松本浩典 京都大学理学部物理第二教室宇宙線研究室 激動の宇宙　 －X線天文学入門－ 第二日目 松本浩典 京都大学理学部物理第二教室宇宙線研究室 2003年8月19日 西大和学園2日目

内容 宇宙の化学進化 原子はどこで作られた？ ダークマター 宇宙の運命を握る暗黒物質 中性子星 宇宙の灯台 原始星 星の赤ん坊の産声 2003年8月19日 西大和学園2日目

膨張宇宙 現在宇宙は膨張し続けています。 (正確には、銀河と銀河の間の距離が増え続けているということ。) 例えるなら、地球が膨張して日本とオーストラリアの 距離が増えるようなもの。 2003年8月19日 西大和学園2日目

宇宙の始まり ということは、逆に言えば、宇宙は昔点のように小さかった、つまり宇宙には始まりがあったということです。 ある銀河 距離 D 遠ざかる速度v 距離 D 宇宙の年齢 = D/v = 約150億年 2003年8月19日 西大和学園2日目

原子はどこから？ 誕生直後の宇宙には、水素 (H) と ヘリウム(He) 以外の原子はほとんど存在しませんでした。 しかし現在は多種多彩 我々の体を作る、炭素（C）や鉄(Fe)、空気中の酸素(O)や窒素(N)などは、いったいどこで作られたのでしょうか？ 2003年8月19日 西大和学園2日目

星の内部での核融合 星(恒星)はほとんどが水素で出来た、高温ガス(気体)です。自分自身の重力で、自分自身を固めています。 内部で核融合反応を起こして、水素から 色々な原子をつくり、その時発生した エネルギーで輝いています。 2003年8月19日 西大和学園2日目

原子について 全ての物質は、原子から出来ています。 原子は、原子核と電子に分かれます。 原子核は陽子と中性子から出来ています。 原子の性質を決めているのは、陽子数、すなわち原子番号です。 電子 陽子 中性子 ヘリウム原子の場合 2003年8月19日 西大和学園2日目

核融合とは 核融合反応とは、原子核どうしがくっついて、 陽子の数が増えて別の原子になる反応です。 恒星の内部では、始めに4つのHがくっついて1つのHeになる核融合が起きます。 4H  He + 2e+ + 2ν + 10-12 cal その後、He + He  Be He + Be C He + C  O などの反応が起こって次々に新しい原子が出来る。 2003年8月19日 西大和学園2日目

太陽がすごく見えるのは、図体がでかいから。 核融合の効率 太陽は、1秒に1026 cal ものエネルギーを核融合で生み出すが、体重が2x1030kgもあるので、1kg当たりの発生率は 1026 cal/s  2x1030kg = 5x10-5cal/s/kg 人間は、体重60kgぐらいの人が一日2000kcal消費する(=体温で失う)ので、 2x106 cal 86400s (=1日) 60kg=0.4 cal/s/kg 核融合って効率悪いんです。 太陽がすごく見えるのは、図体がでかいから。 2003年8月19日 西大和学園2日目

核融合の進んだ星内部構造 たまねぎのような構造をしていて、各層に色んな原子が分布しています。 2003年8月19日 西大和学園2日目

原子の放出 こうやって色々な原子が恒星内部で合成されるが、このままでは星の外部には出てこない。 太陽の8倍以上の質量の星は、寿命を終えるとき、大爆発を起こします (超新星爆発)。 超新星爆発の時に、恒星内部で合成された原子が宇宙空間に飛び散ります。 2003年8月19日 西大和学園2日目

超新星爆発 恒星は普段、核融合で発生した熱による外向きの圧力と、自分自身の重力がつりあっている。 もし燃料(水素)がなくなったら、自分の重力に対抗する圧力がなくなるので、内部へ崩壊する。その時大爆発が起きる。 (アニメーション) ブラックホールか中性子星が残る 2003年8月19日 西大和学園2日目

超新星爆発の実例 1987年2月23日の大マゼラン星雲 2003年8月19日 西大和学園2日目

1987年2月24日の大マゼラン星雲 小柴先生は、この超新星爆発からのニュートリノを検出した装置を作って2002年のノーベル賞を取られました。 超新星爆発 2003年8月19日 西大和学園2日目

超新星残骸からのX線 超新星は、1044Jものエネルギーを放出。 (全世界の消費エネルギーの1026年分！) これほど凄まじい爆発が起こると、周囲にその痕跡が何万年も残ります。 これを超新星残骸と呼びます。 超新星残骸はX線で何万年も光ります。なぜ？ 2003年8月19日 西大和学園2日目

