J. Plasma Fusion Res. Vol.99, No.5 (2023) 158-160

小特集

新たな高エネルギー密度科学への挑戦
Challenges in Emerging High Energy Density Science

1 ．はじめに
1. Introduction
兒 玉 了 祐 1 ，2）

KODAMA Ryosuke
大阪大学レーザー科学研究所， 2 ）大阪大学工学研究科

1）（原稿受付：2023年 1 月11日）

1．1

はじめに

後，世界に先駆けて学際融合型の領域が提唱された．例

パワーレーザーで生成される高エネルギー密度プラズ

えば，宇宙・惑星の現象解明を目的とした学際融合型のマは，一見，高温でエントロピー最大のバラバラの世界

レーザー宇宙物理学（1994 年）［1］や，レーザー光や荷に見えるが，エネルギー密度や時間スケール，空間スケー

電粒子ビーム制御を目的とした学際融合によるプラズマ

ルを変えると多くの階層で様々な構造が形成されている．

フォトニクス（2004 年）［2］など新たな学術領域が提唱さこのような構造形成を伴う物理現象は，プラズマ物理をれてきた．高エネルギー密度科学の学際性を活かし，様々

理解するとともに宇宙で起こる様々な現象を理解する上な関連分野に展開し，より一層の飛躍が求められている．

で有用であるだけでなく，構造形成に伴う機能性の発現

さらに，レーザーアブレーションを起点としたこれまが，多様な応用の芽となる．そのためパワーレーザーにでの非平衡状態に加え，近年，レーザーによる核融合点

よる高エネルギー密度科学は，学際性が豊かで多様な分

火・燃焼を起点とする非平衡状態が実現され，新たな非野に展開できる重要な学術として世界で精力的に研究開平衡状態における研究課題が生まれつつある．レーザー

発が進められている．

アブレーションは，エントロピーの高い非平衡状態であ

例えば，宇宙では，星の周りや惑星内部さらに隕石衝り，その後のエネルギー散逸を伴う構造形成の起点とな突などのような非平衡かつ高いエネルギー密度状態で，り，様々な応用を展開している．同様に核融合燃焼は，構造変化が起こり，構造の再構築や物質としての新たなエントロピーの高い非平衡状態として構造形成の起点と機能が発現している．またレーザー加工・レーザーピー

して新たな研究対象として拡がりが期待できる．

ニングやレーザー核融合，高エネルギー粒子線治療時のこのような背景のもと，レーザーで実現できる多様ながん細胞破壊などは，非平衡かつ高いエネルギー密度状

非平衡高エネルギー密度状態（固体・液体，プラズマ）態の構造変化・形成とそれに伴い発現する機能性を活用

での構造形成に着目し，様々な学術分野における類似性

したパワーレーザー応用として研究開発がなされている．

や共通する物理御課題を明らかにできれば，高エネルギー

パワーレーザーによる多様な非平衡かつ高エネルギー密密度状態の物理のより深い理解と共に応用におけるさら度状態は，時・空間における多階層で構造形成を伴うが，なる発展や新たな可能性が期待できる．このような視点共通する物理課題を明確にすることで，より学際的で幅に立ち，本小特集では，5 つの高エネルギー密度状態にお広い展開が期待できる．

ける構造変化に着目した課題を例としてとりあげる．1 つ目は，従来のレーザーアブレーションを起点とした非平

1．2

学際的な高エネルギー密度科学

衡状態ではなく，レーザー核融合点火を起点とした新た我が国においても，早い時期からレーザーによる高エ

な非平衡状態と動的天体核燃焼現象との関連を取り上げ

ネルギー密度科学の可能性と重要性が注目され，学術連る（ 2 章）．2 つ目は，レーザープラズマにおける磁場構

携型のレーザー核融合研究などが進められてきた．その造形成に伴う不安定と宇宙におけるプラズマ不安定性にInstitute of Laser Engineering, Osaka University, Suita, OSAKA 565-0871, Japanauthor’s e-mail: ile-director@ile.osaka-u.ac.jp

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Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

1. Introduction	

R. Kodama

伴う粒子加速に関する課題（ 3 章）． 3 つ目は，レーザーさせることで，核融合反応が起こり，3.5 MeV のエネル

衝撃波を利用した構造相転移と惑星衝突など動的な超高ギーを持った α 粒子が大量に生成されることで，新たな非圧状態下での構造相転移関する課題（4 章），4 つ目は，レー

平衡高エネルギー密度状態を形成し，メゾスケールの燃

ザープロセスなどパワーレーザーの産業応用における高焼波構造を形成すると考えられている．このような高エエネルギー密度状態を利用した形状や物質構造の変化に

ネルギー密度荷電粒子とプラズマとの相互作用では，単関する課題（ 5 章）， 5 つ目は，これら様々な物質状態になる衝突だけでなく集団的なエネルギー散逸の可能性もおける動的振る舞いや非平衡状態に共通するミクロからあり未開拓の領域である．恒星形成や超新星爆発（デト

マクロの多階層にわたる物理を取り上げることで，高エネーション波）さらにはブラックホールからの電子・陽ネルギー密度科学の学理構築への貢献を取り上げる．

電子対ジェットと宇宙プラズマとの相互作用にも関係する．
1．
3．2

1．3

宇宙空間プラズマにおける構造形成

パワーレーザーによる非平衡状態の応用

パワーレーザーを利用して，様々な宇宙プラズマの現象

レーザーで実現できる多様な非平衡・高エネルギー密を模した実験研究がなされている．このような中で我が度状態（固体・液体とプラズマの 2 つの状態）での構造形

国は，宇宙の誕生や星の成り立ちにも関係する宇宙線の成に着目する．図 1 で示すように，レーザーアブレーショ

謎を解明することを目的に，宇宙空間プラズマにおけるンを起点とし，エネルギー散逸を伴う様々な構造変化・

高エネルギー粒子生成機構を実験室で解明する研究にお形成をし，よりエントロピーの低い状態への変化が起こ

いて世界を先導してきた［4］．宇宙プラズマにおけるミク

る．また従来のレーザーアブレーションを起点とした非ロ・マクロな磁場構造変化と新たな構造形成に伴う粒子平衡状態に加え，レーザー核融合の点火燃焼が実現した

加速（磁場構造の変革）など階層構造を超えた物理現象（クことで，新たに核融合燃焼という突発的な熱源を起点とロススケール）の重要性が明らかになってきた．これは，する非平衡かつ高エネルギー密度状態が地上で実現してミクロスケールの電流フィラメントからメゾスケールのいる．このようなレーザーで実現できる高エネルギー密

ワイベル不安定性さらにマクロスケールの無衝突衝撃波度状態を利用することで，宇宙や惑星における構造形成に多階層（マルチスケール）で構造が変化し，結果としとそれに伴う現象の理解だけでなく，レーザー高圧によて非熱的に粒子が加速すると考えられている．

る形の創成など産業応用など幅広く活用できる．レーザー

1．
3．3

惑星物質の構造形成

によるこのような多種多様な高エネルギー密度状態の物

原始の太陽の周囲で微粒子，小天体，小惑星が衝突と質を対象とした課題として，天体核燃焼・核融合プラズマ，

合体を繰り返すことで，現在，見られるような惑星や衛

宇宙空間プラズマ，高密度惑星物質，プロセス材料物質星が誕生した．これらの天体は衝撃圧縮現象を頻繁に経という 2 つの物質状態・ 4 つの対象における動的非平衡現験していたと考えられる．このような衝撃圧縮現象の過象を簡単に紹介する．

程を，レーザー衝撃圧縮実験の手法によって研究が進め

1．3．1

られている．パワーレーザーで駆動される高圧力状態の核融合燃焼プラズマと構造形成

レーザー核融合の分野では，実験的に核融合燃焼物理

圧縮時間スケールは，初期太陽系における衝突現象の時を探求できるようになってきている［3］．核融合燃焼は，間スケールとは大きく異なる．一方で，惑星や小惑星よ爆縮により高温・高密度の核融合燃料プラズマ隗を形成

りも小さな天体が引き起こす短時間の衝突現象の頻度は，

図１

レーザープラズマにおける非平衡状態と構造形成の変遷．

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むしろ惑星同士の衝突よりもはるかに多く，短い圧縮時理解するのみならずレーザープロセスを効率化する上で間スケールの現象が統計的には重要であり，レーザーにも有用である．さらに高エネルギー密度状態の爆発的なよる動的な圧縮による構造相転移の詳細を調べることが，燃焼という観点で，極短パルスレーザーと物質との相互惑星物質を調べるうえで極めて有効である．特に近年の作用におけるアブレーションとレーザー核融合点火・燃

レーザー衝撃波診断技術の進歩により動的な圧縮場での焼や核燃焼を伴う動的天体現象の類似性を見出せる可能

鉱物の構造相転移の経路や時間進展が明瞭に捉えるよう性もあり，高エネルギー密度科学の新たな可能性を見出になってきている［5］．その結果，レーザー衝撃波によりすことが期待できる．結果として，宇宙・惑星における得られた結果が衝突を経験した隕石に残された高密度鉱現象の解明と理解により得られた知が，地上での産業技物の産状とも強くリンクすることがわかってきている［6］．

術開発やイノベーション創出に活用されることが期待さ

1．3．4

れる．また逆にイノベーション創出の知が，宇宙・惑星

レーザーによる材料プロセスと構造形成

における現象の理解と解明に役立つことも期待できる．

レーザープロセスのスマート化の一環で，フェムト秒
レーザーによる非熱的加工［7］素過程が明らかになり，高品質が期待される手法として注目されるだけでなく，AI

参考文献

技術との融合をめざし物理過程の詳細が明らかになろう［ 1 ］高部英明：プラズマ・核融合学会誌 69, 1285 (1993).
［ 2 ］R. Kodama et al., Nature 432, 1005 (2004).
［ 3 ］A.B. Zylstra et al., Nature 601, 542 (2022).
［ 4 ］坂和洋一，高部英明：プラズマ・核融合学会誌 92, 73(2016).
［ 5 ］T. Okuchi et al., Nat. Commun. 12, 4305 (2021).
［ 6 ］N. Tomioka and T. Okuchi, Sci. Rep. 7, 17351 (2017);
N. Tomioka et al., Commun. Earth Environ. 2, 16(2021).
［ 7 ］T. Shibuya et al., Jpn. J. Appl. Phys. 58, SIIA02(2019).
［ 8 ］藤田雅之：レーザー加工技術と物理 36, 459 (2007).

