第3回：太陽系の構造・化学組成

地球惑星圏物理学 

第3回：太陽系の構造・化学組成

担当：黒川 宏之

小レポート解答

2

はじめて発見された太陽型星まわりの系外惑星  51  Peg  b は恒星のごく近傍を公転する巨大ガス惑星、ホット・ジュピ ターである。観測的に求められたこの惑星の軌道周期は4.2 日である。このことから、この惑星の軌道半径を求めよ(単 位はAU,  有効数字1桁)。簡単化のため、惑星は円軌道、恒 星は太陽と同質量であるとする。

(365 days)²

(1 AU)³ = (4.2 days)² (x AU)³

軌道半径 0.05 AU

恒星質量が太陽と等しいことを利用して、 

ケプラーの第3法則から、

もしくは、力の釣り合いを解く

m₂r( 2π

T )

2 = Gm₁m₂ r²

太陽系の構造

・太陽

・太陽系小天体 

 - 小惑星, 彗星, 塵

・惑星 

 a) 太陽の周りを公転し、b) 自己重力によって球形となり、 

 c) 軌道上から他の天体を一掃している 天体   - 岩石惑星…水星, 金星, 地球, 火星 

 - 巨大ガス惑星(木星型惑星)…木星, 土星 

 - 巨大氷惑星(海王星型惑星)…天王星, 海王星 

・準惑星 

 - 冥王星, エリス, マケマケ, ハウメア, セレス

3

・衛星 

 太陽を公転する天体(惑星など)の周りを公転する天体 

 - 月, フォボス・ダイモス, ガリレオ衛星 他

水素・ヘリウムを主成分とする電離したガスのかたまり 

大きさ 

 半径：696000 km 

 質量：1.989 10

³⁰

 kg   - 地球の約 33万 倍 

   太陽系全体の質量の 99.87 %  太陽放射 

 中心部で水素核融合反応   表面温度 約 5,800 K 

太陽風 

 太陽から吹き出す高温プラズマ

4

太陽

地球の大きさ

太陽半径 

地球の約 100 倍

5

惑星

軌道長半径 [AU] 質量 (地球=1) 半径 (地球=1) 密度 [g/cm

³

]

水星

0.39 0.055 0.38 5.43

金星

0.72 0.815 0.95 5.20

地球

1 1 1 5.52

火星

1.52 0.107 0.53 3.93

木星

5.20 317.89 10.97 1.33

土星

9.54 95.18 9.14 0.688

天王星

19.2 14.54 3.98 1.27

海王星

30.1 17.15 3.86 1.64

1AU

：太陽

-

地球間の距離

, 1.5×10¹¹ m,

地球質量：

5.97×10²⁴ kg,

地球半径：

6371 km

比較 岩石：約3g/cm

³

, 水：約1g/cm

³

衛星

6

様々な大きさのものがある 

岩石惑星と巨大惑星で衛星の数が大きく異なる

Image credit: NASA

惑星 衛星の数

水星 0 金星 0 地球 1 火星 2 木星 79 土星 82 天王星 27 海王星 24

半径：1737 km

半径：11 km, 6.2 km

※2020年5月時点

7

木星の衛星の軌道

(

動画

) https://www.missionjuno.swri.edu/jupiter/moons/

巨大惑星の衛星

規則衛星：順行、小さい軌道離心率・傾斜角、 (サイズが大きい) 

不規則衛星：逆行含む、大きい軌道離心率・傾斜角、 (サイズが小さい)

イオ

エウロパ

ガニメデ

カリスト

8.9 10

²²

 kg  3.5 g/cm

³

4.8 10

²²

 kg  3.0 g/cm

³

1.5 10

²³

 kg  1.9 g/cm

³

1.1 10

²³

 kg  1.8 g/cm

³

比較) 