超新星残骸の温度 超新星爆発による爆風速度(v)は、約10000km/s。 この運動エネルギーが衝撃波で熱に変わると、 T = ½ mv2/k = 約60億度 ここで 水素の質量 m=1.67x10-27kg, ボルツマン定数 k=1.38x10-23J/度 実際には種々の影響で数千万度の物が多いが、いずれにしても超高温なのでX線を出す。 2003年8月19日 西大和学園2日目

超新星残骸カシオペアA 約300年前の超新星爆発の跡！ X線写真 １０光年 2003年8月19日 西大和学園2日目

どんな原子が放出されたか？ X線スペクトルを見ればわかります。 各原子はその原子に特有のエネルギーを持った吸収線や輝線X線を出します。これを特性X線といいます。 2003年8月19日 西大和学園2日目

特性X線 X線 電子が、原子核周囲の軌道を変わるときに、特性X線が放出されたり吸収されたりする。 2003年8月19日 西大和学園2日目

カシオペアAのX線スペクトル(1) 曲がり具合から 温度がわかる。 温度約３０００万度！ 2003年8月19日 西大和学園2日目

カシオペアAのX線スペクトル(2) 各原子に特有の線が出る どんな原子がそこにあるのかわかる 2003年8月19日 西大和学園2日目

人間の体 我々の体には、炭素や鉄やカルシウムなど 多くの原子が含まれていますが、これは 全てどこかの星の内部で作られたものです。 人間は星の子供です！ 2003年8月19日 西大和学園2日目

どんな星がどの原子を作った？ 確かに、原子が星の内部の核融合で作られていることがわかりました。 次の問題は、どんな星がどの原子を作ったのか。 この問いに対する答は、銀河団のX線観測が鍵を握っています。 2003年8月19日 西大和学園2日目

銀河団とは 宇宙は階層構造をとっています。 恒星 恒星が集まって銀河 銀河が集まって銀河団 銀河団は宇宙でもっとも大きな階層です。 銀河が数千個集まっている。 直径は数億光年。 2003年8月19日 西大和学園2日目

髪の毛座銀河団 X線で銀河団を見ると、銀河と銀河の間の何もないところまでX線で輝いている。なぜ？ 可視光 X線 2003年8月19日 西大和学園2日目

銀河団ガス 銀河団がX線で輝いているのは、銀河団が数千万度の高温ガス(銀河団ガス)で満たされているから。 銀河団ガスの質量 > 全銀河の総質量 銀河団は、「銀河の集まり」というより、巨大な「高温ガスの集まり」。 2003年8月19日 西大和学園2日目

銀河団ガスのX線スペクトル 乙女座銀河団のスペクトル 様々な原子からの特性X線が見える。 2003年8月19日 西大和学園2日目

原子の分布を調べる 乙女座銀河団X線写真 中心部 外縁部 2003年8月19日 西大和学園2日目

原子の分布 原子の量 重い原子(鉄など) 軽い原子(酸素など) 中心からの距離 重い原子は中心に集まっている。 軽い原子は一定の分布。 2003年8月19日 西大和学園2日目

原子分布の違いの意味 鉄などの重い原子 最近銀河団ガスにばらまかれたので、まだ中心に溜まっている。 酸素などの軽い原子 ばらまかれてから時間がたったので、拡散している。 コーヒーにかき混ぜずに砂糖を入れると、 時間と共に徐々にカップ全体に広がるのと同じ。 2003年8月19日 西大和学園2日目

重い星と軽い星 恒星は、重い星ほど寿命が短く、 生まれてすぐに超新星爆発を起こす。 重い原子が、軽い原子より先に 銀河団ガスにばらまかれたということは… 重い星が酸素などの軽い原子をばらまき、 軽い星が鉄などの重い原子を最近ばらまいた。 2003年8月19日 西大和学園2日目

銀河団ガスの閉じ込め 銀河団ガスは、銀河団の重力(万有引力)によって、銀河団の中に閉じ込められています。 そのためには、銀河団はどのくらいの 質量を持つ必要があるのでしょうか？ 2003年8月19日 西大和学園2日目

銀河団の質量 銀河団ガスを閉じ込めるには、ガスの熱エネルギーより、重力の位置エネルギーのほうが低い必要があります。 kT- GMm/R < 0  M>(RkT)/Gm=1045 kg ここで、k: ボルツマン定数、T: 銀河団ガスの温度 (1億度)、M: 銀河団の質量, R: 銀河団の半径 (1000万光年), G:万有引力定数 2003年8月19日 西大和学園2日目

ダークマター 銀河団ガスを閉じ込めていることから、銀河団は1045kgよりも重いことがわかった！ この宇宙には、目に見えない何かが、見える物質の10倍以上含まれている！ これをダークマターといいます。 ダークマターの正体は未だに謎のままです。 2003年8月19日 西大和学園2日目

