宇宙X線観測とプラズマ診断 京大理 小山勝二 X線天文が解明した物理? 宇宙は極限環境の実験室 しかし複雑、多様故に、純粋 な科学情報を抽出しにくい 地上で検証された物理法則を応用 Q: 地上では解明できない物理法則はなんであったか? (いまや当たり前と思っているかもしれないが) 超新星残骸、楕円銀河、銀河団に大規模高温プラズマが あったこと自体、X線天文学のみが発見した重要な事実 銀河団プラズマ: 宇宙バリオンの最大の容器 宇宙大規模構造、宇宙進化 銀河団プラズマが果たした(果たす)宇宙物理学的 意味は計り知れない そこで一言だけ 宇宙進化(カオスからコスモスへ)と銀河団 WMAP-Plank衛星のデータ 137億年前 の姿 高速(高温)電子と電磁波との 相互作用 現在の姿 バリオン 音響振動 の予言 宇宙物理というより、基礎物理学という視点から S-Z 効果 銀河団 銀河 超新星残骸プラズマ: 星の進化の最終段階と重元素起源 プラズマ診断学 (1) X線天文は非平衡プラズマ物理の基礎データの提供した。 非平衡プラズマとは: (一言でプラズマ温度というが!) 電子温度 (Te)、イオン温度 (Ti)、電離温度(Tz) が異なるプラズマ Te=Tz : Te> Tz : Te< Tz: 電離平衡プラズマ 電離進行プラズマ 再結合プラズマ (2) X線天文は「非平衡」に進む物理:フェルミ加速機構の基礎デー タを提供する。 非平衡プラズマ=時間スケール 宇宙X線プラズマ: Te=1 keV, n=1/cc (超新星残骸) te-e = le/<ve> 1010 s n-1 Te1.5 tp-p = (mp/me)0.5 te-e 4 ×1011 s n-1 Te1.5 te-p = (mp/me) te-e 2 ×1013 s n-1 Te1.5 tionization 1013 s n-1 tcooling 4 ×1017 s n-1 Te0.5 tsound 6 ×1010 s (1pc) l Te-0.5 tcond 6 ×109 s (1pc) l2 n Te-2.5 緩和時間=103--105 year μ秒– m秒 (実験室) 実験室で平衡プラズマを作り制御するのは容易でない = 実際のプラズマは非平衡状態 加熱源付近は電離進行プラズマ 壁付近は低温に冷やされるから、再結合プラズマ? 加熱が切れるとプラズマは冷える: 複雑な過渡現象 最近の研究 このプラズマの状態を無接触で知りたい=X線プラズマ診断 短時間(μ秒– m秒)の過渡現象の測定 困難 実際、スペクトル線は電離・励起過程が主な場合が多く、 再結合プラズマを明瞭に示す例は炭素イオン一例のみ? 地上プラズマの例 (核融合研 LHD) 温度:密度1014 - 13 cm-3、 緩和時間= μ秒– m秒 (宇宙 103--105 year) サイズ~102 cm 継続時間= μ秒– m秒 (宇宙 103--104 year) 実際には分のorder (磁場などの効果) X線天文の成果=超新星残骸高温プラズマの2形態 Shell-Type Mixed Morphology SN1006 Tycho (1572) Kepler (1604) Cas A (~1700?) IC443 W28 (?) W44 (?) 日本のグループも大きく寄与してきた超新星残骸のプラズマ 進化の標準モデル(Shell type) 衝撃波通過 原子(イオン)、電子の加熱 イオン温度 Ti mv2 = 3kT エネルギー輸送 電子温度 Te 十分時間がたっていな い (数万年以下) ( nt <1012cm-3s) 常に Te > Tz Ionizing Plasma (電離進行プラズマ) 電離温度 Tz 時間 ところが、 いくつかのMixed Morphology SNRs では Te <Tz :再結合プラズマ であった。 (日本発) 再結合プラズマ 自由電子の基底状態への遷移+高励起状態から下位へカスケード 普通のプラスマ 励起状態 基底状態 再結合プラズマ 電子温度 Astro-Hで非平衡プラズマ学は完成するだう。 :ほとんどの基礎データを提供する 第一励起状態 カスケードライン スピン上向きは 1P 許容線以外へ 1 基底状態 SN1006 超高エネルギー宇宙線の生成 :Fermi加速 2003-4-09 2012-4-23 = 0.6 arcsec/yr (v=6000 km/s) 動く壁の間 で「ピンポン玉 が跳ね返る 玉はスピード を増す shock 初期のrarefaction Shell-likeでの通常のDiffusive 高密度のCSMで Te=Tz 低密度のISMへbreak out Shock断熱膨張で Accelerationではエネル Te 小 ギーはKnee までいかない。 ○ 衝撃波の速度が急上昇 (通常の描像より速度大)。 (宇宙線加速エネルギー問題) 短時間で高エネルギー に(速度の2乗に比例する)。 MM-SNRのNew Scenario ISMの低密度状態では熱的粒子とのCoulomb衝突が抑え られるので、加速された粒子はさらに加速されやすくなる でこの問題が解決するか ? 。 log r (pc) ISM n ~小 1 0 CSM n ~大 log t (year) Itoh & Masai Astro-Hは高温プラズマのイオン温度(Ti)を初めて 決定するだろう。 また非熱的粒子の運動を正確に決める =超新星残骸のEnergeticsを解明する 超新星残骸の全エネルギーは1051 erg 現在は 電子温度のみを計測している。 電子の総エネルギー (~1049 erg) (99% はダークエネルギー?) これはイオンの熱エネルギーか(Ti) ? te-p = (mp/me) te-e = 2 1013 s あるいは: 非熱的粒子エネルギーか 結語 極限状態: 時間が引き延ばされるので 非平衡のプラズマ物理の基礎現象が観測できた プラズマ診断学の基礎をあたえた。 巨大時空に巨大なエネルギーの注入 「非平衡」に 進む物理の実証例を与えた。 フェルミ加速による超高エネルギー宇宙線の起源。 TeV, GeV ガンマ線天文の主要な研究テーマを 提供した。
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