氷 1 g/cm

³ 

岩石 3 g/cm

³

地上から撮影されたガリレオ衛星

1.3 10

²³

 kg  1.9 g/cm

³

タイタン

N

2

を主成分とし、数%のCH

4

を含む弱還元的大気 

液体メタン・エタンの湖

1.1 10

²⁰

 kg  1.6 g/cm

³

エンセラダス

プルーム(噴泉)の発見 

プルーム中にナトリウム塩や高分子有機物 

内部海での海底熱水活動？

New photos show a youthful Pluto that's still taking shape

 Updated 1802 GMT (0102 HKT) July 18, 2015 By Amanda Barnett and Kevin Conlon, CNN

Story highlights

NEW: Pluto still being shaped by geologic processes, pictures suggest

NEW: images Pluto's smooth plains appear to be no more than 100 million years old

Laurel, Maryland (CNN)—The latest images coming in from Pluto reveal "fascinating" terrain that suggests the diminutive orb might still be developing.

NASA's New Horizons spacecraft, which has been delighting audiences with the first-ever pictures of Pluto since 29 photos:Pluto on the horizon

This image of Pluto was captured by New Horizons on Monday, July 13, about 16 hours before the moment of closest approach. The spacecraft was 476,000 miles from Pluto's surface.

Hide Caption 11 of 29

 a) 太陽の周りを公転し、b) 自己重力によって球形を保つが、 

 c) 軌道上から他の天体を一掃していない 天体

冥王星 (Pluto) 

 軌道長半径：39.5 AU   天体質量：1.3 10

²²

 kg   密度：1.9 g/cm

³

セレス (Ceres) 

 軌道長半径：2.77 AU   天体質量：9.4 10

²⁰

 kg   密度：2.1 g/cm

³

11

準惑星

比較 

小惑星 ベスタ (Vesta) 

 軌道長半径：2.36 AU 

 天体質量：2.6 10

²⁰

 kg 

 密度：3.5 g/cm

³

冥王星

©NASA 大気中の“もや”

クレーターのない“若い”領域 = 最近の地質活動 山岳地形, 氷河に埋められたクレーター

太陽系外縁天体

13

海王星より遠くにある小天体群 

カイパーベルト, オールトの雲(長周期彗星の起源)など  1000個以上見つかっている

カイパーベルト オールトの雲 惑星の公転面は  ほぼ揃っている

New photos show a youthful Pluto that's still taking shape

Updated 1802 GMT (0102 HKT) July 18, 2015 By Amanda Barnett and Kevin Conlon, CNN

Story highlights

NEW: Pluto still being shaped by geologic processes, pictures suggest

NEW: images Pluto's smooth plains appear to be no more than 100 million years old

Laurel, Maryland (CNN)—The latest images coming in from Pluto reveal "fascinating" terrain that suggests the diminutive orb might still be developing.

NASA's New Horizons spacecraft, which has been delighting audiences with the first-ever pictures of Pluto since 29 photos:Pluto on the horizon

This image of Pluto was captured by New Horizons on Monday, July 13, about 16 hours before the moment of closest approach. The spacecraft was 476,000 miles from Pluto's surface.

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冥王星 

半径1,188 km

2014 MU

69 

長径31.7 km

探査機 

New Horizons 

が撮影

Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

2014 MU 69 

Arrokoth

小惑星帯

15

小惑星帯

木星

火星

探査機 Dawn が撮影

火星と木星の間にある小惑星群 

1km以上のものは約100万体。総質量は地球の約 3000 分の1 

隕石の起源

スペクトルによる小惑星の分類

16

Cracking the ‘compositional code’ of the map

Earlier planetesimal-formation theories that explained the history of the asteroid belt invoked turbulence in the nebula, radial decay of material due to gas drag, sweeping resonances and scattered embryos^47,48. Individually, each mechanism was, however, insufficient, and even together, although many of these mechanisms could deplete, excite and partially mix the main belt, they could not adequately reproduce the current asteroid belt⁴⁹. The concept of planetary migration—whereby the planets change orbits over time owing to gravitational effects from the surrounding dust, gas or planetesimals—was not new, but its introduction as a major

driver of the history of the asteroid belt came only recently. Migration models began by explaining the orbital structure and mass distribution of the outer Solar System, including the Kuiper belt past Neptune⁵⁰. Individual models could successfully recreate specific parts, but we still sought to define a consistent set of events that would explain all aspects of the outer Solar System. Every action of the planets causes a reaction in the asteroid belt, so these models also needed to be consistent with the compositional framework within the main belt that we see today.