宇宙の運命 宇宙の膨張がこのまま続くか、いずれ止まるのかは、この宇宙にどのくらいの質量が含まれているかによります。 つまり、ダークマターの量によります。 2003年8月19日 西大和学園2日目

膨張は果てなく続く 最近の研究によると、ダークマターの量は 宇宙膨張を止めるために必要な量の 1/3ぐらいしかないらしい。 どうやら、宇宙はこの先も永遠に膨張を 続けるようです。 2003年8月19日 西大和学園2日目

中性子星 超新星爆発の後に残る高密度天体は二種類。 爆発した星が太陽の8倍から30倍の質量の時、中性子星 爆発した星が太陽の30倍以上の質量の時、ブラックホール 中心部に圧縮された高密度天体。 周辺は吹っ飛んで超新星残骸。 2003年8月19日 西大和学園2日目

なぜ中性子星になる？ あまりに圧縮されすぎて、星を構成する 原子がつぶれて中性子になってしまった星。 水素原子の場合 － 中性子 ＋ 電子 陽子 距離が近づく 完全合体！ 中性子 水素原子の場合 ＋ － 注意:これはあくまでイメージで、本当は逆ベータ崩壊が起こって電子が陽子に吸収されて中性子になります。 2003年8月19日 西大和学園2日目

中性子星の特徴 重さは太陽程度で3x1030kg。 (地球は 6x1024kg) 半径はわずか 10 km。 (地球は 6000km) 密度が極端に大きい。1 ccあたり10億トン！ (1ccあたり、地球は5g、水は1g) 磁場がものすごく強い。1012ガウス=10兆ガウス (ピップエレキバンは800ガウス。 　地球は0.4ガウス。) 2003年8月19日 西大和学園2日目

宇宙の灯台：パルサー 回転軸 磁極がこちらを向いた時だけパルスがくる。 中性子星 あまりに磁場が 強くてX線を出す 2003年8月19日 　回転軸　 中性子星 あまりに磁場が 強くてX線を出す 2003年8月19日 西大和学園2日目

かに星雲 中性子星 1054年に爆発した超新星爆発 可視光で見た全体像 中心部のX線写真 アニメーション 2003年8月19日 西大和学園2日目

星の進化　(輪廻転生) 星の進化の一例 赤色巨星 　 超新星 ガス雲　 ブラック ホール 中性子星 　　再生　　 2003年8月19日 西大和学園2日目

星の誕生 星は冷たいガスの中から生まれます。 なんらかのきっかけで、ガスが自分の重力で固まり始め、原始星になります。 そのうち内部の温度があがって 核融合に火がつき恒星になります。 2003年8月19日 西大和学園2日目

星の誕生する場所 星は、ガス雲の奥深くで誕生するので、 普通の光では隠されて見えない。 透過力の 強いX線を 使えば良い！ 赤ちゃん星発見！ オリオン大星雲 可視光 電波 X線 透過力の 強いX線を 使えば良い！ 赤ちゃん星発見！ (推定年齢10万歳) 2003年8月19日 西大和学園2日目

星は産声も大きい！ へびつかい座分子雲 連続X線写真 クリスマスツリー のように点滅。 2003年8月19日 西大和学園2日目

星の赤ちゃんからのX線 詳しくはわかっていませんが、太陽と同じような事が起こっていると考えられています。 太陽のX線フレア 2003年8月19日 西大和学園2日目

まとめ 水素やヘリウム以外の原子は、恒星内部の核融合で作られた。だから、人間の体は昔は星の中にいた。 宇宙には、目に見えないダークマターが見える物質の10倍ぐらいあるらしい。 中性子星は宇宙の灯台のように見える。 生まれたばかりの星もX線を出す。 2003年8月19日 西大和学園2日目

みなさんへ X線天文学は、常に想像を超えた宇宙の姿を 暴き出してきました。でも、まだまだ宇宙はわからないことだらけです。 ダークマターの正体。 超新星爆発の詳しいメカニズム。 銀河団ガスがどうやって出来たか。 巨大ブラックホールの詳しい形成過程。 パルサーのパルス発生機構 原始星のX線発生機構 他にも色々。 興味のある方は、是非将来我々と一緒に宇宙の謎に挑戦し、自然の驚異を楽しみましょう。 2003年8月19日 西大和学園2日目

質問など 京都大学理学部物理学第二教室宇宙線研究室のwebページ。 http://www-cr.scphys.kyoto-u.ac.jp/index.html 松本浩典のmail address matumoto@cr.scphys.kyoto-u.ac.jp 2003年8月19日 西大和学園2日目