としている［8］．フェムト秒レーザーによるエネルギー注
入によるミクロスケールの電子励起からメゾスケールのコヒーレント・インコヒーレントフォノン励起，さらに爆発的な熱拡散と膨張ロスによるエネルギー散逸を伴ったアブレーション構造がつくられ，マクロ構造として材料の新たな形状を形成する．

1．4

まとめ

レーザープラズマを基盤とした超高圧状態や高温・高密度プラズマ状態の理解は，宇宙プラズマや惑星物質を

160

J. Plasma Fusion Res. Vol.99, No.5 (2023) 161-164

小特集 新たな高エネルギー密度科学への挑戦

2 ．動的天体核燃焼現象とレーザー核融合研究
2. Nuclear Burning in Astrophysical Phenomena andLaser Nuclear Fusion Research
田中周太

TANAKA Shuta
青山学院大学（原稿受付：2022年12月27日）

恒星内部やビッグバンにおける核融合反応が“準静的”な天体核燃焼現象であるのに対し，超新星爆発に代表される核融合反応は“動的”な突発天体核燃焼現象である．地上におけるレーザー核融合では単純な球対称の爆縮ではなく，非球対称な系での動的，非局所的な過程が重要となっている．共に核融合物理を扱う宇宙物理学とレーザープラズマ物理学は，適用対象の違いから各々に発展した．実験室における安定的な核融合が近い将来可能になることを見据えて，両分野の連携と相互発展が期待される．
Keywords:
laser fusion, astrophysics, stellar fusion, big bang nucleosynthesis, supernova, nova, X-ray burst,
binary neutron star merger

2．1

はじめに

ていない現段階において，動的天体核燃焼現象と関連さ天体現象と物理学の発展が深く関連することはニューせて，実験室宇宙物理学を行うことはこれまで行われてトンの万有引力の法則の発見以来明らかである．その中でいない．天体核物理とレーザー核融合の研究が協調して，も天体現象を物理的に解き明かす「宇宙物理学」の根幹

これらが研究されるような場を作り，相互の研究がこれをなす発見は，恒星中心での核融合現象と言える［1］．太までと異なる方法を取り入れて，共に発展していくこと

陽内部での元素合成過程は十億年を超える準静的なものを期待するものである．

で，我々が見る夜空の光もその膨大なエネルギーで賄わ2．2れている．恒星に留まらず，ビッグバン元素合成理論で準静的核燃焼も一定の成功を収めている“準静的”な天体核燃焼現象

恒星での核燃焼及び，元素合成過程は原子核物理学のに対して，ここでは“動的”な天体核燃焼現象も取り上発展と並行して，宇宙物理学の黎明期より調べられた現げる．超新星爆発，新星，X 線バースト等の古くから知ら象である．放射性核種を用いた年代測定から知られる堆

れている突発天体現象は，何らかのきっかけで核反応が積岩の年齢より，長く太陽が今と同程度の明るさで輝く

点火し，暴走的に核燃焼が進んで燃え尽きる現象と考えためには，太陽が自己重力で収縮する際の重力エネルギーられている．これに対応するものとして，最近点火が実では不足する．太陽などの恒星はブラックホールや中性現したレーザー核融合［2］でも動的，非局所的過程が考え子星に比べて半径が大きいので，重力エネルギーだけでられている．本稿では準静的天体核燃焼現象，動的天体はエネルギーを十分に賄えないのである．太陽表面から

核燃焼現象の近年の動向をまとめ，レーザー核融合での放出し続ける黒体放射のエネルギーは，太陽中心で起こ

核燃焼現象との対応をみる．筆者は中性子星やブラック

る pp 連鎖や CNO 循環反応といった，水素からヘリウム

ホールといったコンパクト天体に付随する高エネルギーへの熱核融合反応が生み出すエネルギーで賄えることが，現象を研究する高エネルギー宇宙物理学を専門としておアーサー・エディントンやハンス・ベーテらによって発り，恒星進化や超新星爆発といった天体核燃焼現象を専見された．恒星中心では数十億年という長い時間燃え続門とはしていないことを断っておく．実験室核融合の研ける準静的核燃焼が起こっており，これと恒星の内部構究についても専門とはしていない．ただし，筆者はこれ

造の力学的進化とを併せて解くことで，銀河に存在するまで高強度レーザーを用いたレーザー実験室宇宙物理学

明るさや色が異なる星々を物理的に理解することができの研究に携わってきた［3］．宇宙物理学及び，レーザープ

る．その様々な恒星の内部では質量数がリチウムよりもラズマ物理の橋渡しをする立場にいる研究者の一人とし

大きく鉄よりも少ない元素が合成されている［4］．
太陽の中心温度は 107 K（〜 keV）程度で，地上の加速てそれぞれの現状をまとめる．定常的な核融合が実現し
Aoyama Gakuin University, Sagamihara, KANAGAWA 252-5288, Japanauthor’s e-mail: sjtanaka@phys.aoyama.ac.jp

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Journal of Plasma and Fusion Research

器で調べられている原子核反応はさらに何桁も高エネル

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成の開始時における光子とバリオンの比という一つパラ

ギーである．太陽中心のイオンの運動エネルギーは原子メータのみで，Li よりの原子番号が小さい元素の組成比核間に働くクーロン障壁のエネルギー（〜 MeV）に比べや宇宙マイクロ波背景放射の存在を説明できる理論であて低エネルギーなので，クーロン障壁を超えて原子核同る．宇宙が膨張によって冷却していく熱浴と考えて，元士が反応するにはトンネル効果が本質的である．太陽中

素の材料となる標準理論の素粒子を適量入れておくと（適心の熱核反応領域に存在する大量の粒子のごく一部の粒

当な光子バリオン比を決めると），準静的核燃焼が進行す

子がトンネル効果で確率的に反応を起こし，定常的にエるという単純でいて美しい議論である［13］．

ネルギーを供給している．核反応の反応率は地上の加速

準静的天体核燃焼（恒星進化とビッグバン元素合成）

器実験で調べられる反応の低エネルギー極限を取ったもで生成される元素は原子番号が鉄までの元素である．このが用いられる．現状は太陽やその他の恒星の観測自体

れは鉄が最も安定な原子核で，より原子番号の大きな元が原子核反応のキャリブレータになっていると言える．

素を作るのは吸熱反応であることと関連する．以下に述これには太陽ニュートリノ観測も含まれている．主とな

べるような動的な現象が伴うことで，高エントロピーのる pp 連鎖や CNO 循環反応の反応率の値については〜％

状態が作られ，鉄より重たい元素の合成が行われる．

程度の誤差で議論が行われている［5, 6］．

2．3

現在の太陽の進化については〜％程度の原子核反応率

動的天体核燃焼を決定するということよりも不定性の大きい物理過程が

我々は様々な恒星のスペクトルを観測することで，そある．例えば，恒星進化は今でも球対称一次元の近似での恒星の元素組成比を知ることができる．遠くにある（例

研究が行われることがしばしばである［7］．もちろん多次

えば，天の川銀河の遥かに遠方の）恒星の場合は，個々元で詳細な物理課程を議論する研究も並行して行われての恒星を調べることができないため，星団ないし，銀河いるものの，球対称一次元から多次元に発展させた場合といった単位での元素組成の観測が行われている．全ての精査は原子核反応率の不定性に比べると不十分である．

の天体が同じ元素組成でないことや，古い天体ほど重元

内部対流や恒星の回転による熱輸送や物質混合，磁場の素量が小さいという観測事実は，宇宙に始まりがあり今

影響など，調べ尽くされてはいない物理過程はまだまだ

なお時間と共に進化しているということの重要な証拠のある［8］．しかし，これまでの研究は一定の成功を収めて一つであり，重元素量が少ない金属欠乏星に関連した様々

おり，現在の太陽や無数に観測されている恒星や他の天な研究が行われている［14，15］．

体現象の（全てではないが）非常に多くのデータを説明

恒星は物質が万有引力で集積した構造体であるが，そする理論が構築されている．

の内部で作られた元素を放出するという過程がある．恒

一方で，恒星で考えられる準静的な核燃焼について，常的に吹くと考えられる恒星風［16］, の他に連星の進化段

一部の天体現象と矛盾しかねないような話題もある．そ階において，恒星の外層が剥ぎ取られることもある［17］．

の一つがトリプル α 反応である．恒星がその一生のほとより積極的な元素放出過程として，動的天体核燃焼現象

んどを過ごす水素燃焼期，つまり主系列星期を終えるとがある．最もよく知られるのが超新星爆発であろう．他

巨星へと進化する．核反応領域である恒星中心で燃料でにも核反応現象に起因する爆発現象が知られており，白ある水素が枯渇すると，水素燃焼領域は外側へ伝播する．

色矮星に降り積もる物質が核暴走（暴走的な熱核反応）

この時，水素燃焼殻に囲まれた中心の（燃えかすの）ヘを起こす新星爆発［18］や，中性子星に降り積もる物質がリウムは冷えて収縮し，反作用で膨張する外層と分かれ

核暴走を起こす X 線バーストなどでも星間空間に元素をて巨星となる．中心のトリプル α 反応（ヘリウム燃焼）は放出すると考えられている［19，20］．動的天体核燃焼とし未だ反応率に不定性があり［9］，この反応率の微妙な違て，前節の現象と区別するのは現象の継続時間が大体数ヶいによって赤色巨星を形成するかしないかを大きく分け

月（超新星），数日（新星），数時間（X 線バースト）程度ることが知られている［10］．天文の観測的には赤色巨星と天体現象の尺度としては短いためである．もちろんそが存在することは広く知られており，一時混乱があった

れぞれの現象の継続時間の違いは空間的な（爆発規模の）が［11］，現状の反応率を用いると赤色巨星は形成される

大きさと関連している．

［12］．現状観測結果に矛盾はないが，恒星進化の理論及び，超新星爆発には大きく分けて熱核爆発型と重力崩壊型

トリプル α 反応率のさらなる研究が必要である．

の二種類がある．まず，熱核爆発型の超新星爆発は白色

準静的な核融合反応の研究が成功しているもう一つの矮星と恒星，もしくは連星白色矮星の系が起こす白色矮例は宇宙初期のビックバン元素合成理論である．宇宙に星の爆発現象と考えられている［21］．白色矮星全体で核あるバリオン（我々の知る通常の物質）の質量の約 98%

融合が起こるため，爆発後には白色矮星が跡形もなく吹は水素及びヘリウムとして存在しており，その二つの質き飛ぶとされている．爆発噴出物の鉄の元素組成比が多量比はほぼ 3 （水素）： 1 （ヘリウム）程度である．恒く，現在の宇宙にある鉄の多くは熱核爆発型の超新星爆

星中心付近でのみ起こる核融合ではこれだけの量のヘリ発で作られたと考えられている．この核暴走過程についウムを宇宙年齢の間に合成するのは困難であることが知ては，核燃焼の燃焼波が衝撃波より速い爆燃波か，衝撃られており，ビックバン元素合成理論でその量が説明さ波の方が速い爆轟波かで噴出物の元素組成比が変わるこれている．ビックバン元素合成理論はビックバン元素合とがわかっている．核暴走型超新星爆発の光度を説明す
162

Special Topic Article

2. Nuclear Burning in Astrophysical Phenomena and Laser Nuclear Fusion Research	

る量の 56Ni を合成するのは，爆燃波による核燃焼の方がS. Tanaka

上で述べた他に，宇宙での重元素生成の主役とはならないが，核反応と関連した突発天体現象が新星爆発や X 線

都合が良いとされている［22］．
重力崩壊型の超新星爆発は太陽質量の約 8 倍以上の重さ

バーストと呼ばれる現象である．新星爆発は白色矮星表の大質量星が恒星としての進化の最後に起こす爆発現象

面に降着した物質が何らかのきっかけで核暴走を起こしで，爆発時の中心核が中性子星もしくは，ブラックホーて輝く現象とされる．新星爆発は同じ天体から何度も観ルとして残る．爆発後に中心核が残存するため，熱核暴