The Nice model was the first comprehensive solution that could simulta- neously explain many unique structural properties of the Solar System11–13,51,52,

Total mass

M E L K

Miscellaneous

R A Vesta

V S

Mafic-silicate rich

Pallas

B D P C

Ceres Hygeia

Opaque-rich

Semi-major axis (^AU)

Mass (kg per 0.02 AU)

10¹⁶ 10¹⁸ 10²⁰

2.0 2.5 3.0 4.0 5.2

Hungaria Inner Middle4:1 3:1 5:2 Outer Cybele Hilda Trojan 7:3

2:1

11:6

Mean-motion resonances

5:3

3.5

Figure 3 | The compositional mass distribution throughout the asteroid belt out to the Trojans. The grey background is the total mass within each 0.02-AU bin. Each colour represents a unique spectral class of asteroid, denoted

by a letter in the key. The horizontal line at 10¹⁸kg is the limit of the work from the 1980s^2,8,9. The upper portion of the plot remains consistent with that work, but immense detail is now revealed at the lower mass range¹⁹.

Hungaria Inner Middle Outer Cybele Hilda Trojan

100–1,000 km50–100 km20–50 km5–20 km

3.93 × 10¹⁶ 3.98 × 10¹⁸ 1.13 × 10¹⁹ 3.27 × 10¹⁹ 8.20 × 10¹⁷ No data No data 4.36 × 10¹⁸ 1.74 × 10¹⁹ 4.17 × 10¹⁹ 2.03 × 10¹⁸ 2.29 × 10¹⁸ 2.02 × 10¹⁹ 0

2.12 × 10¹⁹ 6.39 × 10¹⁹ 1.02 × 10²⁰ 8.72 × 10¹⁸ 6.48 × 10¹⁸ 5.71 × 10¹⁸ 0

2.43 × 10²⁰ 1.13 × 10²¹ 5.62 × 10²⁰ 1.59 × 10²⁰ 4.88 × 10¹⁹ 2.53 × 10¹⁹ 0 kg

Figure 4 | The compositional mass distribution as a function of size

throughout the main belt out to the Trojans. The mass is calculated for each individual object with a diameter of 50 km and greater, using its albedo to determine size and the average density³⁹ for that asteroid’s taxonomic class. For the smaller sizes we determine the fractional contribution of each class at each size and semi-major axis, and then apply that fraction to the distribution of all known asteroids from the Minor Planet Center (http://minorplanetcenter.org/) including a correction for discovery incompleteness at the smallest sizes in the

middle and outer belt¹⁹. Asteroid mass is grouped according to objects within four size ranges, with diameters of 100–1,000 km, 50–100 km, 20–50 km and 5–20 km. Seven zones are defined as in Fig. 1: Hungaria, inner belt, middle belt, outer belt, Cybele, Hilda and Trojan. The total mass of each zone at each size is labelled and the pie charts mark the fractional mass contribution of each unique spectral class of asteroid. The total mass of Hildas and Trojans are

underestimated because of discovery incompleteness. The relative contribution of each class changes with both size and distance.

