NeXT を用いる 核ガンマ線天文学の提案
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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
NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03
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アウトライン(25分) 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
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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
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核図表
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
äjê}ï\ 2000 (Z ÅÖ20)
Å® íÜê´éqêî, N (ìØà ëÃÇÃéÌófiÅj2
8
20
28
(40)
2
8
2050
H3
F31
Ne31
F16
Na35
Mg20 Mg37 Mg38
Al40 Al41 Al43Al22 Al23
Si22
P26
Cl31
Ar31
P27
S27
Ne34
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5íÜê´éqêî
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r-âflíˆîöî≠ìIÇ»ìVëÃåªè€Ç…ÇÊǡǃìSÇÊÇËèdÇ¢å≥ëfÇ™çÏÇÁÇÍÇΩÅB
ê∂ê¨Ç≥ÇÍÇΩïsà¿íËäjÇ™ éıñΩÇ…âûÇ∂ǃÉxÅ[É^ïˆâÛ ÇµÇƒà¿íËÇ»å≥ëfÇ™èoóàÇÈÅB
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元素合成の道筋
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観測量: Radioactivity
A= 4πd2 Fγ
Nλe t-λlabλA= N0=lab
age
t1/2 2lnλ =
Iγ
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核 γ 線放出にかかわる物理1. 励起状態の原子核の、 de-excitation による核 γ 線2. 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 )
3. 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 ...)
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44Ti Decay
t1/2 ~ 60 y
60
e-capture (99.3 %)QEC=119 keV
78 keV
68 keV
Pure Electron-Capture-Decay!(First-forbidden 0+->0- EC)
4+
0+
t1/2 ~ 60 y
60
e-capture (99.3 %)QEC=119 keV
78 keV
68 keV
Pure Electron-Capture-Decay!(First-forbidden 0+→0- EC)
4+
0+
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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。
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Anders & Grevesse 1989
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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。
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R プロセスが起きた天体現象がわかっていない。
A<140 A>140 Timescale Absolute
NS-NS ? ok choronology
ν- 1/30 wind ok entropy SNeII ok
10classical ok ok -5 M§
He shells ok too fewneutrons
amounts
of Th woks
constraint
AIC of WD ok?
Core-collapse SN
Core-collapse SN
Core-collapse SN
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ダイナミカル α+R プロセス計算の一例 (1)KUTY mass & GT2+KUTY -rates(1)
Motizuki, Tachibana,& Goriely 2003, preliminary
4622 nuclides (Z=0-92)17 reactions included.
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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!
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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)
Eγ(keV) Iγ Fγ
226Ra(214Po)
2.31609 0.448 1.0
229Th(237Np)
10.659.5 0.359 1.2
249Cf(245Cm)
0.506388 0.660 2.1
251Cf(247Cm)
1.30 Cm K X-rays0.436 1.2*
126Sn 270 415, 666, 695
0.976, 0,999, 0.97
2.1-2.24.8-5.0****SN GC
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使われている仮定など 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。
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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
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44Ti: 天文学的に極めて重要なアイソトープ
Hoffman et al. 1995
◆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
■ 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。
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αプロセス
Kumagai et al. 1991
Blast-shock
n -> 9Be(n)12C(n,γ)13C(n)16O( γ)20Ne ( γ)・・・ -> 40Ca ( γ)44Ti ・・・ -> 56Ni
6.6d 77dt1/2:
熊谷、野本;天文月報、 1991
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44Ti 核ガンマ線検出と半減期測定競争
68
66
64
62
60
58
56
54
52
60 ± 1 (1σ)
RIKEN 2000 #
(1998-2000)Measurements† used two mixed sources* used the same source# 78, 68 used keV lines
44Ti from Cassiopeia A; Eγ=1.156MeV1994 by COMPTELon Compton Gamma-Ray Obs.(7+-1.7) 10-5 photons/cm2/s (Iyudin et al. 1994)
Cf. until 1997: 40y < t1/2 < 65y
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:
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1987A:
Flux Prediction for day 6000(2003)
10-7
10-6
10-5
10-4
Flux [photons/s/cm
2 ]
3 4 5 6 7 8 9100
2 3 4 5 6 7 8 91000
2
Energy [keV]
NeXT HXI (105s)
NeXT SGD (105s)
INTEGRAL SPI (106s)
upper limit lower limit
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Cas A: Coincidence between theory and observation?
Rauscher, Heger, Hoffman&Woosley 2002
3.5
3.0
2.5
2.0
1.5
1.0
0.5
0.04.03.53.02.52.01.5
44
-4M )
Ti Yield (10
§
Yield derived fromobserved values(No ionization)
A = 2.0Ionization
(10-5 -1s )-2 cmγ- ray photon Flux . 2000Schonfelder et alVink et al. 2001
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まとめ 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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Discrepancy between theory and observation:
Crisis of SN explosion models??
Schonfelder et al. 2000
5
4
3
2
1
05.04.02.0 3.0
Iyudin et al. 97
Yield derived fromobserved values
WLW95 Type Ib44
-4M )
Ti Yield (10
§
(10-5 -1s )-2 cmγ- ray photon Flux
2002update in
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Decay rate of highly ionized 44Ti
Atomic Electron Binding Energies
K electrons (1S1/2) ..... 6.6 keVLI electrons (2S1/2) ..... 1.6 keVLII electrons (2P1/2) ..... 1.6 keVLIII electrons (2P3/2) ..... 1.6 keV
*Theoretically calculated for non-relativistic electrons & point-charge nucleus (simple estimate)EB=(Z)2/(2n2) 511 keV
Ti4422
KL
1
2
4
λ λlabeff
44%
1
88%
94%100%22Ti
-Shells
3
K, LI 軌道からの電子捕獲を考えれば十分
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Activity Change by Ionization: Linear Analysis
A N0λt-eλ=
AΔA =(1−λt) Δλλ
44Ti Ti21+ Ti20+
A/A -0.46 -0.1~50% 10%
Reduction!
AlwaysNegative
44Ti Ti21+ Ti20+
A/A +1.5 +0.32 factor 2.5 30% Enhance!
87a Cas A
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27 Motizuki, Kumagai, &Nomoto 2003 in prep.
Bolometric light curve for SN 1987A
40
39
38
37
36
Log [Luminosity (erg/s)]
600050004000300020001000
days after explosion
“upper limit case”
Suntzeff ‘97 ‘02
Collision to the inner ring
for t1/2=60+-3y(3σ)& d=48.8 +- 3.3 kpc(3σ)
(0.82-2.3)10
CTIO
ESO
44Ti
( )
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SN1987A; Titanic Collision on the Inner Ring in 2000
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)