測されることがあることから，超新星爆発と異なり，星走型の超新星爆発と異なり爆発噴出物の鉄の元素組成比

全体が爆発してなくなってしまう現象ではないことがわ少ないなど，元素組成比が異なる．特に注目するべきなかる．また，白色矮星は大質量星よりも多数存在するたのは，爆発時に中心に中性子星が残っているために，爆めに，超新星爆発より規模が小さいが頻度が多く，天の発噴出物の中に自由中性子が大量に含まれた状態が実現

川銀河内の太陽近傍でも現象が観測される．X 線バースト

されることである．実際に中性子星から出るのは大量のは中性子星の表面に降着した物質が何らかのきっかけでニュートリノであり，このニュートリノと陽子の反応で，核暴走を起こして輝く現象とされる．X 線バーストも新星

中性子を作る反応が爆発噴出物の中性子量を増加させると同様に同じ天体から繰り返し観測される［20］．二つの［23］．中性子過剰の状況では r プロセス（r は rapid の意）

現象は時間スケールのみならず観測される光の典型的なという元素合成反応が進むことが期待される．中性子は波長が異なり，新星爆発は主に可視光で，X 線バーストは

クーロン障壁の影響を受けずに原子核を成長させることその名の通り X 線で主に観測される．起源天体の違い（白が可能であるが，単独では不安定である．r プロセスでは

色矮星か中性子星か）は核反応が起こる物理環境（温度

原子核による中性子の捕獲時間が中性子のベータ崩壊時や密度）が異なり，中性子星表面の方が高温，高密度で間よりも短く，中性子過剰核を形成することで原子番号あると考えられ，時間スケールも短くなる．r プロセスやが鉄よりもずっと大きな元素が合成される［24］．

s プロセスとは異なる核反応も起こり，近年は中性子星内

しかし，この r プロセス元素の起源については，重力部の状態方程式と関連させた研究も行われている［27］．

崩壊型の超新星爆発ではなく，連星中性子星（中性子星

上記のような動的天体核燃焼の描像についても，もちと中性子星の連星系）の合体時に作られるということがろん不定性が残されている．ミクロな物理を含んだ 1 次元

最近わかってきた．これはニュートリノ輸送などを含めの計算では超新星爆発が再現されないことがわかっていた一般相対論的流体シミュレーションが発展したことで，る［28］．近年の計算機の発達により，3次元シミュレーショ

連星中性子星合体時の噴出物の温度や中性子過剰度などンを行うことが可能になったが，超新星爆発の爆発エネの見積りの精度が増したことが要因である．特に連星中

ルギーがどのシミュレーション結果も系統的に小さいと性子星合体は，近年のレーザー干渉計による重力波観測いう問題が残っている．ただこの問題においても，超新の発展に伴い，より詳しく調べられるようになった現象

星爆発時の核反応率について精査が行われる段階ではなであることと，GW170817 という連星中性子星合体現象

く，回転や磁場の効果といった力学的なもの，超新星爆で見られた r プロセス新星という可視光の対応天体の観測

発を起こす親星の不定性（星の進化計算の不定性），ニューがされたことも r プロセス元素の起源の研究に大きく寄与

トリノ輸送の数値的な取り扱いなどでの爆発エネルギー

している［25］．

問題解決に向けた取り組みが行われている［29］．

上で述べた r プロセスはその名の通り速い現象で，現その中でも核反応の不定性が影響する現象としては，

象自体も動的である．一方で，鉄よりも重い元素の起源

例えば大質量星の進化段階における炭素とヘリウムの核としては，r プロセスとは別に s プロセス（s は slow の意）

反応が挙げられる．重力崩壊型の超新星爆発を起こすかという元素合成反応が存在する．s プロセスは中性子過剰

どうかは，元の星の質量が大きい必要があると述べたが，核内の中性子が，ベータ崩壊する時間よりも十分長い時

その中でも特に大きな質量を持った星は対不安定型の超間をかけて，中性子を捕獲する過程である．つまり，中新星爆発が起こると考えられている．対不安定型の超新性子過剰核を経ないで原子番号が大きくなる過程である．

星爆発は酸素燃焼時に電子陽電子対生成が起こるほど星

金やプラチナは主に r プロセスで作られているとされ，ビのコアが重く（高温に）なる場合に起きる爆発で，熱核スマスより重たい元素，例えばウランに至っては s プロセ

爆発型同様に星全体が吹き飛ぶ．対不安定型の超新星爆

スでは合成されない．一方で，中性子のマジックナンバー

発も，熱核爆発型や普通の重力崩壊型超新星，連星中性に対応するストロンチウム，バリウム，鉛などは主に s プ

子星合体などと噴出物の特性が異なる．この対不安定型

ロセスで作られているとされている．中性子のベータ崩の超新星爆発がどのような質量の星で起こるかを決める

壊時間は 10 分程度と宇宙の尺度では極端に短いので s プ

のに，炭素とヘリウムの核反応率が重要であると言われロセスといえども，元素を合成するためにはある一定のている［30］．

中性子流束を必要とする．s プロセスは低質量星の進化段

2．4階で星のコアでの水素燃焼（主系列段階）が終わった後

レーザー核燃焼の赤色巨星段階でのヘリウム燃焼で生成される中性子にレーザー慣性核融合の研究において，米国にある世よって進むと考えられており，実際にこの段階の星から s

界最大のレーザー施設である National Ignition Facility

プロセスに特徴的な元素が観測される［26］．

（NIF）が核融合点火に関する結果を最近発表した［2］．
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Vol.99, No.5

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レーザー核融合にはいくつかの段階があり，最終目標と際研究は同じ物理現象であっても言葉が異なるために，なる人類の用いる代替エネルギー源としての利用には技相互の分野を理解するための根気強い議論とともに広範

術的な課題がまだまだあるが，NIF での核融合点火を足な知識が必要で，相互に気の長い付き合いも必要になる．

掛かりに実験室核融合に関する研究は継続的に発展する

この視点は筆者自身がレーザーを用いた実験室宇宙物理ことが期待される．実験室のレーザー核融合においては，学の実験に携わってきた経験によるものである．我々は中心点火方式の爆縮時の，核融合点火を阻害する流体不まだスタート地点にも立っておらず，この解説では二つ安定性を克服するために様々な研究が行われてきた．NIFの研究分野の直接的かつ具体的な関わりについて述べるで用いられているホーラムターゲットの他に，高強度レーには至らなかった．二つの研究の細分化と乖離を防ぎ，ザーを用いた高速点火方式［31］や，強磁場を印加する方中間的な役割を果たす研究を発展させていくことが重要

法［32］など，高エネルギー密度下における核融合プラズ

である．

マの振る舞いに関する研究も着々と進んでいる．これら

参考文献の実用技術の発展の副産物として天体核燃焼現象の理解［ 1 ］高原文郎：宇宙物理学 : 星・銀河・宇宙論（朝倉書店，
2015）．
［ 2 ］A.B. Zylstra et al. Nature 601, 542 (2022).
［ 3 ］高部英明：日本物理学会誌 67, 23 (2012).
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宇宙で起こる現象は地上の核融合で起こる現象に比べて圧倒的に時間尺度が長く，空間的なスケールも大きい．
太陽中心では全ての現象が準静的，局所的に決まることは仮定されている［33］．これについては前節で紹介した
動的天体核燃焼に関しても同じである．つまり現状の理論において，“動的”というものは現象の流体的な発展の時間スケールが（人間の時間尺度で）動的であるだけである．現状では天体現象での核反応や元素合成のプロセス自体に動的な効果や非熱的な効果を含めた計算には必ずしもなっていない．
一方で，実験室のレーザー核融合は太陽の pp 連鎖反応とは異なる重水素と三重水素を起点とした反応で，空間，
時間スケールが小さく，動的，非局所的な過程も議論されている．燃料内で二次以降の核反応を持続させられるかどうかは，燃料内の一次反応で生成された高エネルギーの非熱的イオンが燃料内のどこでどれだけのエネルギー
解放を起こすかが重要である［34］．その他にも，プラズ
マの集団効果や磁場の効果などが議論されている［35］．
レーザー核融合では非局所の加熱などを考慮した爆燃波
や爆轟波の伝播を考えることになっている．この視点で動的天体核燃焼現象を見直す可能性はあり得る．このよ
うに実験室で詳細な物理過程が研究され，実験で検証されるようになれば，新たな知見を組み入れた天体核燃焼
現象の理論が発展することが期待される。数十年後の将来の核融合発電に向けての過程としてレーザー核融合と天体核燃焼現象に結び付けた研究が進むことが期待され
る．

2．5

まとめと今後の展望

天体核燃焼現象とレーザー核融合の二つの研究分野は目標が異なり，研究手法にも少なからず隔たりがある．
今後も各々の分野が各々発展していくことは十分期待される．ここで述べておきたいのは，実験室での核融合研
究が大きく前進した今この瞬間が二つの研究分野が最も接近した時になり得るということである．私はこの瞬間に二つの研究分野を繋ぐ研究を興すことを提案する．学164

J. Plasma Fusion Res. Vol.99, No.5 (2023) 165-170

小特集 新たな高エネルギー密度科学への挑戦

3 ．高強度レーザーを用いた実験室宇宙物理：
Weibel 不安定性の非線形発展
3. Laboratory Astrophysics with Intense Lasers:
Nonlinear Evolution of the Weibel Instability
蔵 満 康 浩，松 本 洋 介 1 ），天 野 孝 伸 2 ）KURAMITSU Yasuhiro, MATSUMOTO Yosuke 1 ）and AMANO Takanobu 2 ）大阪大学工学研究科， 1 ）千葉大学国際高等研究基幹， 2 ）東京大学理学研究科（原稿受付：2022年11月 5 日）

Weibel 不安定性は，対向流プラズマが存在する宇宙空間の幅広い天体現象で起こると考えられており，近年では大型レーザーを用いた原理検証が行われてきた．最近では，外部磁場が存在する系における Weibel 不安定性が引き起こす自発的な磁気リコネクションの非線形発展が注目を集めている．磁場を印加した実験を念頭に，
高強度レーザーを用いた Weibel 不安定性の実験について，理論と数値計算により議論する．高強度レーザーを用いることで，高速で高密度，かつ無衝突の対向流を生成可能であり，さらに実験系をコンパクトにすることができる．2次元の particle-in-cell シミュレーションにより，コンパクトで高速の対向流を生成し，Weibel 不安定性の励起と飽和について議論する．
Keywords:
laboratory astrophysics, Weibel instability, magnetic field, magnetic reconnection, intense laser

3．1

はじめに

え，磁場の印加を可能とした実験を計画している．

Weibel 不安定性は，相対論的な電子－陽電子プラズマ

外部磁場が存在する系における Weibel 不安定性におい中から非相対論的な電子－イオンプラズマ中までの幅広て，近年最も注目を集めているのは，無衝突衝撃波近傍

いパラメータ空間において非磁化プラズマ中の無衝突衝の自発的な乱流磁気リコネクションであろう［8-10］．背撃波の生成において本質的な役割を果たすと考えられて

景磁場と衝撃波面方線方向が垂直な，いわゆる垂直衝撃

おり，外部磁場を印加しない場合について大型レーザー波において Weibel 不安定性が起こると，Weibel フィラメ

施設 OMEGA や National Ignition Facility（NIF）を用いントにより，背景磁場が大きく曲げられ，ローカルな反た原理実証研究が行われてきた［1-5］．特に磁場が存在し平行磁場配位を形成し，複数の磁気リコネクションが起ない状態から有限の磁場を生成できるため，宇宙磁場のこり得る［8］．複数の磁気リコネクションからは，複数の起源に関しても興味深い対象である［6］．大型装置が必要