REVIEW RESEARCH

3 0 J A N U A R Y 2 0 1 4 | V O L 5 0 5 | N A T U R E | 6 3 1

Macmillan Publishers Limited. All rights reserved

©2014

Cr acki ng the ‘com posi tio nal cod e’ of th e map Earlier planetesimal-formation theories that explained the history of the as te ro id bel tin vo ked tu rb ule nc e in th e ne bu la ,ra dia lde ca y of ma te ri al due to ga s dra g, sw ee pi ng re so na nc es and sc att er ed em br yo s

47,48

.In div idu al ly , ea ch me ch an is m wa s, ho we ve r, in su ffi ci en t, an d ev en to ge th er ,a ltho ug h ma ny of th es e me ch an is ms co uld de pl et e, ex ci te and pa rt ia lly mi x th e ma in bel t, th ey co ul d no tad eq ua te ly re pr odu ce th e cu rr en ta st er oid bel t

49

. The concept of planetary migration—whereby the planets change orbits over time owing to gravitational effects from the surrounding dust, gas or planetesimals—was not new, but its introduction as a major driver of the history of the asteroid belt came only recently. Migration models began by explaining the orbital structure and mass distribution of the outer Solar System, including the Kuiper belt past Neptune

50

. Individual models could successfully recreate specific parts, but we still sought to define a consistent set of events that would explain all aspects of the outer Solar System. Every action of the planets causes a reaction in the asteroid belt, so these models also needed to be consistent with the compositional framework within the main belt that we see today. The N ice m odel was the firs tc omp rehen siv e solu tion th at coul d sim ult a- ne ous ly explain m any unique struct ur al pr op ert ies of th eS ola rS yst em

11–13,51,52

,

Totalmass M E L K

Miscellaneous

R A Vesta

V S

Mafic-silicate rich

PallasB D P C

CeresHygeia

Opaque-rich

Semi-major axis (AU)

Mass (kg per 0.02 ^AU)

10 16 10 18 10 20

2.02.53.04.05.2 Hungaria Inner MiddleOuter CybeleHilda Trojan 3:14:15:2

7:3 2:1

11:6

Mean-motion resonances

5:3

3.5

Figure3

|

ThecompositionalmassdistributionthroughouttheasteroidbeltouttotheTrojans.Thegreybackgroundisthetotalmasswithineach0.02-AUbin.Eachcolourrepresentsauniquespectralclassofasteroid,denoted byaletterinthekey.Thehorizontallineat10 18kgisthelimitoftheworkfromthe1980s 2,8,9.Theupperportionoftheplotremainsconsistentwiththatwork,butimmensedetailisnowrevealedatthelowermassrange 19.

HungariaInnerMiddleOuterCybeleHildaTrojan

100–1,000 km 50–100 km

20–50 km 5–20 km

3.93 ×10 163.98 ×10 181.13 ×10 193.27 ×10 198.20 ×10 17NodataNodata 4.36 ×10 181.74 ×10 194.17 ×10 192.03 ×10 182.29 ×10 182.02 ×10 190 2.12 ×10 196.39 ×10 191.02 ×10 208.72 ×10 186.48 ×10 185.71 ×10 180 2.43 ×10 201.13 ×10 215.62 ×10 201.59 ×10 204.88 ×10 192.53 ×10 190 kg

Figure4

|

ThecompositionalmassdistributionasafunctionofsizethroughoutthemainbeltouttotheTrojans.Themassiscalculatedforeachindividualobjectwithadiameterof50kmandgreater,usingitsalbedotodeterminesizeandtheaveragedensity 39forthatasteroid’staxonomicclass.Forthesmallersizeswedeterminethefractionalcontributionofeachclassateachsizeandsemi-majoraxis,andthenapplythatfractiontothedistributionofallknownasteroidsfromtheMinorPlanetCenter(http://minorplanetcenter.org/)includingacorrectionfordiscoveryincompletenessatthesmallestsizesinthe middleandouterbelt 19.Asteroidmassisgroupedaccordingtoobjectswithinfoursizeranges,withdiametersof100–1,000km,50–100km,20–50kmand5–20km.SevenzonesaredefinedasinFig.1:Hungaria,innerbelt,middlebelt,outerbelt,Cybele,HildaandTrojan.Thetotalmassofeachzoneateachsizeislabelledandthepiechartsmarkthefractionalmasscontributionofeachuniquespectralclassofasteroid.ThetotalmassofHildasandTrojansareunderestimatedbecauseofdiscoveryincompleteness.Therelativecontributionofeachclasschangeswithbothsizeanddistance.

