）を含んでいなければ
ならない。
（ジョージ・ガモフのビッグバン宇宙論がめざした考え方）
２．星起源説
星の中で起こった核反応によるエネルギー生成の燃えかす
として、数億年もの年月をかけて中心部に蓄積された元素と、
爆発時の１分にも満たない短時間に作られる元素が、超新星
爆発で星間空間に放出される。したがって、後世代の星になる
ほどヘリウムや重元素の含有率が大きくなると考えられる。
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(1) ビッグバンによる元素合成
膨張宇宙が始まった瞬間の大爆発時にまず
中性子がβ－崩壊して陽子Hができ、それから
次の過程を経て、重水素DとヘリウムHeが順次
合成された。
H ＋ n→D
β－
D ＋ n →T→3He
3He ＋ 3He→ 4He ＋ 2H
この段階で温度が低くなりすぎたため、それ以上の
元素は形成されなかった。
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(2) 恒星内部での元素合成
●内部温度107K（1000万度）
→ 水素燃焼（融合）反応開始
(太陽：毎秒約6000億kgの水素が燃焼)
●内部温度1億度
→ 内部の燃焼によって外部が膨張し
（赤色巨星）、高温・高密度の中心部では
Heが融合反応をはじめ、Be、C、Oが
つくられる。
(生命をつくる基本となる材料がそろう)
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人体をつくっている元素
酸素（１６O)
６１％（重量）
炭素（１２C)
２３％
水素（１H)
１０％
窒素（１４N)
２．６％
ｶﾙｼｳﾑ（４０Ca等）
．．．．．．．．．
１．４％
ウラン（２３８U)
生物は主に
軽い元素で
できている
重い元素も
微量ながら
重要
０．０００００１％
cf. 「僕らは星のかけら」（マーカス・チャウン、無名舎刊）
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●太陽の４倍以上の質量をもつ星の場合：
He燃焼が進むと星の中心部は再び収縮して
109K（10億度）にまで上昇
→CとOの燃焼が始まりネオンNeが合成
●以上の過程がくりかえされて、Na、Mg、Si、S
などがつくられる。
(地上の環境をつくっている物質がほぼそろう)
H燃焼→He燃焼→C, O燃焼→Ne燃焼
→Si, Mg燃焼→Fe
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ｓ-過程（slow process)
●星の中の原子核は、中心部でおこる核反応で
生成された強力な中性子の流れにさらされる
→中性子捕獲により重い原子核に変わる
●中性子を必要以上にかかえこんで不安定に
なった核はβ－崩壊によってバランスを回復する
→原子核の中の陽子の数が増えて落ちつく
ので、また中性子を食うようになる。
●このくり返しによって順次、原子番号が大きな
原子核がつくられる。
この中性子捕獲過程はβ－崩壊の時間に
比べてゆるやかに起こる
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N=82（魔法数）
147
62Sm
148
149
147
61Pm
60Nd
142
59Pr
141
143
144
145
146
中性子捕獲
58C
e
140
β－崩壊
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進化が進んだ星はタマネギ構造をもつ
しかし、s過程ではウランまで
到達できない
●原子番号が83（Ｂｉ）を越える
と安定な原子核は存在しない。
●最高でBiまでは合成されるが、210Po（Z=84）の
α崩壊の半減期が短い（138日）ため、また206Pb
（Z=82)まで押し戻されてしまう
Th、Uの合成を説明できない
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８４Po-210
s-process
安定核が存在
しない領域
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結合エネルギー曲線と核反応エネルギー
核分裂=発熱反応
弱く結合した原子核から
強く結合した原子核へ移行
吸熱反応
質量の一部Δmが失われる
E = Δ mc2 の
エネルギーが発生
核融合
鉄より重い元素の合成
反応は吸熱反応
星の中で鉄以上の元素が合
成され始めると星は冷える
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ｒ-過程による重元素の合成
進化が進んだ星＝
タマネギ構造
コア部分の鉄の分解
→吸熱反応→重力崩壊
中性子、ニュートリノの大量生成
→鉄などに多重吸収→重元素合成
ウラン、トリウムなどの重い原子核
＝超新星の爆発エネルギーの缶詰
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超新星SN1987A
超新星の残骸と
中性子星
中性子星の直径～10km
（大阪環状線の直径）
小柴昌俊氏はこの爆発時のニュートリノを観測
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太陽系における核種存在量
H
ビッグバン元素合成
s-process （Biまで）
He
O
C Ne
Si
r-process （Uまで）
Fe
r-process
s-process
Ge
Li
Be
Sr
Xe
Ba
Pt
Pb
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元素合成：軽い元素から重い元素へ
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まとめ：宇宙での元素合成
・ビッグバンの際に： 10分間にH, Heが形成
（どの星でもH/He原子数比≒12)
・鉄までの元素：星の内部で合成 (s過程）
・鉄以上の重い元素：
●超新星の爆発で生まれた多量の中性子が
鉄などの元素に吸収されて合成（ｒ過程）
●宇宙に飛散した元素が再び星を形成し、
その中で中性子吸収により合成（s過程）
星は元素を創り出す原子炉
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可視光線
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