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

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1 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

2 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）
　●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 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

3 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 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

4 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( ) 新たに1000核種 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

5 元素合成の道筋 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

6 観測量：Radioactivity Ig NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

7 核γ線放出にかかわる物理 励起状態の原子核の、de-excitationによる核γ線
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） 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 ...) NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

8 Pure Electron-Capture-Decay!
44Ti Decay 78 keV 68 keV Pure Electron-Capture-Decay! (First-forbidden 0+→0- EC) 4+ 0+ 78 keV 68 keV Pure Electron-Capture-Decay! (First-forbidden 0+->0- EC) 4+ 0+ NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

9 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。
NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

10 Anders & Grevesse 1989 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

11 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。
NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

12 Rプロセスが起きた天体現象がわかっていない。
Core-collapse SN Core-collapse SN Core-collapse SN ok? AIC of WD NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

13 ダイナミカルα+Rプロセス計算の一例(1)
KUTY mass & GT2+KUTY b-rates(1) Motizuki, Tachibana, & Goriely 2003, preliminary 4622 nuclides (Z=0-92) 17 reactions included. NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

14 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！ NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

15 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) Eg(keV) Ig Fg 226Ra (214Po) 2.31 609 0.448 1.0 229Th (237Np) 10.6 59.5 0.359 1.2 249Cf (245Cm) 0.506 388 0.660 2.1 251Cf (247Cm) 1.30 Cm K X-rays 0.436 1.2* 126Sn 270 415, 666, 695 0.976, 0,999, 0.97 ** NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 **SN GC

16 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
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。 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

17 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/ NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

18 44Ti: 天文学的に極めて重要な アイソトープ
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。 Hoffman et al. 1995 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

19 aan -> 9Be(an)12C(n,g)13C(an) 16O(a g)20Ne (a g)・・・ ->
αプロセス aan -> 9Be(an)12C(n,g)13C(an) 16O(a g)20Ne (a g)・・・ -> 40Ca (a g)44Ti ・・・ -> 56Ni Blast-shock 熊谷、野本； 天文月報、1991 Kumagai et al. 1991 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03 t1/2: 6.6d 77d

20 44Ti 核ガンマ線検出と半減期測定競争 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：
44Ti from Cassiopeia A; Eg=1.156MeV 1994 by COMPTELon Compton Gamma-Ray Obs. (7+-1.7) 10-5 photons/cm2/s (Iyudin et al. 1994) 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： Cf. until 1997: 40y < t1/2 < 65y 核ガンマ線の初めての観測は56Co で、SN1987Aより NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

21 1987A: Flux Prediction for day 6000(2003)
NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

22 Cas A: Coincidence between theory and observation?
NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

23 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。 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

24 Discrepancy between theory and observation: Crisis of SN explosion models??
NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

25 Decay rate of highly ionized 44Ti
l /l lab eff -Shells L 1 K 1 Atomic Electron Binding Energies 44% K electrons (1S ) keV 1/2 L electrons (2S ) keV 94% 100% 22Ti I 44 Ti 1/2 4 L electrons (2P ) keV 22 II 1/2 3 L electrons (2P ) keV III 3/2 The crucial point here is whether the 44Ti can attain such a high degree of ionizaiotn and how long htey can keep it. EB=(aZ)2/(2n2) 511 keV 実際の計算は Dirac-Hartree-Slater, finite nucleus *Theoretically calculated for non-relativistic electrons & point-charge nucleus (simple estimate) EB=(aZ)2/(2n2) 511 keV 88% 2 K, LI 軌道からの電子捕獲を考えれば十分 NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

26 Activity Change by Ionization: Linear Analysis
Always Negative 87a Cas A Lambda is the inverse of the lifetime which is 90 years So the ionization effect is completely opposite in this two young SNRs. Now 44Ti Ti21+ Ti20+ A/A ~50% 10% Reduction! 44Ti Ti21+ Ti20+ A/A factor % Enhance! NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

27 Bolometric light curve for SN 1987A
“upper limit case” for t1/2=60+-3y(3s) & d= kpc(3s) ( )-4 ESO Collision to the inner ring CTIO <44Ti/56Ni>=1と、<57Co/56Co>=1.7を仮定した。後者は、初期の光度観測を説明するのに、一番よい値. <44Ti/56Ni>=1.5とするとCTIO の観測エラーバーの真ん中を通る。 positron のkinetic energy でほとんどUVOR luminosity を説明できる。 Activity が下がるということは、単位時間あたり出るpositron の数が減るから、luminosity が減ってもおかしくない。 44Ti ( ) Suntzeff ‘97 ‘02 Motizuki, Kumagai, &Nomoto 2003 in prep. NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03

28 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) The shock ionization timescale, nt, is just about what would be expected for a blast wave that has propagated for 6 years into a gas having pre-shock density n~100 cm-3. (Burrows et al. 2000) Cf. Proton temperature for a 4000 km/s shock (Tp=30 keV); temperature equilibration through coulomb interactions is of order 5000 years. NeXT Science Meeting Y. MOTIZUKI 11/7/03