REVIEW RESEARCH

30JANUARY2014|VOL505|NATURE|631Macmillan Publishers Limited. All rights reserved©2014 質量 [kg / 0.02 AU]

軌道長半径 [AU]

普通コンドライト 炭素質コンドライト

DeMeo & Carry (2014) Nature

Cr acki ng the ‘com posi tio nal cod e’ of th e map Earlier planetesimal-formation theories that explained the history of the as te ro id bel tin vo ked tu rb ule nc e in th e ne bu la ,ra dia lde ca y of ma te ri al due to ga s dra g, sw ee pi ng re so na nc es and sc att er ed em br yo s

47,48

.In div idu al ly , ea ch me ch an is m wa s, ho we ve r, in su ffi ci en t, an d ev en to ge th er ,a ltho ug h ma ny of th es e me ch an is ms co uld de pl et e, ex ci te and pa rt ia lly mi x th e ma in bel t, th ey co ul d no tad eq ua te ly re pr odu ce th e cu rr en ta st er oid bel t

49

. The concept of planetary migration—whereby the planets change orbits over time owing to gravitational effects from the surrounding dust, gas or planetesimals—was not new, but its introduction as a major driver of the history of the asteroid belt came only recently. Migration models began by explaining the orbital structure and mass distribution of the outer Solar System, including the Kuiper belt past Neptune

50

. Individual models could successfully recreate specific parts, but we still sought to define a consistent set of events that would explain all aspects of the outer Solar System. Every action of the planets causes a reaction in the asteroid belt, so these models also needed to be consistent with the compositional framework within the main belt that we see today. The N ice m odel was the firs tc omp rehen siv e solu tion th at coul d sim ult a- ne ous ly explain m any unique struct ur al pr op ert ies of th eS ola rS yst em

11–13,51,52

,

Totalmass M E L K

Miscellaneous

R A Vesta

V S

Mafic-silicate rich

PallasB D P C

CeresHygeia

Opaque-rich

Semi-major axis (AU)

Mass (kg per 0.02 ^AU)

10 16 10 18 10 20

2.02.53.04.05.2 Hungaria Inner MiddleOuter CybeleHilda Trojan 3:14:15:2

7:3 2:1

11:6

Mean-motion resonances

5:3

3.5

Figure3

|

ThecompositionalmassdistributionthroughouttheasteroidbeltouttotheTrojans.Thegreybackgroundisthetotalmasswithineach0.02-AUbin.Eachcolourrepresentsauniquespectralclassofasteroid,denoted byaletterinthekey.Thehorizontallineat10 18kgisthelimitoftheworkfromthe1980s 2,8,9.Theupperportionoftheplotremainsconsistentwiththatwork,butimmensedetailisnowrevealedatthelowermassrange 19.

HungariaInnerMiddleOuterCybeleHildaTrojan

100–1,000 km 50–100 km

20–50 km 5–20 km

3.93 ×10 163.98 ×10 181.13 ×10 193.27 ×10 198.20 ×10 17NodataNodata 4.36 ×10 181.74 ×10 194.17 ×10 192.03 ×10 182.29 ×10 182.02 ×10 190 2.12 ×10 196.39 ×10 191.02 ×10 208.72 ×10 186.48 ×10 185.71 ×10 180 2.43 ×10 201.13 ×10 215.62 ×10 201.59 ×10 204.88 ×10 192.53 ×10 190 kg

