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？

X線天文が解明した物理？

宇宙X線観測とプラズマ診断 京大（理）、阪大（理） 小山勝二

（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

銀河団 銀河

現在の姿

WMAP-Plank衛星のデータ 137億年前 の姿

バリオン 音響振動 の予言

S-Z 効果

高速（高温）電子と電磁波との相互作用

宇宙物理というより、基礎物理学という視点から

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 : 電離平衡プラズマ

Te> Tｚ : 電離進行プラズマ

Te< Tz: 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。

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）

非平衡プラズマ＝時間スケール

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）

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？

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

ＳＮ１００６

Shell-Type Mixed Morphology

Tycho (1572)

Kepler (1604)

Cas A (~1700?)

IC443

W28 （？） W44 （？）

X線天文の成果＝超新星残骸高温プラズマの２形態

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)

イオン温度 Ti

エネルギー輸送

常に Te > Tz Ｉｏｎｉｚｉｎｇ Ｐｌａｓｍa （電離進行プラズマ）

電子温度 Te

電離温度 Tz

時間

衝撃波通過 原子(イオン)、電子の加熱

mv2 = 3kT 十分時間がたっていない （数万年以下）

( nt <1012cm-3s)

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）

電子温度

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

再結合プラズマ

励起状態

基底状態

カスケードライン

スピン上向きは

1P1 許容線以外へ

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

基底状態

超高エネルギー宇宙線の生成

：Fermi加速

2003-4-09 2012-4-23

shock

= 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

SN1006

CSM

n ~大

ＩSM

n ~小

log t (year)

初期のrarefactionで宇宙線加速の問題も解決？ 高密度のCSMで Te=Tz 低密度のＩＳＭへbreak out 断熱膨張で Te 小

○ 衝撃波の速度が急上昇 (通常の描像より速度大)。 短時間で高エネルギー に(速度の2乗に比例する）。 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 。

log

r (p

c)

1 2 3

1

0

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。