磁気島が形成され，それぞれのアウトフローが粒子を複になる理由は，電子スケールの Weibel フィラメントが結数回キックし，効率の良い非熱加速が起こると考えられ合し，次第に大きなフィラメントを形成し，イオンスケーている［11］．

ルのフィラメントが成長することで衝撃波が形成される衝撃波とは，上流の超音速のフローのエネルギーを，ためで，衝撃波の完全な生成には世界最大のレーザー施

下流の亜音速フローの熱に変換する機構である．無衝突

設 NIF が必要だと考えられたためである［7］．大型装置を衝撃波であれば，マクロな流体の運動エネルギーから熱用いた比較的プラズマのスケールが大きな（～1 cm）実エネルギーへの変換に加えて，非熱的粒子の加速が起こ

験であり，大型装置ゆえの実験条件の制約から外部磁場をる．これは衝突が支配する通常の流体中では起こり得な

印加した実験は難しかった．

いプラズマにユニークな過程で，無衝突衝撃波は宇宙空

さらに，NIF 等の超大型施設では，高い競争率の中か間の高エネルギー粒子，宇宙線の加速器として知られてら提案が採択されたとしても年間数ショットしか実験のいる．一方で，磁気リコネクションは，磁場のエネルギー機会が得られず，統計が得られないという根本的な問題をプラズマのフローに変換する機構で，太陽フレアからがあった．

太陽風まで，宇宙空間がプラズマで満たされている根本

このような背景から我々は，繰り返しが可能な高強度的な原因の一つになっている．磁気リコネクションでは，レーザーを用い，実験のシステムをよりコンパクトに抑反平行磁場配位と等価な電流系，カレントシートが作ら

Graduate School of Engineering, Osaka University, Suita, OSAKA 565-0871, Japancorresponding author’s e-mail: kuramitsu@eei.eng.osaka-u.ac.jp

165Ⓒ2023 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.99, No.5

May 2023

れる．カレントシートの厚さが典型的なイオンのジャイ

高強度レーザーを２ビームに分岐し，二つのターゲッロ半径より薄くなると，イオン電流が維持できなくなる．

トを用いることで，準相対論的な対交流プラズマを生成

さらにカレントシートが典型的な電子ジャイロ半径より可能である．図 1 は，実験の概念図で，ターゲットに対薄くなると，電流系を維持できなくなり，磁場の緩和，

し 45 度方向からの斜め照射で高速のプラズマ流を生成す

磁気リコネクションが起こる．このように磁気リコネク

るところはこれまでと同様であるが［16］，LSG を平行にションは多階層的であり，最終的なオンセットがミクロ

もう一枚配置し，もう 1 ビームのレーザーをこちらも 45

な電子スケールで決まるというのも，通常の流体では起度入射することで，レーザー同士は直行する照射配位でこり得ないプラズマにユニークな特徴である．観測技術実験を行う．45 度入射は，ターゲットからの戻り光がレーの向上により，電子スケールの磁気リコネクションが直ザービームラインの上流の光学素子を損傷するのを防ぐ

接計測できるようになってきており［12］，また実験室にためであり，レーザー同士を直行させるのも，同じ理由

おいてもミクロな電子運動が駆動する磁気リコネクショによる．

ン研究が始まっている［13，14］．

3．3

近年宇宙プラズマで注目を集めている，衝撃波近傍にスケーリング

Weibel 不安定性の成長率は，単純な対向ビームプラズ

おける自発的磁気リコネクションは，磁気リコネクショ
ンに非熱的粒子加速という新しい役割を与え，磁気リコマを仮定した場合，次の様に書ける［11，17］．

ネクションの磁場からプラズマのフローへのエネルギーΓ～（ωpi / γ1/2）（v / c）

変換，さらに詳しく見た場合のプラズマのイオンと電子（1）へのマクロなフローとしてのエネルギー変換に，非熱的

ここで ωpi はビームイオンプラズマ振動数，γ はビームな粒子加速という新たな次元を追加するものである．

イオンのローレンツ因子，v はイオンビームの速さ，c

本章では，この無衝突衝撃波と磁気リコネクションのは 光 速 で あ る． こ れ ま で の 実 験 か ら， イ オ ン 密 度 は複合系としての Weibel 不安定性の非線形発展を，外部磁1019－1021 cm－3 で［16］，イオン速度は v / c ～0.1 のオーダー場を制御し，実験的に検証することを念頭に，実験室でであり，γ ～1 である．図 2（a）は，Weibel 不安定性の線のスケーリングと粒子コードを用いた数値的な検証を紹

形成長率［17］を，典型的なイオン密度と v / c をパラメータ

介する．

にプロットしたものである．高速で高密度の対向流を生成できれば，より短い時間スケールで Weibel 不安定性の

3．2

実験モデル

時間発展をとらえることができる．
また，Weibel 不安定性が成長する波数は，kλsi ～5 － 10

我々は両面が自由表面の自立グラフェン，large-areasuspended graphene（LSG）を開発し［15］，超高強度レーとなっている［11］．ここで，λsi≡c / ωpi は，イオン慣性長

ザーでこの極薄膜を撃ち抜くことで光速の 10 ％程度の準である．図 2（b）は，これまでの実験の典型的なイオン密相対論的なイオン加速を実現している［16］．固体飛跡検出

度を用いて，イオンプラズマ周波数とイオン慣性長をプ器を用いたイオンエッチピットの計測から，ほぼ全てのロットしたものである．イオンの典型的な時間スケール

グラフェン起源のカーボンが加速されていることがわか～ ωpi－1は，0.1 ps のオーダーであり，空間的なスケールは，り，広く用いられるイオン加速手法である Target normal

10 µm のオーダーとなっている．

sheath acceleration（TNSA）が表面の不純物のみを加速

高密度のプラズマを生成する場合，プラズマ粒子の衝するのに対し，非常に効率の良い加速が起こっているこ突の影響には注意が必要である．高強度レーザーでプラとが知られている［16］．

ズマを生成すると，プラズマ中の電子はレーザー電場による強制振動により，規格化ベクトルポテンシャル程度のモーメンタムを持つ．後述するように，Weibel 不安定性に起因するフィラメント構造を実験的に同定するには，
高強度レーザーの ponderomotive 力による filamentation
不安定性と区別する必要がある．このため，レーザーパ
ルスがターゲットと相互作用する時間よりも十分後の時間を計測対象とする必要がある．レーザーとプラズマが直接相互作用している間は，電子は超相対論的なエネルギーを持つが，超相対論的な電子は比較的早いタイミ
ングで考えている領域から逃げていくため，Weibel 不安定性が成長する段階では，比較的低エネルギーとなると考えられる．電子温度が 0.01－1 MeV で，電子密度が 1019－1021 cm－3 程度の場合，プラズマパラメータは，

図1Λ∝ωpe / νei ～105－107 と非常に大きな値を持つ．ここで，

実験概念図．2つの直行する高強度レーザーを，2つの平行薄膜ターゲットに，それぞれ45度入射で照射し，準相対論的プラズマ対向流を生成する．

ωpe は電子プラズマ周波数，νei は電子 -- イオンの衝突周波数である．このため，イオン Weibel の特徴的なスケール

166

Special Topic Article

3. Laboratory Astrophysics with Intense Lasers: Nonlinear Evolution of the Weibel Instability	Y. Kuramitsu et al.

図 2 （a）イオン速度（0.01 c – 0.9 c）と典型的なイオン密度に対する Weibel 不安定性の線形成長率．（b）典型的なイオ
ン密度に対するイオンプラズマ周波数（実線）とイオン慣性長（破線）．（c）典型的なイオン密度とイオン速度に対す
る対向プラズマ中のイオンーイオンの平均自由行程．
図 3 （a）典型的なイオン密度に対する Weibel 不安定性の非線形発展のスケール Lw．（b）典型的なイオン速度と外部磁場に対するフット領域のサイズ Lfoot．（c）自発的乱流磁気リ
コネクションが発達するための条件式（ 4 ）のうち v/c を省いたものを典型的なプラズマ密度と磁場強度に対してプ
ロットしたもの．

である ωpi と比べても，衝突の影響は無視できる．大型施設を使った実験では必ず問題となるプラズマの内部衝突の影響は，高強度レーザー生成プラズマでは問題とならない．また，対向プラズマ中のイオン -- イオンの平均自由行程も，図 2（c）に示すように非常に大きな値を持ち，例
えばプラズマ密度が ni ～1020 cm－3 でイオン速度が～0.1 cの特徴的なスケールとなる．

で λii ～1 km とプラズマのスケールより圧倒的に大きくな

Weibel 不安定性が非線形発展し，自発的な磁気リコネるため，対向流イオンの衝突についても全く問題にならクションを引き起こすためには，もう一つ大事なスケー

ない．

リングが残っている．

図 3（a）は，Weibel 不安定性が非線形段階に到達するま

無衝突衝撃波に特徴的なフットと呼ばれる領域のサイズが Weibel 不安定の非線形発展のスケール長より大きく

でにプラズマが伝播する距離［10］，Lw ～10 v /Γ ～10 λsi ,なる必要がある．

（2）

フット領域とは，高マッハ数の無衝突衝撃波に存在すを表している．上式は，Weibel 不安定性の線形成長の 10る衝撃波のサブ構造の一つで，高マッハ数の無衝突衝撃倍程度の時間をプラズマが伝搬すれば非線形成長まで追波に本質的で，衝撃波面において上流のプラズマの一部えることを示しているが，線形成長率，式（ 1 ）がプラズが反射されることで形成される．

マの速度に比例するので，結局プラズマの速度によらず宇宙線加速への注入や，その加速に必要な波動の励起

イオン慣性長の 10 倍程度が Weibel 不安定性の非線形発展

等，無衝突衝撃波の非線形発展と宇宙線の非熱加速にお167

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.99, No.5

May 2023

いて本質的な役割を果たし，様々な無衝突衝撃波で盛んに研究されている［18］．フットのサイズは，上流のプラ
ズマの速度で決まる上流のジャイロ半径程度となり，次式で与えられる［10］．
Lfoot ～ v/Ωci（3）

ここで Ωci はイオンのジャイロ周波数である．図 3（b）は，プラズマの速度と外部磁場の密度をパラメータに式（ 3 ）をプロットしたものである．実験では，永久磁石（B ～1 T）を用いた外部磁場を印加した実験［13，14］や，パルスパワーの電磁石（B ～10 T）を用いた実験［19，20］が行われている．最近ではパルスパワーを用いて 77 T の磁場生成が報告されており［21］，シングルショットではあるが比較的強い磁場の印加が可能となってきている．レーザーを用いた強磁場生成（B ～1000 T）の実験も行われており［22，23］，外部磁場制御として幅広い磁場強度を用いることができるのも実験の強みの一つである．
図 3（b）か ら， 永 久 磁 石 程 度 の 弱 い 磁 場 を 用 い る と
v ～0.1c 程度のイオンでも 30 cm 程度のラーマー半径を持
つことがわかる．実験を現実的なサイズにするためには，
強磁場と低速のプラズマを用いる必要がある．式（ 1 ）が示すように，Weibel 不安定性の線形成長率はプラズマの速度に比例するので，速すぎず遅すぎない条件の抽出が必要になる．
最後に，自発的な乱流磁気リコネクションまで Weibel