Figure4

|

ThecompositionalmassdistributionasafunctionofsizethroughoutthemainbeltouttotheTrojans.Themassiscalculatedforeachindividualobjectwithadiameterof50kmandgreater,usingitsalbedotodeterminesizeandtheaveragedensity 39forthatasteroid’staxonomicclass.Forthesmallersizeswedeterminethefractionalcontributionofeachclassateachsizeandsemi-majoraxis,andthenapplythatfractiontothedistributionofallknownasteroidsfromtheMinorPlanetCenter(http://minorplanetcenter.org/)includingacorrectionfordiscoveryincompletenessatthesmallestsizesinthe middleandouterbelt 19.Asteroidmassisgroupedaccordingtoobjectswithinfoursizeranges,withdiametersof100–1,000km,50–100km,20–50kmand5–20km.SevenzonesaredefinedasinFig.1:Hungaria,innerbelt,middlebelt,outerbelt,Cybele,HildaandTrojan.Thetotalmassofeachzoneateachsizeislabelledandthepiechartsmarkthefractionalmasscontributionofeachuniquespectralclassofasteroid.ThetotalmassofHildasandTrojansareunderestimatedbecauseofdiscoveryincompleteness.Therelativecontributionofeachclasschangeswithbothsizeanddistance.

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30JANUARY2014|VOL505|NATURE|631Macmillan Publishers Limited. All rights reserved©2014

太陽系の元素組成   太陽の元素組成   惑星の元素組成 

揮発性元素 … 太陽大気スペクトル(フラウンホーファー線)  不揮発性元素 … 炭素質コンドライト隕石の化学組成

17

太陽系元素組成の推定

炭素質コンドライト隕石

太陽と炭素質コンドライトの元素組成

18

炭素質コンドライト (Si = 10

⁶

) 太陽光球面 (Si = 10

6

) 隕石から失われた 

揮発性元素

太陽内部の 

リチウム核反応

太陽に多い

隕石に多い

1:1 存在度が等しい

太陽系の元素存在度

19

ビッグバン

恒星内部 中性子星合体,   超新星爆発

← 安定性の山

ビッグバン理論

20

Wikipediaより

• 膨張する宇宙は時間を遡ると  高温高密度の火の玉になる 

• 宇宙は高温高密度の火の玉で誕生 

• 急速な膨張によって温度低下 

• 最初の数分間で軽い元素が形成

ジョージ・ガモフ 

(1904-1968)

ビッグバン元素合成

21

•

0.01秒後 (10

¹⁰

 K)：陽子・中性子・電子・光 に満ちた宇宙 

•

数分後 (10

⁹

 K)：陽子と中性子が結合し、He・Li 原子核形成 

•

膨張にともない、核反応は起こりにくくなる 陽子

中性子

重水素

ヘリウム3 ヘリウム

恒星の進化

22

Credit: AstroArts  https://www.astroarts.co.jp/article/hl/a/9782̲binary

小質量星(太陽含む)

大質量星(>太陽 10)

恒星内部での元素合成

14 第 1 章 太陽系の構造と太陽系形成

1.3 元素の起源

1.3.1 ビックバン起源の元素

宇宙の物質の起源であるビックバン元素合成により、水素とヘリウム ( とわずかなリチウ ム ) が生成される。 D は重水素である。

H : He

⁴

: D : He

³

= 3 : 1 : ∼ 10

⁻⁵

: ∼ 10

⁻⁵

( 重量比 ) (1.13) 原子数 5 と 8 に安定原子核が存在しないために、宇宙初期では Li よりも重い元素はほとんど 生成されない。

1.3.2 恒星起源の元素

リチウム (Li) よりも重い鉄 (Fe) までの元素は恒星の内部で生成されたと考えられている。

典型的な恒星は、中心核付近での 水素核融合 によるエネルギーを発生で輝いている。水素核 融合は環境によりいくつかの反応の種類があるが、水素核融合反応は、結局、

4

¹₁

H →

⁴₂

He + 2e

⁺

+ 2ν

_e

+ 2γ (1.14) となる反応である。ここで ν

_e

は電子ニュートリノ、 γ は光子である。材料である 4 つの水素 原子核

¹₁

H と生成された１つのヘリウム

⁴₂

He と 2 つの陽電子 e

⁺

の質量を比較すると、反応 により質量が減少していることがわかる。その 質量欠損 が E = mc

²

の変換を経て莫大なエネ ルギーを生んでいるのである。

恒星の内部では、さらに原子核同士の衝突や核子による陽子・ 中性子捕獲反応 + β 崩壊を 経て原子番号 26 の鉄 (Fe) までの重い元素生成が起こる。しかし、鉄より重い原子では核融 合しても質量欠損が無く、より重い原子を作るためには逆に莫大なエネルギーを注入が必要 である

