観測成果

新星爆発は宇宙のリチウム合成工場だった

2015年2月18日

  国立天文台、大阪教育大学、名古屋大学、京都産業大学などの研究者からなる研究チームは、2013年8月に現れた新星爆発 (図1) をすばる望遠鏡で観測し、3番目に軽い元素であるリチウム (Li; 注1) がこの新星で大量に生成されていることを突き止めました。リチウムはビッグバン時に生成されるとともに、恒星のなかや新星、超新星、星間空間などさまざまな場所でつくられると推定されており、宇宙における元素の起源や物質進化を探る試金石となる元素ですが、リチウムを生成・放出している天体が直接的に観測されたのは今回が初めてです。新星爆発が現在の宇宙におけるリチウムの主要な起源であることが明らかになったことにより、宇宙の物質進化の理解が大きく進むことが期待されます。


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図1新星爆発の想像図 (クレジット:国立天文台)
新星爆発 (古典新星) は白色矮星 (図中央右側) と伴星 (同左; 太陽のような主系列星もしくはそこから進化した赤色巨星) からなる連星系で起こる爆発現象だと考えられています。この二つの星の距離が非常に近い場合 (近接連星とよびます)、伴星表面にあるガスが白色矮星に向かって流れ込み、降着円盤を形成しながら白色矮星の表面に降り積もるようになります。この降り積もったガスの層が次第に厚くなってくると温度と密度が上昇し、核融合が発生します。星の内部では核融合反応によって中心部で発生したエネルギーは周囲のガスが膨張することにも使われるため安定した核融合となりますが、白色矮星表面の薄いガス層ではそうはいきません。核融合は一気に暴走し、発生したエネルギーによって白色矮星の表面に薄く降り積もったガス層が吹き飛ばされる爆発現象を起こすと考えられています。



<宇宙における元素合成解明の試金石・リチウム>

  ビッグバン直後の宇宙には、水素とヘリウム以外の重元素がほとんど存在していませんでした。私たちを構成する炭素や酸素、あるいは鉄などの金属元素がどのようにつくられてきたのか解明することは、天文学の大きな課題のひとつです。重元素はたいてい星の内部や超新星爆発で合成され、宇宙空間に放出され、それがまた新たに生まれてくる星の材料になっていきます。

  水素・ヘリウムに次いで三番目に軽い元素であるリチウムはパソコンやスマートフォン、エコカーなどのバッテリーにもよく使われ日頃耳にすることも多い元素です。このリチウムは星以外にも様々な天体や現象で生成されると考えられています。そのひとつがビッグバン時の元素合成で、水素・ヘリウムとならんで少量のリチウムが生成されることがわかっています (注2)。また、宇宙線 (非常に高速に飛びまわる原子核) が星間物質と反応し、炭素や酸素などが壊れることによりリチウムがつくられることもわかっています。そして、太陽程度の質量の小さな星のなかでつくられるもの、あるいは超新星爆発の際につくられるものもあると考えられています。これに加えて、新星爆発も有力なリチウムの起源になりうると考えられています (図2)。

  リチウムの生成はさまざまな天体や現象に関わっているため、 「リチウムがわかれば宇宙がわかる」といっても過言ではなく、多くの研究者がこの元素の研究に取り組んでいます。銀河系内のさまざまな星のリチウム量の測定などから、どのようなプロセスでどの程度のリチウムが作られるのか調べられており、最近では新星爆発が重要なリチウムの起源であると推定されるようになってきました (注2)。しかし、リチウムが生成される証拠を観測で直接確認できた例は、これまでありませんでした (注3)。


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図2宇宙での元素合成 (クレジット:国立天文台)
炭素、酸素やそれよりもずっと重い鉄などの重元素は恒星の内部や超新星爆発などによっておもに作られます。一方、リチウムはビッグバンや宇宙線による原子核の破壊などによっても作られ、その生成源は多岐にわたっています。そのなかでも星を起源とする天体でのリチウム生成は、「?」マークで示したとおりまだよくわかっていませんでした。