不安定の非線形発展を追うためには，Lfoot / Lw＞1 が必要な条件となる［10］．結局，式（ 2 ）と式（ 3 ）を用いて，
Lfoot/Lw ～0.1

ωpi v
＞ 1
Ωci c

図4

（4）

90度直行のレーザー 2 ビームと平行な LSG 2 枚を用いた
数値実験．波線は初期のターゲット位置．（a）比較的早めの時間のプロトン密度分布．（b）カーボンの密度分布．

と書ける．図 3（c）は，式（ 4 ）の v / c 以外をプロットした
カラーマップで，実験で典型的な密度と外部磁場をパラ

プロトンはカーボンに比べて軽いため，カーボンがプロメータにとっている．例えばプラズマの速度が v ～0.1 c のトンを押す形で加速されるため，プロトンは薄い層状の場合は，図 3（c）の全ての領域で Lfoot / Lw＞1 となり，自構造を形成する．このためプロトン同士が相互作用する
時間は非常に短く，シミュレーションの開始（t＝0）から発的乱流磁気リコネクションを実験的に検証可能である．
低密度強磁場の領域で，v / c ～0.01 の場合に，Lfoot / Lw＜1

t＝138 fs でプロトン同士が相互作用を始め，t＝150 fs にとなる領域が現れる．結局，高密度で適度な速度のプラ

はお互いをすり抜け始め，図 4（a）の t = 174 fs では高速のズマと強磁場が理想的な実験条件といえる．

成分の相互作用はほぼ終わっている．プロトンは水分等の不純物としてターゲット表面に付着しており，固体ター

3．4

数値実験

ゲットを照射するとほぼ必ず加速される成分である．純高強度レーザーを用いた Weibel 不安定性の実験的な研粋は水素ターゲットを用いる以外は，薄膜を用いる限り

究 を 行 う た め に，particle-in-cell（PIC） コ ー ド を 用 い

図 4（a）と同様に薄い層をなすと考えられるためプロトン

た外部磁場が存在しない場合のスケーリングの検証を行を用いた Weibel 不安定性の実験的研究は難しい．我々はいたい．PIC コードは，オープンな EPOCH［24］を用い，カーボンに着目する．カーボンプラズマのイオン慣性長

まず単純にモデルで述べたこれまでの実験の拡張，図 1とジャイロ半径は，プロトンよりそれぞれ 2 倍と 2 倍長の場合について，［16］にレーザーとターゲットをそれぞくなるが，スケーリングでの議論は本質的に変わらない．

れ一つずつ追加する形から始める．図 4 は，レーザー波

図 4（b）は，276 fs の カ ー ボ ン の 密 度 分 布 で あ る が， プ

長 800 nm，パルス幅 40 fs，スポット径 2 µm，集光強度

ロトンと違い比較的長時間の相互作用が可能である．こ5 × 1021 Wcm－2 の 2 ビームを直行するように，14 µm 隔て

こで注意してほしいのは，カーボンに限らずプロトンにて平行に配置した 100 nm 厚の LSG に 45 度方向からそれもフィラメント状の構造が見られるが，これは二流体系

ぞれ照射した場合で，（a）プロトンと（b）カーボンの密度の相互作用に起因するものではなく，レーザー照射時に分布を示している．参考文献［16］でも議論されたように，

ponderomotive 力で作られたものである．スケーリング
168

Special Topic Article

3. Laboratory Astrophysics with Intense Lasers: Nonlinear Evolution of the Weibel Instability	Y. Kuramitsu et al.

で述べた様に，filamentation 不安定性との区別のために低くなるが，安定して長時間高密度のプラズマを生も，レーザーがプラズマ中に作るインプリントされた構成できる．

造が十分になくなる後の時間を見る必要がある．

◦厚 めのターゲットを用いる場合は，パルス幅を伸ば相互作用する時間と空間を大きくするためには，2 枚のしても広がってきたプラズマでのレーザーの反射がターゲットの間隔を広げる必要がある．

起こりやすく，また広がってきたプラズマとレーザー

図 5 は，最適なパラメータ条件を探すためのターゲッの相互作用がプラズマに非一様性を作ってしまう．

トに対してレーザーを垂直に入射する対向照射配位の数◦平 行平板の外側から照射すると，レーザー側に広が値実験で，実際の実験おいて対向照射はお互いの上流のるプラズマのエネルギーが無駄になるので，内面照光学素子を損傷する可能性が大きいため用いるのは難し

射の方が有効にレーザーエネルギーを使える．

い．また，数値的には，レーザーの進行方向とターゲッ

最後に，上記を踏まえた一例を紹介する．図 6 は，右トの厚さ方向が一致していると，その方向のグリッドだ

上のターゲットを左から水平に，左下のターゲットを上けを細くすればよく，数値的な計算効率が高い．レーザーから垂直に平行平板の内面を照射した直行 2 ビームの場

条件はスポット径を 4 µm に広げ，ターゲットの厚みも合で，それぞれのターゲットに対してはレーザーの入射200 µm に厚くし不純物のプロトンを除外し，2 枚のター

角は 45 度となっており，実際の実験でも安全な設計となっゲットの間隔も 60 µm に増やしている．その他の条件は，ている．

図 4 の場合と同様である．この場合，カーボンプラズマ

レ ー ザ ー の パ ラ メ ー タ は，J-KAREN レ ー ザ ー の 長同士の相互作用が t ～280 fs で始まり，レーザーが作る構

焦 点 集 光 鏡（F / 10） を 想 定 し，10 µm の ス ポ ッ ト 径 と造が t ～700 fs で一旦見えなくなり，t ～800 fs 程度から細2 × 1020 Wcm－2 と比較的低強度となっている．ターゲッ

いフィラメントが見え始める．カーボンの速度は，相対トの厚みは1 µm で，2 枚のターゲット間隔は57 µm となっ

速度で 0.2 c 程度，v ～0.1 c で，密度は 1020 － 1021 cm－3 程ている．比較的高密度の対向プラズマを長時間維持でき度なので，相互作用を始めてから約 0.5 ps 後に見られるており，フィラメントのサイズも 5 µm と，スケーリング

フィラメントは Weibel 不安定性の線形段階を見ていると則とも整合性がある．

考えられる．

3．5

ここでは全て紹介しきれないが，様々なパラメータの数値実験とプラズマの位相空間分布から，次のことがわ

まとめ

高強度レーザーを用いた実験室宇宙物理の確立をめざかっている．

し，無衝突衝撃波と磁気リコネクションの複合系として
Weibel 不安定性の実験的なモデルとスケーリングを議論した．また，現有する高強度レーザーを念頭に PIC コー◦集光強度が高すぎると電子温度が高くなるため，フィラメントを安定化させる方向に働く．

ドを用いた数値実験を行い，スケーリング則の検証と最◦電子 Weibel は見えない．

適な条件の見通しを立てた．結論として，大型レーザー◦ス ポット径は大きい方がプラズマの発散が小さくなを用いた実験に比べ，高速で高密度の準相対論的対向プるため，高密度を長時間維持できる．

ラズマ流を生成でき，またプラズマ粒子の衝突の効果も◦イ オン加速の場合と異なり，薄いターゲットより厚無視できる程度であることがわかった．さらに，実験サめのターゲットの方が，イオンの最高エネルギーはイズをコンパクトにできることから，外部磁場を印加し

図5

対向照射レーザー 2 ビームを平行な 2 枚の LSG に垂直入射した場合のカーボンの密度分布．波線は初期のターゲッ
ト位置．

図6

169

直行照射レーザー 2 ビームを平行な 2 枚の LSG に45度方
向から内側入射した場合のカーボンの密度分布．波線は初期のターゲット位置．

Journal of Plasma and Fusion Research

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［25］Y. Kuramitsu et al., Phys. Plasmas, 30, 032109(2023).

た実験についても実現可能である．

謝Vol.99, No.5

辞本章の内容は，筆者らが投稿した論文［25］に基づいています．本研究は，下記の助成を受けています．JSPS
KAKENHI Grant Number 19H00668, 19K21865,
JPJSBP120203206, 20KK0064, 22H01195, and Core-toCore Program JPJSCCA2019002.

参考文献［ 1 ］W. Fox et al., Phys. Rev. Lett. 111, 225002 (2013).
［ 2 ］C.M. Huntington et al., Nat. Phys. 11, 173 (2015).
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［ 4 ］F. Fiuza et al., Nat. Phys. 16, 916 (2020).
［ 5 ］H. Takabe and Y. Kuramitsu, High Power Laser Sci.
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［ 6 ］Y. Kuramitsu et al., High Energy Density Phys. 23, 6(2017).
［ 7 ］H. Takabe et al., Plasma Phys. Control. Fusion 50,
124057 (2008).

170

J. Plasma Fusion Res. Vol.99, No.5 (2023) 171-172

小特集 新たな高エネルギー密度科学への挑戦

4 ．惑星物質の動的圧縮状態
4. Planetary Materials at Dynamic Dense States
奥地拓生

OKUCHI Takuo
京都大学複合原子力科学研究所（原稿受付：2022年10月27日）

原始の太陽の周囲で微粒子，小天体，小惑星が衝突と合体を繰り返すことで，現在みられるような惑星や衛星が誕生した．これらの天体は衝撃圧縮現象を頻繁に経験していたと考えられる．このような衝撃圧縮現象の過程を，レーザー衝撃圧縮実験の手法によって研究する意義を簡単に述べる．特に酸化物（鉱物およびそのアナログ物質）については，ハイパワーレーザー照射によって衝撃圧縮を引き起こしつつ，フェムト秒 X 線パルスによって超高速の回折計測を行うことで微視的構造の時間変化の解析が可能になり，天然の隕石試料等と強くリンクする重要な結果が得られている．将来展開としては，さらに X 線吸収分光を組み合わせた解析等を考えることができる．
Keywords:
high-power laser, shock compression, planetary formation, x-ray diffraction, x-ray absorption

4．1

はじめに

めてきた．天体衝突は発生するエネルギーが巨大な現象

惑星探査機「はやぶさ」の 1 号機と 2 号機が続けて成であり，それが物質の状態変化に果たす役割は言うまで功させた小惑星からの天然試料の回収（サンプルリターもなく大きい．太陽系の初期に起きたはずの小天体相互ン）によって，46 億年前の太陽系誕生のときに一時的にの衝突現象の想定像は実に多様である．そのなかでも特つくられた惑星物質が，当時の状態を保持したまま地球に，キロメートル毎秒を大きく超える相対速度の高速衝突の研究者にもたらされた［1-3］．原始の太陽の重力によっにおいては，天体が巨視的に破壊されたり，その全体的て宇宙から惑星系の円盤に沈積した無数の微粒子が，互な形状が大きく変わってしまうことに加えて，天体を構いに衝突による付着や合体を繰り返してこのような小惑成する物質の微視的な性質も不可逆的に変化することが星を構成した．それらがさらに長い時間をかけて衝突，確実である．具体的には，衝撃圧縮が引き起こす一時的

破壊，合体を繰り返すことで，現在の太陽系にみられるな圧縮と加熱に伴って，微視的な結晶構造の相転移，非ような惑星や衛星が誕生した．このような惑星形成の過晶質化，融解などが状況に応じて引き起こされる．この