⁴

。恒星内部での核融合反応は鉄 (Fe) で行き止まり、重い星の晩期には中心付近に鉄 コアが形成される。重い星は鉄コアの光分解をきっかけに 超新星爆発 を起こし、重元素を宇 宙空間にばら撒く（ type II supernova ）。

1.3.3 その他

• 超新星爆発 ( 重い星の死 )

太陽系元素組成で鉄の存在比が比較的多かった原因は、超新星爆発で一旦分解した核子 が再合成される際に、安定な鉄元素が選択的に多く再生成されるからである。鉄 (Fe) よりも重い元素は超新星爆発という爆発的な高エネルギー状態の際に生成される。

特に白金 (Pt) よりも重い元素が生成されるためには、短時間しか寿命のない不安定核 子を一旦生成する必要がある。このために超新星爆発のような環境で非常に短い時間で いっきに中性子捕獲反応が起こる必要がある。これを r プロセス と呼ぶ、一方、遅い中 性子捕獲反応を s プロセス と呼ぶ。

• 高エネルギー宇宙線と核子の反応

高エネルギー粒子である宇宙線が核子と衝突すると、別の核子を生成することがある。

• 放射性元素の崩壊

放射性同位体は α 崩壊や β 崩壊により原子番号の異なる核種へと放射性崩壊を起こす。

4

鉄よりも重い元素の場合、逆に核分裂させるとエネルギーが発生する

(

原子爆弾は、原子番号

92

のウラン

235

（

²³⁵U

）の核分裂反応

)

水素燃焼反応 (Proton-ProtonⅠChain Reaction PPⅠ反応)

•

現在の太陽活動の主要なエネルギー源 (> 1 10

⁷

 K) 

•

質量欠損 (4個の陽子とヘリウム原子核の質量差)  から  のエネルギーを得る

Δm E = Δmc

²

PPⅡ反応・PPⅢ反応

•

Li, Be, Bを分解してヘリウムを生成する反応 CNOサイクル

•

C, N, Oを介して水素からヘリウムを生成 

•

太陽より重い恒星での主要なエネルギー 生成過程(> 2 10

⁷

 K)

23

恒星内部での元素合成

ヘリウム燃焼

•

水素がなくなると、恒星内部は収縮して高圧に   ヘリウムより重い元素の核融合 

•

どの元素まで燃焼が進むかは恒星の質量に依存 

•

鉄より原子番号の大きい元素はより不安定なため(吸熱反応)、 

合成されない

•

ヘリウム原子核3個から炭素を生成   (> 1 10

⁸

 K)

炭素燃焼・酸素燃焼

•

太陽の約8倍以上の質量の恒星内部で進行  (> 5-8 10

⁸

 K)

赤色超巨星内部の元素分布

24

中性子星合体

25 Credit: National Science Foundation/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet.

r過程：大量の中性子を急速に捕獲することで、 

安定性の山を超えた重元素を合成 

(  s過程：β崩壊よりも遅い中性子捕獲 @星進化の末期)

 図4は観測された可視光と赤外線の明るさの時間 進化と理論的な計算の結果を比較したものである^12）。 予想どおり赤外線で比較的長く輝き，可視光で急激 に暗くなったことから，キロノバが捉えられたと 言って良いだろう。人類は初めて重力波天体を写真 に収めただけでなく，rプロセス元素合成の現場を 目撃したのである。

