高出力レーザーと高エネルギー密度科学兒玉了祐

大阪大学大学院工学研究科
レーザーエネルギー学研究センター

高出力レーザーによる高エネルギー密度状態
レーザープラズマの世界
非平衡プラズマ輻射と流体
超高圧状態
超高密度電流粒子加速
超高電場、磁場結語

高出力レーザーで開拓できる高エネルギー密度の状態
レーザーで既に観測されている
100億気圧以上の圧力
１億アンペア以上の超高電流
10億ガウス程度の超高磁場レーザー加速陽電子プラズマ
相対論プラズマ
ビッグバン

100億

ガンマ線
バースト

核燃焼プラズマ

温度（度）1億

100億気圧

超新星
爆発

フェルミ縮退輻射流体プラズマ

1 00万

1000万気圧イオン強結合圧縮性プラズマダイナミックス

太陽

1万
電離

100

固体−プラズマ中間物質
巨大惑星

1/10億

１/10万
110万
(1立方センチ当りのグラム)

10億非熱平衡(X線レーザー)
束縛遷移
自由−束縛遷移粒子加速
イオンジェットと加熱
長尺ジェット
電子加速
超高密度電流不安定性と安定化
伝播自己組織化
電子流ジェット

輻射と流体輻射流体ジェット
輻射衝撃波

レーザー技術
プラズマ制御技術

超高電場・磁場電場発生
磁場計測

超高圧・高密度
衝撃波
爆縮
定容加熱

無衝突衝撃波光子圧力による衝撃波
衝撃波加速

非平衡プラズマからのＸ線輻射： Ｘ線レーザー
束縛電子の非平衡
電子衝突励起
再結合励起
光電離励起
内殻励起

1987年発振 現在応用
不安定性（未だ制御できていない）
有望視され続けて実現できていない
実証

自由束縛電子の非平衡
Ｘ線レーザー励起

プラズマでは理論のみ

非平衡電子分布(non Maxwell 電子による輻射、非等方分布電子による偏光）

Stimulated Free-Bound Emission from X-ray Laser Pumped Plasma
Phys. Rev. Lett. 69, (1992) 77 R Kodama
光励起非平衡（自由ー束縛間）

非熱平衡(X線レーザー)
束縛遷移
自由−束縛遷移粒子加速
イオンジェットと加熱
長尺ジェット
電子加速
超高密度電流不安定性と安定化
伝播自己組織化
電子流ジェット輻射と流体輻射流体ジェット輻射衝撃波

レーザー技術
プラズマ制御技術

超高電場・磁場
電場発生
磁場計測

超高圧・高密度衝撃波
爆縮定容加熱無衝突衝撃波光子圧力による衝撃波
衝撃波加速Experiments on the Radiative Jet
with the GEKKOXII Laserta rg etILE Os a ka Univ.

L ase rp ulse d ura tio n：1 0 0 ps、m a te ria l：C H , A l, F e , A uw ave len g th ：0.53 µme ne rg y ：5 00 J
In te n sity：2x1 0 14 W /cm 2d ia m e te r：16 0 0 µm
ipe n a ng le：1 2 0d e gmm

P lasm a p a ram e te r
E lectron T em p .：a fe w 1 00 e V -a fe w keVd en sity：0 .0 00 1 -0.1 g/cc

se lf e m issio n im a g e
sh ad o w im a g e
x-ra y sp ectrosco p yX-ray emissions at same timing (1.3 ns after the laser irradiation)suggest that diameter of jets increases with decreasing
atomic number of the targetILE Os a ka Univ.
Au (Z: 79)

Fe (Z: 29)

Jet propagation
1 mm

Al (Z: 13)

CH (Z: 3.5)

Radiation cooling time and the jet radiuswell correlate with <Z>
ILE Os a ka Univ.