程の途中で経由する小天体の状況を間違いなく保存したような微視的な変化が初期太陽系において頻発したであ物質を得たことで，実験室での惑星物質科学研究の比較

ろうことは隕石学の研究においても強く示唆されてきた．

対照の相手が非常に明瞭になり，課題が有意義になった．

私たちが衝撃圧縮状態の計測を通して進める惑星物質研

惑星物質科学の研究は，サンプルリターンの成功によっ究の目的は，天体衝突という物理現象が引き起こすべきて新しい段階を迎えることができたと考えられる．

結果と，天然の宇宙惑星物質に見られる微視的な形態の惑星系の起源と進化という課題は，理論物理，計算機

特徴の間に橋を渡すことである．物理学，天文学，隕石

シミュレーション，天文観測，および隕石学の手法によっ学の境界領域として発展してきた惑星の起源と進化の研て従来から深く研究されてきた．重力多体系相互作用が究の場において，物質材料科学の視点からの新たな研究

産みだす形態の理論物理と計算機シミュレーションによを進めることを通して，さらに相補的に問題を理解して，る理解，恒星の進化と太陽系内外の惑星系の実際の形態

課題を効果的に解決することができると考えている．

の望遠鏡観測による理解，および隕石試料解析やサンプ

4．2 レーザー衝撃圧縮による惑星物質科学の今後

ルリターンを通した宇宙惑星物質の微視的な形態の理解がそれぞれ相補的な役割を果たしてきたことで，上記の時間変化する動的な圧縮場がつくりだす高圧力条件の標準的な惑星形成モデルがつくられた．その一方で私た下で惑星物質が経験する微視的変化は，条件が変わらな

ちは，広い意味での物質材料科学の立場において，標準

い静的な圧縮場を用いた実験の結果から類推されてはき的な手法の一つである衝撃圧縮計測実験を発展させるこたものの，わからないことが多かった．動的な場での惑とを通して，天体衝突時の物質変遷を再現する研究を進

星物質の変化という大きな課題に対して，ハイパワーレー

Kyoto University Institute for Integrated Radiation and Nuclear Science, OSAKA 590-0494, Japanauthor’s e-mail: okuchi@rri.kyoto-u.ac.jp

171Ⓒ2023 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research

ザーを利用した衝撃圧縮実験法が特筆すべき有効性を示

Vol.99, No.5

May 2023

築が難しいために，それらと化学的性質が類似する元素

すことを，私たちは最近の研究で示した［4,5］．ハイパワー

で硬 X 線の吸収端を持つものを最初の計測対象とするこ

レーザーによる物質の圧縮操作に対しては各種のパルスとが現実的である．ハイパワーフェムト秒パルスレーザー的なプローブビームを使った計測を容易に同期させるこ励起によるプラズマ化と同期させた銅の吸収端の X 線吸とが可能であり，いわば時間分解計測との相性が特に良収分光が直近に実現されているので［18］，それと吸収端いために，物質が経験する構造変化の時間進展を正確にエネルギーが近く，ケイ素と性質が非常に近いゲルマニ

捉えることができる．一方でレーザーを使えば発生するウムが一つの候補になる．この手法が実用化できれば，圧力値を幅広く操作したり，各種のプローブビームを自圧縮時の陽イオンの配位数などの局所構造の時間進展現ら励起することも可能であり，実験のデザインを工夫す

象を捉えることで，状態変化の理解をさらに進めることることで，圧縮状態の物質に対する多様な計測が進めらができる．

れている［6-11］．これらの手法を用いて今後解決すべき

4．
2．2

問題点を整理して述べることを，簡単な内容ではあるが圧縮時間スケールの今後

ナノ秒を典型的なパルス長とするハイパワーレーザー

本稿の主題とする．

で駆動される高圧力状態の圧縮時間スケールは，初期太4．2．1

陽系における衝突現象の時間スケールとは大きく異なる物質種と解析法の今後

原始太陽の周囲を取り巻く円盤において最も多く存在という意見があり得る．できあがった惑星や小惑星だけしていたはずの固体の微粒子は，水素を含んでいて極性を考えると，確かにそうなるのかもしれない．一方で単を持つ分子の集合体である“氷”と，二酸化ケイ素を主純に考えると，惑星や小惑星よりも小さな天体が引き起成分として含む酸化物の集合体である“鉱物”である［12］．

こす短時間の衝突現象の頻度は，むしろ惑星同士の衝突

元素の宇宙存在度の 1 位が水素，3 位が酸素，4 位が炭素，よりもはるかに多くなることから，短い圧縮時間スケー

6 位が窒素であることから［13］，これらの元素がつくる

ルの現象にも重要な意義はあるといえる．例えば mm サ

H2O，CH4，NH3 などの分子が凝縮して混合すれば，一つ

イズの多数の粒子が天体表面に高速衝突する現象は想定

目の主成分の氷ができる．いずれの分子も温度が上がるが可能であるが，その際にはナノ秒時間幅の圧縮現象がと昇華して気体になるために，氷は太陽系の外側の低温繰り返して起きるであろう．また，圧力の急速な上昇まの領域においてのみ固体として沈積，合体，および集積

たは減衰の際にのみ引き起こされる変化があるとすれば，を引き起こし，最終的にはそれが巨大化した惑星（氷惑星）

その進み方はレーザーと天然の衝突の間での本質的な差や衛星（氷衛星）を構成した［12］．この氷惑星の内部のがない．我々は そのような超高速の相転移現象の一つを静的だが極限的な高温高圧の状態を理解するために，ハ実際に発見して報告した［4，5］．圧縮の継続時間が本質的

イパワーレーザー衝撃圧縮による構造相転移，融解や金な変化はもちろん存在するはずだが，そのような現象は属化現象の解析が重要な役割を果たしてきた［6-11］．今長い圧縮時間スケールが可能な実験技術を用いた相補的後はハイパワーレーザーによらない完全に静的な実験でな計測を進めることで，時間スケールを互いに近づけて得られている超高圧の氷の相転移計測の結果と［14，15］，いけばよいと考えられる．

上記の動的な計測の結果の比較をしつつ，本質的に動的な過程である各種の構造変化や物性変化の経路や時間進

参考文献

展を明確にするために，さらに高い時間分解能の計測を［ 1 ］T. Nakamura et al., Science 333, 1113 (2011).
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［14］V.B. Prakapenka et al. Nat. Phys. 17, 1233 (2021).
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［17］N. Tomioka et al., Commun. Earth Environ. 2, 16(2021).
［18］Y. Inubushi et al., Rev. Sci. Insrum. 92, 053534 (2021).

デザインしていくことが必要であろう．
太陽周囲に多く存在していた二種類目の固体微粒子は，
宇宙存在度が 3 位の酸素と， 7 位のケイ素， 8 位のマグネ
シウムなどがつくる“鉱物”である．高温でも昇華をしないことから，それらが太陽系の内側の高温の領域において集積を起こして惑星を構成した［1，12］．ただし境界的な温度の領域では鉱物と氷が混合したものが天体の材料となった［2，3］．先に述べたように，動的な圧縮場での鉱物の構造相転移の経路や時間進展は，ハイパワーレー
ザー衝撃圧縮によって明瞭に捉えることが可能になり［4，5］，得られた結果が衝突を経験した隕石に残された高密度鉱物の産状とも強くリンクすることがわかった［16，17］．このような研究の将来像としては，これまでに実現した X 線パルスによる超高速時間分解回折計測に加えて，同様のパルスを使ったエネルギー分散 X 線吸収分光が重要な方向性の一つと考えられる．これは基礎的なところからの技術開発がいる課題である．ケイ素やマグネシウ
ムの吸収端エネルギーは軟 X 線領域にあって光学系の構
172

J. Plasma Fusion Res. Vol.99, No.5 (2023) 173-176

小特集 新たな高エネルギー密度科学への挑戦

5 ．超短パルスレーザープロセスにおける動的非熱的構造形成
5. Study of Non-Thermal Material Process Dynamics
using Ultra-Short Pulse Laser
黒田隆之助

KURODA Ryunosuke
国立研究開発法人産業技術総合研究所 先端オペランド計測技術オープンイノベーションラボラトリ（原稿受付：2022年12月26日）

超短パルスレーザーによる材料プロセスでは，フェムト秒からピコ秒の高エネルギー密度の非熱平衡状態から，ナノ秒以降の熱平衡状態の時間領域において，その構造形成に至る動的なメカニズム解明が重要であり，そのためのフラグメントイオン計測や第一原理計算，ポンプ・プローブ法としてのシャドーグラフや顕微イメージングなどについて，産業上・惑星科学上も重要な材料である二酸化ケイ素に着目しながら紹介する．これらのメカニズムへの理解を深化させるためには，今後は，プラズマ物理から惑星物質科学に渡る横断的な学術領域の共通課題として取組むことが期待される．
Keywords:
Ultra-short pulse laser, laser material processing, laser ablation, non-thermal process, pump-probe measurement

5．1

はじめに

領域の共通課題として，その動的プロセスを理解することが今後期待される．本章では，特に重要な材料である二酸レーザーによる材料加工・プロセス技術は，非接触で加工形状の自由度が高く，デジタル制御性が高いことなどか

化ケイ素（石英ガラス，クォーツなど）に着目して超短パら，我が国のものづくり現場で推進されている DX（デジルスレーザープロセスの観点から，現象解明への現状を報

タルトランスフォーメーション）化の実現を担う技術の一

告する．

つとして期待されている．その中でも，超短パルスレーザー
による材料プロセス技術は，連続波レーザーなどによる熱5．
2 超短パルスレーザープロセス

溶融加工と比較すると，熱伝導よりも短い時間で瞬間的に

5．
2．1

超短パルスレーザープロセスとは高エネルギー密度状態を材料中または材料表面に人工的に超短パルスレーザーによる材料加工・プロセスでは，プ

作り出すことで，特に熱応力や熱破壊などによって割れや

ロセスパラメータ（レーザー波長，パルス幅，スポット径，

すい難加工の“脆性材料”に対しても，熱影響が極めて少照射強度，繰返し周波数，スキャン速度など）によって，ない非熱的な微細加工が可能であり［1］，条件によっては回

非熱的なものから熱的なものまで，加工結果が大きく変わ折限界よりも小さなナノスケールの構造形成が実現できるることが知られている．その膨大なパラメータ探索による［2，
3］．このような材料へのミクロからナノの非熱的な構造

プロセス条件の最適化は容易ではなく，学理解明による学形成を制御するためには，超短パルスレーザーによる加工

術的なアプローチがなされている［4-6］．このような加工現現象のメカニズムを解明することが 1 つのアプローチであ

象は非線形，非平衡，開放系における複雑な光 - 材料相互る．このような脆性材料は，半導体やガラス，セラミック

作用過程を経ているため，予測や最適化が困難な分野でもスなど，産業上重要な役割を担っているとともに，そもそあることも知られている．

もは地球上などの惑星物質として，その動的な構造形成が

例えば，材料や加工パラメータによって詳細過程は異な着目されている酸化物の集合体，“鉱物”であるという共るが，超短パルスレーザーによる加工現象では，図 1 に示通点がある．このような材料物質への超短パルスレーザー

す概念図のように，レーザー照射後のフェムト秒からピコ加工現象を理解するためには，フェムト秒からピコ秒の高秒の時間領域において，光励起等の非熱的過程により急激エネルギー密度の非熱平衡状態から，惑星物質科学で主にに温度上昇した電子系から，格子系へと徐々にエネルギー