 観測されたキロノバの明るさからは，中性子星合 体で放出された物質の総量が太陽質量の3％程度で

あることが明らかとなった。これは地球の質量約

10,000個分（！）に相当する量である。更に重力波

の観測からは，まだ不定性は大きいものの，宇宙で 中性子星合体が起きる頻度が，1つの銀河当たり約 1万年に1回であることが見積もられた。このペー スで中性子星合体がrプロセス元素を合成・放出し ていれば，銀河系に存在するrプロセス元素の総量 を説明できるため，中性子星合体がrプロセス元素 の起源である可能性が高まったといえる。

 しかし，まだ重元素の起源が決着したとは言いが たい。中性子星合体の頻度はまだ一桁ほど不定性が あるし，そもそもGW170817で見られたような質 量放出がいつも起きるという保証はない。更に，合 成される元素の種類にも注意が必要である。例えば 金 や プ ラ チ ナ はrプ ロ セ ス の 代 表 元 素 だ が，

GW170817で金やプラチナまで合成された直接的な

証拠は1つもない。可視光・赤外線では分光観測も 行われたが，速い膨張速度によって激しいドップ ラーシフトが起き，様々な元素の特徴が混ざってし まうため，元素の同定は今のところ困難である。rプ ロセス元素の放射性崩壊からの核 線等を直接検出 できれば最も確実だが，そのような観測を行うには 検出感度が圧倒的に足りていない。中性子星合体で rプロセスの多様な元素が本当に合成されているか を知るには，理論的な予想を1つずつ検証していく 必要があり，今後より多くの中性子星合体でマルチ メッセンジャー観測を成功させなければならない。

 まとめ

 2017年8月17日，初めて中性子星合体からの重 力波が直接検出され，更に電磁波による対応天体の 観測が実現した。天文学研究は「マルチメッセン ジャー天文学」の新たな時代に突入したといえる。

可視光・赤外線領域では「キロノバ」が観測され，

中性子星合体で確かにrプロセス元素が合成されて いる兆候が捉えられた。宇宙における重元素の起源 の解明に向けた大きな一歩である。

 しかし，これはまだ最初の一歩に過ぎない。中性 子星合体は宇宙でどれくらいの頻度で起きているの か？いつも同じ量の元素を放出するのか？どのよう な種類の元素が合成されているのか？今後のマルチ メッセンジャー観測によって，これらが明らかに 図3 GW170817の電磁波対応天体の画像^10）

白い線で示されているのが対応天体。右下の明るい場所は，中性子星合 体が起きた系外銀河NGC 4993

図4 GW170817の電磁波対応天体の可視光・赤外線光度曲 線（点）と理論計算の結果（実線）^12）

色の違いは波長の違いを表しており，g, r, i, zが可視光のフィルター，J, H, K が近赤外線のフィルターで観測されたもの

Isotope News 2018 年 8 月号 No.758

10

重力波検出イベント

GW170817

に対応する天体

(

田中

2018, Isotope News)

まとめ

太陽系の構造 

太陽系内の主要な天体はほぼ同じ公転面を持つ  太陽は太陽系の質量の99%以上を担う 

太陽以外の構成天体：惑星(+衛星), 準惑星, 小惑星, 彗星 

太陽系の元素組成   太陽の元素組成 

太陽大気スペクトル, 隕石から推定  H, Heはビッグバンで生成 

恒星内部での核融合でFeまで生成される 

Feより重い元素は中性子星合体, 超新星爆発を起源

小レポート課題(5/31締切)

27

太陽の寿命は太陽光度  3.8 10

²⁶

  J/s  を維持するために必 要な水素を使い果たす時間でおよそ見積もることができ る。核融合する中心核は太陽質量の10%であるとして、太 陽寿命を見積もれ(有効数字1桁) 。陽子質量：1.673 10

^-

27

kg,  ヘリウム原子核質量：6.646 10

^-27

kg,  光速： 

3.0 10

⁸

 m/s , その他講義資料中の物理量を用いてよい。

下記問題を解き、計算過程も含めレポートにまとめて 

クラスウェブから提出