<リチウムの「もと」となる元素をいるか座の新星で発見>

  2013年の8月14日、日本のアマチュア天文家である板垣公一さんが、天の川の縁にある小さな星座いるか座に突如現れた明るい新星を発見しました (図3)。Nova Delphini 2013 (=V339 Del) と名付けられたこの天体は、発見の約二日後に最大光度約 4.3 等の明るさにまで達し、肉眼で確認できる明るい新星となりました。研究チームはこの新星に着目し、すばる望遠鏡の高分散分光器 (HDS) を用いて詳しく観測し、新星爆発によって放出された物質 (ガス) の成分を精密に調査しました。

  すばる望遠鏡でこの新星の最初の観測が行われたのは爆発から 38 日経った2013年9月下旬でした。研究チームは高分散分光器 HDS を用いて、新星が最大光度から約3等暗くなったこの時期に、四回にわたり爆発によって放出された物質の成分を詳細に調査しました (図4)。


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図3Nova Delphini 2013 の発見画像 (クレジット:板垣公一氏)
上左が爆発前 (発見約一日前)、右が爆発後の新星。下は 60cm 望遠鏡による確認画像。なお、この新星は我々と同じ銀河系内の天体で距離は約 14000 光年、爆発前と比較すると最大で 15 万倍の明るさになったことがわかっています。



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図4新星からの光はどのように観測者まで届くのでしょうか? (クレジット:国立天文台)
爆発が起こったあと、高温で密度の高い白色矮星を中心とした領域は強い光を発しますが、その光は、爆発によって高速で吹き飛ばされている物質の塊 (雲) のうちのいくつかを通過して地球に届くと考えられます。そのときにその塊の内部にあるガス成分によってある決まった波長の光が吸収されます。中心部からの光が違った速度をもった塊をいくつか通ってくることにより、新星のスペクトル中には弱い吸収線が作られるのです。塊のなかにはいろいろな元素が含まれていますが、それぞれの元素で塊の速度 (秒速約 1000 キロメートル) に応じた波長の吸収線群が見られることになります。


  観測されたスペクトル中には、水素や鉄など多くの元素の吸収線が確認されました (注4)。 そのなかでひときわ強い吸収線が紫外線の領域 (波長 313 ナノメートル付近) に発見されました (注5)。水素やカルシウムなどの吸収線との比較から、この吸収線が4番目に軽い元素ベリリウム (Be) の 同位体 7Be の吸収線であることが判明したのです。また、7Be が秒速 1000 キロメートルの爆風に吹き飛ばされている状態にあることも分かりました (図5)。

  観測された 7Be は、伴星から流入してきたガス中のヘリウム同位体 3He と、白色矮星表面に豊富にある 4He が高温状態で反応することで生成されたと考えられます。さらに 7Be は 53 日の半減期で 7Li にかわることが知られています (図6)。つまり、爆発後 50 日以内のいるか座の新星における 7Be の発見は、リチウムの「もと」になる 7Be が新星爆発で生成される現場をとらえたものなのです。しかも、見つかった 7Be は高速で周囲に吹き飛ばされている状態なので、ここから作られるリチウムは高温環境で壊れることもなく星間空間に飛散し、次の世代の星を作る材料となるのです。

  また研究チームは、吸収線の強さから 7Be の量、すなわち星間空間に放出されるリチウムの量を計算しました。その結果、放出物質中にはカルシウムに匹敵する量の 7Be が 含まれていることがわかりました。これは宇宙全体では微量元素といえるリチウムとしては破格の量であり (注7)、従来の新星爆発の理論からの予測値と比べても6倍以上にも及ぶものとなります。


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図5HDS で撮られたスペクトルでの水素 (Hη) および一階電離したカルシウム (Ca II K) とベリリウム (7Be) の二重線 (および) の吸収線の比較 (クレジット:国立天文台)
スペクトルは HDS で撮られた爆発後 47 日のものです。縦軸は光の強さ (並べて表示するため定数を加えています)、 横軸は各吸収線の静止状態での波長から計算した視線速度 (単位キロメートル毎秒) を表します。いずれの吸収線も秒速 -1268, -1103 キロメートルというふたつの速度成分を持っていることがわかります。また、発見されたベリリウムの吸収線は自然界に存在する 9Be (線で表示) ではなく、速度の一致の様子から放射性同位体の 7Be であることがはっきりとわかります (注6)。