議論されているナノ秒以降の熱平衡状態へ移行する時間領が移行し，格子温度が上昇，材料の融点や沸点を迎え，プ域において，物質材料中で何が起きているかを紐解くこと

ラズマ化やアブレーションが起こるとともに，熱平衡状態が重要となってくる．そのためには，材料プロセスだけでを経て最終的な構造形成に至ると考えられる．特に電子系

なく，プラズマ物理から惑星物質科学に渡る横断的な学術から格子系へエネルギーが移行しながらアブレーションがOPERANDO-OIL, National Institute of Advanced Industrial Science and Technology (AIST), Kashiwa, CHIBA 277-8589, JAPANauthor’s e-mail: ryu-kuroda@aist.go.jp

173Ⓒ2023 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.99, No.5

May 2023

できる．
また，このフラグメントイオン計測による運動エネル
ギー分布からプラズマ温度を算出できるが，その温度は数万 K に上る．一方，二温度モデルで算出される格子温度は，金属でも沸点程度のたかだか数千 K である．このような非平衡の過渡的な温度をどのように統一的に理解するかと言う点は極めて重要な研究要素であり，単なる材料プロセス
としてではなく，レーザープラズマ物理や宇宙空間プラズ
マ，高密度惑星物質研究などの知見を活かした高エネル
ギー密度科学としての理解の深化が期待される．
これらの非熱的な粒子放出の学理的な検証には，第一原
図1

理シミュレーションも有用である［8］．フェムト秒レーザー

超短パルスレーザー加工における非熱的・熱的エネルギー
散逸過程の概念図．

パルス照射後の電子運動を時間依存密度汎関数理論に基づいて計算し，電子運動により変化する原子への力場を取り開始される数ピコ秒前後の時間領域は，初期膨張による希入れた分子動力学計算も同時に行うことにより，固体を構

薄波からアブレーションによる圧力波，衝撃波が発生する成する各元素の運動エネルギーの時間発展を調べることが領域で，固相から液相，そしてプラズマへと高速に遷移すできる．この運動エネルギーの時間発展の挙動から，熱的る領域であるとともに，両者が混在する高エネルギー密度な過程か非熱的な過程かを区別することができる．ここで状態である Warm Dense Matter（WDM）状態とも推測さ

レーザーフルエンス一定とした二酸化ケイ素（ここでは αれる［7］．このような高エネルギー密度状態を経て，最終的クオーツ）のアブレーション加工における計算結果を図 3な構造形成に至る加工メカニズムを理解するためには，特に示した．パルス幅（FWHM）50 フェムト秒の場合は時に非熱平衡状態のエネルギー散逸過程による過渡的な温度

間的に見ても全元素がほぼ均等に熱的にエネルギーが付与や圧力の概念が重要となる．例えば，電子系と格子系の二されるのに対し，パルス幅 10 フェムト秒の際は元素ごとに温度モデル計算により，図 1 のような温度変化を計算する

異なり，非熱的にエネルギー付与されることなどが計算でことが出来るが，それだけでは加工（粒子放出）に至るメ

きる．逆に言えば，50 フェムト秒という極めて短い時間でカニズムや沸点を超えるような温度変化を正確には理解であっても，放出粒子の運動エネルギーに着目すれば，既にきない．

熱的な領域に入り始めていると言える．このように，非熱

このような現象を理解するためのアプローチの 1 つとし的レーザー加工を理解するためには，実験的手法と計算的て，レーザーアブレーション時のフラグメントイオン計測

手法の両面から高速に変化する様々な現象を理解する必要がある．これは，フェムト秒レーザーアブレーションによっがある．

て生じた固体表面からの放出イオンを電極で加速し，イオ

5．
2．2

超短パルスレーザープロセスの時間分解計測

ン検出器で検出を行うことでイオンの運動エネルギー分布

時系列と共に複雑に変化するレーザー加工現象を実験的を得る飛行時間型質量分析法である．このイオンの運動エに理解するためには，加工中のオペランド計測手法としてネルギー分布を解析することで，そのスペクトル形状から

ポンプ・プローブ法などを用いた非熱平衡状態のフェムト

熱的な粒 子 放出（Maxwell-Boltzman，もしくは Shifted
Maxwell-Bolzman 分布）と，それらの分布から逸脱した
非熱的な粒子放出を区別することができる．図 2 は，同じ
レーザーパラメータを用いた際の金属（Au）と酸化物（石英ガラス）の測定結果の例であるが，金属イオンの運動エ
ネルギー分布が熱的であるのに対し，石英ガラスの場合は非熱的な分布であり，特に高エネルギー成分は，非熱的な粒子放出であるクーロン爆発によるものと推測することが

図2

図3

フラグメントイオン計測による運動エネルギー分布．

174

α クオーツモデルのシミュレーションにおける熱的加速の例（上図）と非熱的加速の例（下図）．

Special Topic Article

5. Study of Non-Thermal Material Process Dynamics using Ultra-Short Pulse Laser	

R. Kuroda

秒からピコ秒，さらには熱平衡状態のナノ秒からマイクロに反射率の減少がみられ，アブレーションプラズマがプ

秒に至るまで様々な相互作用現象の観測が有用である．ポローブ光を吸収・散乱することによるものと推測でき，こンプ・プローブ法とは，ポンプ光によって加工現象を誘起の時間領域でアブレーションが開始されていることを示唆し，その現象をプローブ光によって計測する方法である
［9，

している
［16］
．更に約 50 ピコ秒では，中心付近が最も暗く

10］．また，フェムト秒レーザー加工では，その高いピーク

なり，プローブ光はほとんど吸収され，1 ナノ秒に至る時

強度から瞬間的なアブレーション圧力は TPa（テラパスカ

間領域では，特徴的な干渉パターンが観察されている．こル）を超えることもあり，それによる衝撃波や圧力波の伝の干渉縞の出現と変化は，動的に移動するアブレーション

搬観察においては，ナノ秒のパワーレーザー研究で多くの層の前面からの反射光と下部表面での反射光との干渉によ実績のあるシャドーグラフも，ポンプ・プローブ法の一種るものと推測されている［16］．

であり有効な手段である［11］．当研究チームにおいても，次に，図 6（a-c）に 炭 化 ケイ素 結 晶（6H-SiC（0001）面 ）チタンサファイアレーザー（パルス幅約 70 フェムト秒）のの表面加工中の過渡反射イメージングの結果を示す．ポン

基本波長 800 nm をポンプに，2 倍波長 400 nm をプローブ

プ光は，波長 800 nm，パルス幅 70 fs，ピークフルエンスに用いたシャドーグラフシステムを開発している．本シス

約 2 J / cm2，プローブ光も同様の波長，パルス幅のレーザーテムを用いて，石英ガラスのアブレーション加工現象を側パルスを用いて，10 倍の対物レンズによって撮像を行っ面から捉えた例を図 4 に示す［12］．レーザー照射から約た．図 6（a）の遅延時間約 1 ps の反射イメージでは，ポンプ

10 ナノ秒後のシャドーグラフであるが，照射部から空中に光の照射領域全面で反射率が増加しているが，これは光励

広がる波はアブレーション衝撃波であり，材料中に広がる起による自由電子密度の増加によるものである．図 6（b）の球面波はアブレーション反力による圧力波，直下に伸びる

遅延時間約 30 ps の反射率の減少は，自由電子密度の減少

細長く見える箇所はフィラメンテーションと考えられる．

や等温加熱後の高温高圧状態により，黒体のような光学特

このようなシャドーグラフの遅延時間を変化させながらそ性を示すためと示唆されている．更に，図 6（c）の遅延時間の分布を解析することで，圧力波や衝撃波の速度なども求約 140 ps では，リングパターンが確認され，アブレーショ

めることができるンによってシェル状に膨張した表面とその下側表面とのプ

また，レーザーアブレーション時の過渡現象を観測する

ローブレーザー光の干渉によって生じているものと推測さために同軸照射のポンプ・プローブ顕微イメージングシス

れる．このリングパターンは時間経過に伴い変化するが，テムを開発し，シリコンや炭化ケイ素，二酸化ケイ素など，

これは膨張表面の位置などが変化したと考えられ，アブ

様々な材料の過渡的な反射率や透過率変化を測定するアプ

レーション表面の膨張過程を捉えたものと考えられる．まローチを行っている［13］．単結晶シリコンでは先行研究で多くの報告があるが［14-16］，当研究チームにおけるフェム
ト秒からナノ秒までの時系列変化についても図 5 に示した．
まず，画像中のグレースケールは反射率の変化を示し，その増減を明暗で示しており，約 1 ピコ秒程度まではレーザー照射スポットの全域で反射率の増加が確認されている．これはレーザー照射によって，高密度電子 - 正孔プラズマが生成するとともに，材料が急速に局所融解（非熱溶解）し［15］，結晶シリコンと溶融した液体シリコンの薄膜界面等からの反射により反射率が増大したと考えられる．
また，数ピコから数 10 ピコ秒にかけては，中心付近から徐々

図4

石英側面のシャドーグラフの例（約10ナノ秒）
．

175

図5

シリコン単結晶のポンプ・プローブ顕微イメージング像（800 nm，80フェムト秒）．

図6

炭化ケイ素（a-c）と石英ガラス（d-f）の過渡反射イメージン
グ結果．

Journal of Plasma and Fusion Researchた，希薄波の存在についても考察されており，詳細は参考

Vol.99, No.5

May 2023に至るまでのエネルギー散逸過程を理解する必要があり，

文献［9］を参照されたい．

材料プロセスだけでなく，プラズマ物理から惑星物質など

また，図 6（d-f）に石英ガラスの表面加工中の過渡反射イの高エネルギー密度科学の横断的な学術領域の共通課題とメージングの結果を示したが，ポンプ光は，波長 400 nm，

して，今後さらなる理解が進むことが期待される．

パルス幅 80 fs，ピークフルエンス約 18 J / cm2 で，プローブ

謝光によるイメージングは，波長 800 nm，パルス幅 80 fs の辞

レーザーにより50 倍の対物レンズによって撮像した．図 6

本章は NEDO 高輝度・高効率次世代レーザー技術開発（d）の遅延時間約 1 ps の反射イメージでは反射率の増加が，の成果の一部であり，特にフラグメントイオン計測では，

図 6（e）の遅延時間約 60 ps の反射イメージでは減少が確認

大村主任研究員（産業技術総合研究所），第一原理計算でされた．これらの結果は，炭化ケイ素の計測結果と同様のは宮本首席研究員（産業技術総合研究所）に多大な感謝の傾向を確認した．また図 6（f）の遅延時間約 9 ps のような，意を表します．また，本小特集著者の皆様に感謝申し上げ

リング状の反射率減少領域が確認された．このようなリンます．

グ状の減少領域は炭化ケイ素では確認されておらず，遅延時間が比較的早いことから炭化ケイ素で確認されたアブ

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［12］丸 征那 他：第18回放射線プロセスシンポジウム，P3-1(2021).
［13］D. Satoh et al., Appl. Phys. A 126, 795 (2020).
［14］井澤友策 他：レーザー研究 34, 773 (2006).
［15］J. Bonse et al., Phys. Rev. B 74, 134106 (2006).
［16］D. von der Linde et al., Appl. Surf. Sci. 154-155, 1(2000).

