宇宙は 138億年の間、膨張し続けている 宇宙の歴史 Big Bang => 現在 = 断熱膨張過程 中性子、陽子 => ヘリウム原子核、.. ~ 100 秒 （前：できても壊れる、後：できない） プラズマ（正電荷 – 陽子等と負電荷 – 電子がバラバラ） 不透明な宇宙 宇宙の晴れ上がり - 原子の誕生 ~ 100 年 2015 kT = 13.6 eV 星の生成 ~ 10 億年 （星の中心は高温に è 元素合成開始） 立教 宇宙は 138億年の間、膨張し続けている => 冷え続けている 温度（対数） 宇宙の（熱的）歴史 宇宙の膨張と平均温度 クォーク => ハドロン 陽子、中性子 原子核（初期宇宙） 原子 銀河 原子核燃焼 （恒星） ? ビッグバン 2015 立教 現在 ~140 億年 時間（対数） 星は荷電粒子（原子核）の発熱反応によって光る 同時に元素が合成される 重力による断熱圧縮により高温ガス中の核反応が点火 sun 主系列星の進化 水素が「燃え」る ヘリウムが「燃え」る 炭素が「燃え」る ……… 太陽 kT ~ 1 keV （ここまで）� 鉄まで…… 光の放射と重力がつりあう 星が燃える – 原子核の反応 ガス中での核反応を考える 例えば２種類の粒子（例えば陽子と炭素原子核） σv v 2015 立教 ガス中での核反応を考える 核反応率 単位時間、単位体積あたりの融合反応の数 = 密度×密度×核反応率 P12 = ρ1ρ 2 σ v 核反応率：断面積×速度の平均（<= 温度） ⎛ ⎞ 8 ⎟ σ v = ⎜⎜ 3⎟ ⎝ πµ12 ( kT ) ⎠ 1/2 ⎡ E⎤ ∫ dEσ (E)E exp ⎢⎣− kT ⎥⎦ ところが… 2015 立教 σv v ガス中での核反応を考える 例えば２種類の粒子（例えば陽子と炭素原子核） σv v 2015 立教 ガス中での核反応を考える 核反応率 単位時間、単位体積あたりの融合反応の数 = 密度×密度×核反応率 P12 = ρ1ρ 2 σ v 核反応率：断面積×速度の平均（<= 温度） ⎛ ⎞ 8 ⎟ σ v = ⎜⎜ 3⎟ ⎝ πµ12 ( kT ) ⎠ 1/2 ⎡ E⎤ ∫ dEσ (E)E exp ⎢⎣− kT ⎥⎦ ところが… 2015 立教 σv v 宇宙での原子核反応 –どういう原子核がかかわる？ 2015 立教 Kratz (2004) 宇宙での原子核反応 – どこで、どういう原子核が… AGB（赤色巨星）� 超新星� X 線バースト� 新星� （主系列）星� 超新星 - おそらく� spallation 2015 ビッグバン� 立教 Kratz (2004) 宇宙での原子核反応 – 爆発的 AGB（赤色巨星）� 超新星� X 線バースト� 新星� （主系列）星� 超新星 - おそらく� 「爆発的」 - 単位時間あたりのエネルギー放出大 短時間の現象 太陽の燃焼：数十億年 <=> 超新星元素合成: 2015 高温、高密度 ビッグバン� 立教 不安定核が関わる� Thielemann (2004)
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