Lineouts of normalized self-emission

Jet radius and radiation cooling time*vs. <Z>

AuFeAlCH

FWHM of jet emission (µm)

6300

420-400

2500200820061504100502000-200

10FWHM (at 1.3 ns)
Radiation cooling time(at 1.3 ns, 800 µm)

400Position (µm)*Radiation cooling time is by calculated parameters fromLASNEX-2D simulation

510152025Z bar

Radiation cooling time τcτc = εk / qrad
εk: Energy density

qrad : Radiation flux

30

Radiation cooling time (ns)Normalized intensity

8SummaryWe have observed radiative cooling effect of high-Mach number
ILE Os a ka Univ.
jets of astrophysical interest
Dimensionless terms in astrophysical jets and our jets*Mχη

AstrophysicalAu jet Fejet Al jet CH jet
jets (HH)
10 - 20
10 - 50 10 - 40 5 - 15 2 - 8
0.1 - 10~2~2~7~ 30
1 - 10>>1000

χ = vjet·τrad / Rjet
η = ρjet / ρambient· Our experimental results suggest that the radiative cooling effect is very
essential for generation of well-collimated high-density outflow.
· The radiative cooling effect is a function of atomic number of the target(or ionization state <Z>). High-Z jets (Au, Fe) are “radiative jets”, and low-z jets
(Al, CH) are apparently near “adiabatic jets”.
· Calculations from LASNEX-2D simulation well reproduce the experimental
results. The calculations show the radiative collapse for high-Z jet.
· The radiative effect is sensitive to its radiation cooling time vs. its
hydrodynamics time.
· The dimensionless terms in our jets are relevant to those of astrophysical jets
except for the density ratio η. This should be improved using foam
(or gas-bag) targets.

Several efforts are done to create radiative
blast wave with intense lasers

A. D. Edens et al., Phys. Plasmas 11, 4968 (2004)

Radiative blast wave propagates more slower
than “classical” blast wave
Classical blast wave is solved by mass, momentum, and energy conservation
with thin shell approximation (+ Rankine - Hugoniot relationships).
∆RRpE

l: length of cylinder
α: constantd(Mv1 ) = 2πRlpE = 2πRlαp1dt
αp12
ET = 1 πR2l
Kinetic energy, Thermal energy Ek = Mv1
γ −1
2
Momentum conservation

M, p1, ρ1

Velocity v1πR2lρ0 = 2πRl∆Rρ1

Mass conservation

14Shell trajectory

14 12⎧ 4 (γ −1)(γ + 1) ⎫ ⎛ E0 ⎞R= ⎨⎬ ⎜⎜ ⎟⎟ t−π3γ1⎩⎭ ⎝ ρ0l ⎠2Strong radiative blast wave is solved by momentum conservation because ofradiative cooling⋅⋅Momentum conservation πR2 ρ0 R = πR0 ρ0 R0216⎛ 18 E 0 d 0 ⎞ 13
⎟ tShell trajectory R = ⎜⎜ πρ⎟0⎝⎠2

Previous work suggest thin-shelledinstabilities can arrive in spherical geometrywhen γ < 1.2

Nitrogen

Blast wave in nitrogengas is stable

Xenon

Blast wave in xenon
gas is unstable

200 kbarblast wave

J. Grun et al.,Phys. Rev. Lett. 66, 2738 (1991)

Vishniac
instability

非熱平衡(X線レーザー)
束縛遷移
自由−束縛遷移粒子加速
イオンジェットと加熱
長尺ジェット
電子加速
超高密度電流不安定性と安定化
伝播自己組織化
電子流ジェット

輻射と流体輻射流体ジェット
輻射衝撃波

レーザー技術
プラズマ制御技術

超高電場・磁場
電場発生
磁場計測

超高圧・高密度
衝撃波
爆縮
定容加熱

無衝突衝撃波光子圧力による衝撃波
衝撃波加速High Energy-Density Science

高エネルギー密度科学
超高圧状態
EOS in High Pressure

温 度 Ｔ （K）

1憶

100万

レーザー核融合で観測が可能な領域

レーザー核融合

圧力：
100万気圧

超新星

10億気圧

液体金属水素
完全電離

1万

木星

1兆気圧

無電離
多段衝撃波圧縮

分子性
水素液体

100

固体金属水素
分子性
水素固体

0.01

従来法の限界値1100

密 度

ρ （g/cc）

1万

In Warm Dense Matter regime large errors exist
even for most studied materials

Energetic particles generated UUL canheat the matter rapidly and uniformly tocreate isochores (ρ is constant) andrelease isentrops (entropy is constant)

R. Kodama et al., Nature 432,1005,(2004)

爆縮と高速加熱：高密度圧縮と定容加熱
ILE Os a ka Univ.

R. Kodama et al., Nature 412, 798 (2001).
R. Kodama et al., Nature 418, 933 (2002).