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図6新星爆発時におこる 7Be そして 7Li を生成する核反応 (クレジット:国立天文台)
まず、爆発時に図の左側青い矢印で示した反応により 3He と 4He から一気に 7Be が合成されます。その後、爆発により吹き飛ばされたガス塊の中でゆっくりと緑の矢印で示した 7Li への変化 (電子捕獲) が起きます。



<本研究のインパクト>

  重元素が増えてきた現在の銀河系でもリチウムの量が急速に増大しているなど、宇宙 (銀河系) のリチウムには寿命の長い低質量星起源の成分があることは以前から推測されていました。新星爆発はそのような低質量星 (特に 7Be の材料となる 3He を多く含む伴星) が進化してできる天体であるため、有力な候補の一つとして挙げられていましたが、証拠が今までありませんでした。それが今回の観測によって強固な裏付けを得ることが出来たのです。これによって、天文学者が今まで推測していたビックバンから現在までに至る物質進化モデルが大枠で正しいことが示されました。

  さらに、今回の観測では新星でのリチウムの生成量が今までの理論予測よりも多いようであるということもわかりました。今回観測したいるか座の新星は古典新星のなかでも比較的ありふれた性質を示すものです。他の新星でも今回と同様なリチウムの生成が起きているとしたら、新星爆発は銀河系のなかで 非常に効率よくリチウムを作っているリチウム工場だという可能性が高くなります。今後さらに多くの新星爆発を今回のように適切なタイミングで観測することによって、今まで大きな謎であった宇宙のリチウム進化の姿を明らかにできるものと期待されます。


この研究成果は、2015年2月19日付けで発行される英国の科学誌『ネイチャー』に掲載される予定です (Tajitsu et al. 2015, "Explosive Li production in the classical nova V339 Del (Nova Delphini 2013)", Nature, Volume 518, Number 7539)。



<研究チームの構成等>

  • 田実晃人 (国立天文台ハワイ観測所)
  • 定金晃三 (大阪教育大学)
  • 内藤博之 (名古屋大学/なよろ市立天文台)
  • 新井彰 (京都産業大学/兵庫県立大学)
  • 青木和光 (国立天文台 TMT 推進室)


(注1) リチウムには 6Li と 7Li の2つの同位体があり、太陽系では 7Li が約 92 パーセントを占めています。この文章ではリチウムは 7Li のことをさします。

(注2) 宇宙におけるリチウムの起源を探るために、天の川銀河などにおける様々な星のリチウム組成が調べられてきました。図7にはその結果を示しています。図のなかで、重元素量の低い星は宇宙の比較的初期に生まれた星で、こういう星のリチウムは主にビッグバン時に生成されたものと考えられます。ただし、その量は標準的なビッグバン元素合成モデルからの予測よりも 2,3 倍小さいという問題が指摘されており、議論をよんでいます。一方、重元素量の多い星はビッグバンから何十億年もたってから誕生してきた星と考えられ、こういう星ではリチウムがかなり増加していることがわかります。このような増加を作り出すのは、超新星や星間物質におけるリチウム生成だけではなく、質量の小さな星や新星爆発でのリチウム生成が重要であると考えられるのです。


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図7リチウム量の進化の模式図 (クレジット:国立天文台)
縦軸はリチウムと水素の数の比、横軸は重元素量 (太陽との比) を表します。右へ行くほど重元素量が多く、年齢的に若い天体と考えられます。鉄などの重元素量と比較すると観測からわかるリチウムの存在量の上限は図中線のような曲線となることが知られています [参考文献:Prantzos, N., A&A 542, A67 (2012)など]。この曲線の形を説明するためには、(1)ビッグバン元素合成によるリチウムの合成 (一定量=)、(2)早い時期から立ち上がる重い星を起源とするリチウム合成 (超新星爆発やそれによって生じた宇宙線による星間物質中の原子核の破壊=オレンジ)、(3)重元素量が 1/10 以上になってから始まる寿命の長い (質量の小さい) 星によるリチウム合成 (新星爆発など=)、という三つの異なる重元素量 (時間) 依存を持つ要素が必要だと考えられています。三番目の小質量星による寄与は現時点での宇宙におけるリチウムの増加に与えている影響が非常に大きいと 考えられていますが、その生成源を特定できていませんでした。



