YAMAGATA UNIVERSITY
ノーベル物理学賞に見る原子核物理の発展
1950
年 セシル・パウエル写真による原子核崩壊過程の研究方法の開発および諸中間子の発見
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宇宙・天体物理学への展開
1983
年スブラマニアン・チャンドラセガール
星の構造および進化にとって重要な物理的過程に関する理論的研究 ウィリアム・ファウラー
宇宙における化学元素の生成にとって重要な 原子核反応に関する理論的および実験的研究
1983
年スブラマニアン・チャンドラセガール
星の構造および進化にとって重要な物理的過程に関する理論的研究 ウィリアム・ファウラー
宇宙における化学元素の生成にとって重要な 原子核反応に関する理論的および実験的研究
1967
年 ハンス・ベーテ原子核反応理論への貢献、
特に星の内部におけるエネルギー生成に関する研究
1967
年 ハンス・ベーテ原子核反応理論への貢献、
特に星の内部におけるエネルギー生成に関する研究
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元素の存在比は
宇宙全体でほぼ同じ
→ 同じ起源によるもの 元素の存在比は
宇宙全体でほぼ同じ
→ 同じ起源によるもの
「一家に一枚元素表」より
Subatomic physics
より元素の存在比
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元素の存在比
・ 質量数の増加に従い、桁違いに少なくなる
・
Li, Be, B
はHe
やC
に比べて極端に少ない・ 質量数の増加に従い、桁違いに少なくなる
・
Li, Be, B
はHe
やC
に比べて極端に少ない・ 重量比：
水素
71%, He 27%
、残り2%
・ 重量比：
水素
71%, He 27%
、残り2%
・
A ~ 56 (Fe)
のあたりに「山」・
A ~ 56 (Fe)
のあたりに「山」YAMAGATA UNIVERSITY
宇宙の進化
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『光あれ !! 』
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宇宙の進化
宇宙は光に満ちあふれ
（光しか存在しない）
膨張と共に『粒子』『反粒子』の対が生まれる
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宇宙の進化
何故か『反粒子』が消滅し
『光』と『粒子』が残される
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宇宙の進化
宇宙が更に冷えてゆくと
ある種の粒子は自由に動き回る
ある種の粒子があつまって、別の『粒子』を作り出す
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ビッグバンと元素合成
宇宙背景放射
2.7 K
光子の密度水素：光子
= 1:10 9
150
億年前にビッグバン→ 宇宙の膨張＆冷却
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宇宙進化における軽元素合成
宇宙が十分に熱い時 宇宙が十分に熱い時
陽子 中性子
互いに入れ替わる事が出来る 宇宙が冷めると
宇宙が冷めると
別々の粒子へと、袂を分かつ
そのときの宇宙の温度が『陽子』と『中性子』の割合を決める そのときの宇宙の温度が『陽子』と『中性子』の割合を決める
宇宙開闢から
10
秒程経過した頃・・・・陽子
7
中性子1
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宇宙における元素合成：二段階過程
I.
ビッグバンから数分後までに起きた、軽い元素の合成過程
I.
II.
II.
ビッグバンから数億年程度経ってからの、星の中での元素合成による重い元素の合成
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宇宙進化での元素合成
宇宙が冷めると 宇宙が冷めると
陽子 中性子
宇宙をしめる陽子の割合は
12
16 = 3
4
残りはヘリウム1 4
陽子は中性子の
7
倍存在宇宙が更に冷めると 宇宙が更に冷めると
重陽子が作られる 宇宙が更に更に冷めると
宇宙が更に更に冷めると