天体核物理学

天体核物理学
１ 元素、原子、原子核
本林 透（理研仁科加速器研究センター）
[email protected]
２ 宇宙での核現象
３ 宇宙での核現象２、核反応率とガモフのピーク
４ 共鳴状態と連続状態
５ 元素合成と星の進化
６ 爆発的元素合成と不安定原子核
７ ビックバン元素合成、超新星爆発と r 過程
８ RI ビームによる天体核反応研究
９ 太陽ニュートリノ問題と 7Be(p,γ) 反応
10 クーロン分解法
11 ANC 法、「トロイの木馬」法
12
まとめ
http://rarfaxp.riken.go.jp/~motobaya/lectures/nuclastro/2007.html
2007
立教
nuclear burning in the universe
s-process
Kratz (2004)
Big Bang
場所、時間、原子核
2007
立教
ビッグバン宇宙
最初は火の玉 - とんでもない温度
膨張する宇宙 - 冷えてくると …
原子核はいつどこで？
誕生100 秒後の宇宙
水素、ヘリウム、リチウム
輝く星の中心（10 億年後から）
鉄より軽い元素
星の末期、星の爆発
鉄より重い元素
「宇宙は大きな鍋 - 元素を煮ている」
2007
立教
Rolfs & Rodny
気体の温度
分子（粒子）が速い => 高温
分子（粒子）が遅い => 低温
宇宙の原子、原子核
高速の衝突 => こわれる
低速の衝突 => 何も起きない
程々の衝突 => 融合が起きる
高温
低温
ビッグバン後
膨張する / 温度がどんどん下がる
原子核ができる（融合） 100 秒くらい
=> 原子 => 分子 => … => 星
2007
立教
宇宙の歴史
温度 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）
?
2007
ビッグバン
立教
現在
~140 億年
時間
星は輝く
エネルギー源は原子核の融合（燃焼）
「燃える」
材料、温度、酸素 - 原子・分子の現象
原子核も燃える
核融合は発熱反応
人工の太陽はいつ？
融合すれば元素が合成
水素 - ヘリウム - 炭素 - 硅素 - 鉄
（鉄以上はできない）
2007
立教
星の進化
重力でガスが圧縮されて温度が上がる
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
2007
光の放射と重力がつりあう
立教
星には寿命が …
燃料が燃え尽きれば …..
灰に火が付くことも ….
大きい星は太く短く、小さい星は細く長く
我らが太陽は比較的小さいほう
水素（3/4）=> ヘリウム（1/4）
大きい星の断末魔は
超新星爆発
小柴さんにニュートリノをプレゼント
大量の中性子 => 重い元素
2007
立教
Arnould & Takahashi, 1999
2007
立教
超新星爆発
鉄の星（芯）になってしまうと
もう燃えない
重力が勝つ => つぶれる（爆縮）
あまりつぶれると反発 => 爆発へ
中性子が発生し原子核に吸収 => 重い元素
2007
立教
陽子、中性子は「固い」ので ..
2007
立教
超新星爆発
2007
立教
原子核燃焼の研究
人工の太陽を作れないか？
核融合炉ができれば …..
それが無理なら地道に
融合反応を一つづつ調べる
加速器で原子核を衝突させる
理研に世界一の装置
爆発的元素合成の解明へ
2007
立教
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
核反応率：断面積×速度の平均（<= 温度）
マックスウェル・ボルツマン分布
ガモフのピーク - 共鳴が無ければ
T = 1.5 x 107 K（太陽）
⇒kT = 1.3 keV
EG = 20 keV
断面積 <= トンネル効果
c.f. 300 K - 25 meV
astrophysical S-factor ~ constant v.s. E
2007
立教
2007
立教
Gamow peak for the first time !
by LUNA collaboration
2007
立教
2007
立教
人は太陽に勝ったか？
人工の太陽 - 核融合炉
温度
密度 核融合炉（JT60）
5 億度
1 億分の 1 度
太陽の重力閉じ込めは偉大
2007
立教
太陽
1,500 万度
100 g/cm3