(注3) 太陽の数倍程度の質量を持つ星が進化した段階で、表面に多量のリチウムを含むものがみつかっており、これらの星もリチウムの有力な起源である可能性があります。しかし、リチウムは 250 万度以上の高温環境で壊れてしまう元素であり、星の内部ではリチウム生成が止まると、対流によってリチウムが短時間で表面から消えてしまう可能性があります。このため、このような星から実際にどの程度のリチウムが星間空間に放出されるのか、まだよくわかっていません。

(注4) 爆発後 38 日に得られた HDS のスペクトルの全体を見渡すとまず目立つのは爆発によって膨張する水素やヘリウム、鉄などの希薄なガスから生じる太い輝線です (図8上部)。さらにその輝線を拡大してみると、その裾に類似した形を持つ弱い吸収線群があることがわかります。


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図8HDS で撮られたスペクトル (爆発後 38 日) (クレジット:国立天文台)
それぞれの縦軸は光の強さを表します。上段の図の横軸は波長 (単位はナノメートル)、下段の三枚の図の横軸は各線の静止波長を 0 とした視線速度 (単位はキロメートル毎秒) を表します。可視光領域の一階電離した鉄 (Fe II) の輝線部を拡大、さらにその裾にある弱い吸収線群を拡大すると水素 (H) にも同じような速度成分があることが分かります。



(注5) 図8 (上図の左端) を見ると分かりますが、HDS では人間の眼では見ることのできない紫外線 (波長 400 ナノメートル以下) についても観測することができます。これは、すばる望遠鏡が標高 4200 メートルという非常に高い場所にあるために地球大気の吸収を受けにくいことと、HDS がこのような波長域でも感度の高い検出器を用いていること、そしてすばる望遠鏡の集光力など複数の要因が重なっているためで、世界でもこのようなデータを取れる装置は ほんの数カ所しかありません。そして、前述の吸収線群が今回のいるか座新星ではこの紫外域で非常に多く発見されました。


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図9紫外域での HDS スペクトル (爆発後 47 日) (クレジット:国立天文台)
下の三枚の図 (a,b,c) は最上段の図で色つけした部分 (a,b,c) にそれぞれ対応しています。それぞれの縦軸は光の強さ、横軸は波長 (単位ナノメートル) を表します。また、下の三枚の図については上側の横軸に各線の静止波長を0とした視線速度 (単位キロメートル毎秒) をとり、同じ速度域で表示しています。水素 (Hη) 、カルシウム (Ca II K)、およびベリリウムの吸収線に共通の高速度成分があることがわかります。



(注6) 宇宙にあるすべてのベリリウムは 9Be という形になっていることが知られています。しかし、HDS の高い波長分解能によって、今回観測された吸収線は安定した 9Be ではなく 7Be であることがはっきり示されました。7Be は 53 日という短い半減期で壊れてリチウム (7Li) になる放射性同位体で、今回観測したような新星爆発などで作られるのではないかという議論が1970年代からされてきました [参考文献:Cameron, A. G. W. & Fowler, W. A., ApJ 164, 111-114 (1971)など]。しかし、今まで天体では誰もみたことのない元素同位体だったのです。なぜなら、仮に 7Be が出来たとしてもすぐに消滅してしまうからです。

(注7) カルシウム/水素組成比が太陽系組成と同じであるとの仮定のもとで 吸収線の強さから 7Be の量を計算すると、放出された質量の約 0.004% に及ぶことがわかりました (太陽表面のリチウムは 0.000000006%、地殻中では 0.002%)。




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