によるものであると推測される．このリング状の反射率減
少領域については，参考文献［10］において誘電体材料で生じる 2 つのアブレーション現象に基づいて議論されているので参照されたい．

5．3

まとめ

超短パルスレーザー加工現象を理解するためには，フェムト秒からピコ秒の高エネルギー密度の非熱平衡状態から，惑星物質科学で主に議論されているナノ秒以降の熱平
衡状態へ移行する時間領域において，物質材料中での動的挙動を理解することが重要であり，そのアプローチの 1 つとして，フラグメントイオン計測や，シャドーグラフなどのポンプ・プローブ計測，更には第一原理計算等のシミュ
レーション技術が有用である．本章では主に二酸化ケイ素に着目したが，他にも産業上，且つ惑星科学上重要な材料であるアルミナやサファイアなどの酸化アルミニウム，更には酸化マグネシウムや酸化亜鉛等の酸化物に関しても
レーザー加工プロセスのデータ取得を進めている．これら
材料の構造形成に至るまでのメカニズムは，フェムト秒か
らピコ秒の非平衡状態だけでなく，ナノ秒以降の平衡状態

176

J. Plasma Fusion Res. Vol.99, No.5 (2023) 177-180

小特集 新たな高エネルギー密度科学への挑戦

6 ．パワーレーザーによる動的⾮平衡プラズマ物理の探究
6. Study of Nonequilibrium Plasma Dynamics using High Power Lasers
岩 田 夏 弥 1 ，2 ），砂 原

淳3）

IWATA Natsumi 1 ，2 ）and SUNAHARA Atsushi 3 ）大阪大学高等共創研究院， 大阪大学レーザー科学研究所， 3 ）パデュー大学原子力工学科極限環境物質センター

1）

2）（原稿受付：2022年10月 9 日）

6．1

はじめに

効果を近似的に取り入れる運動方程式の構築［4］などが行

高エネルギー密度科学の研究は，核融合燃焼プラズマ

われる．このような粒子運動が重要となるのは，レーザーから宇宙空間プラズマ，高密度惑星物質，レーザープロ

プラズマ中で非局所エネルギー輸送を担う高エネルギー

セス材料まで幅広い物質状態を対象に発展してきた．前

電子の振る舞いや，電子が放射する X 線・ガンマ線による章までに，これら各領域の最新の研究動向と展望についエネルギー散逸（輻射減衰）［5］等に着目する場合である．

例えば，電磁場振幅が相対論的領域（a0≡eE（/ mecω）＞ 1，て紹介した．本章では，レーザープラズマ物理の理論・シミュレーション研究の観点から高エネルギー密度科学

e は素電荷，E はレーザー電場振幅，me は電子静止質量，を俯瞰し，各領域とも共通する物理課題と今後の展望を

c は光速，ω はレーザー振動数）となる高強度レーザーと示したい．

臨界密度以下（ガス密度など）のプラズマの相互作用では，

パワーレーザーが生成する高エネルギー密度プラズマ

レーザー光が伝播する領域において MeV-GeV の高エネル（レーザープラズマ）の研究は，レーザー光によるプラズ

ギー電子加速が起こり，ほとんど無衝突でプラズマからマの生成から，レーザー入射終了後の冷却過程まで，一放出される．そのためレーザー電子加速で得られる最大連の高速な物質相変化・物性遷移を対象とする．レーザー

エネルギーなどの記述に用いることができる［6］．電磁場によるエネルギー注入は，系がエネルギー緩和・圧力平

振幅が大きい（a0≳200）場合は電子運動の輻射減衰がプ衡に至る時定数に比べて速い時間スケールで行われる．

ラズマダイナミクスに直接的に影響を与える［7］．

そのため，非定常・非平衡状態での動的な現象を取り扱

多数のプラズマ粒子とそれらが生成する電磁場との相うことになる．生成される動的非平衡プラズマは，開放互作用は高度に非線形となる．例えば体積 1 mm3 の固体系における集団現象の物理の観点から興味深い．

ターゲットを考えると，その中には典型的に 1020 個に近い

定常・平衡といった仮定や流体近似が適用できない動数の原子が含まれる．レーザープラズマ研究ではこのよ的な物質状態においてマクロな物性の変化を理解するためには，ミクロな粒子的相互作用から集団分布形成，そしてマクロ物理量の変化へとシームレスに物理を繋げていくことが必要になる．これが前章までに紹介された様々な物質状態における動的現象に共通する課題であると言える（図 1 ）．

6．2

レーザープラズマにおける多階層物理

レーザープラズマの理論・シミュレーション研究では，適切なスケール分離を取り入れることで，多階層にわたる現象の記述に取り組んできた．以下で様々なスケールにおける研究手法とそれらをつなぐ領域の研究について，前章までの研究分野との関係を取り上げながら概説する．
6．2．1

粒子的・運動論的記述と流体的記述

ミクロな粒子的描像では，相対論的運動方程式やラグランジアンをベースとして，電磁場中での荷電粒子の非線

図1形運動［1，2］やカオス的振る舞い［3］，量子電磁力学（QED）

レーザープラズマ物理と様々な物質状態における高エネル
ギー密度科学研究とのつながり．

Institute of Laser Engineering, Osaka University, Suita, OSAKA 565-0871, Japancorresponding author’s e-mail: iwata.natsumi.ile@osaka-u.ac.jp

177Ⓒ2023 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.99, No.5

May 2023

うなターゲットに高エネルギーフラックスの光照射を行

ルギー輸送の物理解明に貢献している［17］．また，高密いプラズマが形成・加熱されていく動的現象を取り扱う．

度プラズマ状態における物質の状態方程式は，物質の特多くの場合，局所熱平衡近似が十分良い近似とはならな性を決定づける重要なファクターである．レーザー核融い．特に非熱的粒子の集団的振る舞いが重要な領域では，合などレーザープラズマでは固体ターゲットにレーザー

Vlasov 方程式や衝突過程を近似的に取り入れた Fokker-

を照射し，液体／気体／縮退・強結合プラズマの変化を

Planck 方程式を基礎とする運動論的モデルが用いられる．

経て最終的に太陽の内部状態に匹敵するプラズマ状態に数値手法としてはプラズマの空間分布を離散化しマクロ至るため，相をまたがる状態方程式の取り扱いが重要で粒子として取り扱うプラズマ粒子（Particle-in-cell, PIC）

あり，それぞれの相における状態方程式研究が進められシミュレーション［8］も発展している．PIC シミュレーてきた．高強度レーザーにより天体形成状態にもアクセ

ションでは，ある程度の個数の粒子（例えば 10 個の粒子）スできるようになり，同じく，状態方程式が重要な星形成，をマクロな 1 つの粒子（PIC 粒子）として取り扱い，個々

天体形成研究と共同研究がなされるようになっている．

の PIC 粒子の運動方程式と PIC 粒子が作る電流を含むマ

6．
2．2

5

クスウェル方程式を自己無撞着に解くことにより，近似

衝突 - 無衝突遷移領域へのアプローチ

宇宙・天文プラズマ，核燃焼プラズマ，レーザープロ

的に運動論的領域のプラズマ現象を表現する［9］．

セス，レーザーによる高密度物質研究などに共通して，

本小特集第 3 章で扱った宇宙空間プラズマにおいては，無衝突近似が成り立つ密度・エネルギー領域と，衝突緩磁気リコネクションにおける粒子加速［10］や，磁化プラ和過程が重要な密度・エネルギー領域を切り分けること

ズマの粒子運動に起因するエネルギーの偏在化と無衝突が難しい現象が多く存在する．レーザープラズマ研究に

衝撃波形成［11］といった，流体描像では捉えきれない運

おいては，この問題に運動論的モデルと流体モデルの両動論的領域の電磁場 - プラズマ相互作用が重要となる．ま側からのアプローチが進んでいる．

た，粒子加速の理論モデルとして，Fokker-Planck 方程式

レーザープラズマにおいては，固体や爆縮プラズマかにおけるランダム相互作用を表す衝突項に，クーロン衝ら周辺の希薄なアブレーションプラズマまで広い密度領

突だけでなく電磁波や乱流電磁場とプラズマ粒子との統域を取り扱う．固体や爆縮プラズマに衝撃波や熱波が形

計的相互作用を取り入れるモデルも提唱されている．例

成される過程は，非熱平衡にあるアブレーションプラズえば，クーロン衝突に加えて超熱的（superthermal）な

マ中での電離・粒子加速（レーザー光の吸収）過程が直輻射場による散乱を受けるプラズマ電子のエネルギー分

接的に影響する．また，加熱された高密度プラズマは高布を Fokker-Planck 方程式により記述するモデル［12］は，圧力でレーザー光を押し戻しながら膨張し［18，19］，希薄

地球磁気圏の乱流磁場中の電子などに見られる kappa 分

プラズマの空間分布は刻々と変化するため，加速と加熱布と呼ばれる関数形を定常解として示す．レーザー駆動を切り分けた議論では現象全体を捉えることができない．

航跡場加速におけるインコヒーレントな電磁散乱も同様

このような動的非平衡現象を解明するため，運動論的の統計的モデルで記述され［13］，宇宙線のフェルミ加速領域からの拡張として，粒子衝突や電離を取り入れる PICと同様のべき乗分布を持つ準定常な電子エネルギースペ

シミュレーション研究が進められている［20，21］．これにクトルが得られる．このような電磁場との相互作用の統よりプラズマ形成（電離）から準熱平衡への緩和までミ計的モデルに基づく記述は，長時間（ 1 － 10 ピコ秒～レー

クロな視点から解析が可能となり，レーザー核融合研究

ザー光に対する臨界密度における電子プラズマ振動数の［22，23］のほか，放電現象の研究［20］にも利用されている．

約 1000 倍）にわたってレーザー光が照射され続ける近年

このような非平衡プラズマ形成の理解は，本小特集の第の kJ 級高強度レーザー実験でも重要となり，大スケール

2 章で扱った核燃焼プラズマの形成過程の解明に直結すな非平衡プラズマ発展の記述に適用されている［14］．

る．また，第 5 章のレーザープロセスにおける非熱的光

さらにマクロなプラズマ発展を取り扱う場合には，局所吸収と熱緩和のダイナミクスや，第 4 章の高密度惑星物

熱平衡近似をベースとした流体モデルが用いられる．レー

質研究における固体からプラズマへの動的遷移にも重要

ザープラズマでは，マクロな流体運動に対してミクロなである．一方，このような遷移領域を取り扱うためには，運動論的効果が強く影響する場合が多く，それらを取り固体とプラズマの中間状態である warm dense matter 状

入れた流体モデル構築が進められてきた．運動論的効果

態のモデル化が必要となる．フェルミ温度付近からプラとして，例えば光吸収過程（誘導ラマン散乱，誘導ブリ

ズマへと高速に高温化していく過程では，電子分布関数

ルアン散乱， 2 電子波崩壊（two plasmon decay）など）や，がフェルミ分布からマクスウェル分布へと変化するととそれにより発生する非熱的電子によるプラズマ中のエネもに衝突周波数の温度依存性が変化する．また，非平衡

ルギー輸送が挙げられる．急峻な温度勾配の中で高エネ状態であるために電離度と温度の関係も従来の衝突輻射

ルギー電子により非局所的な輸送が起こることから，熱モデルでは記述できないことが，レーザープラズマの高伝導を温度の局所勾配で記述する拡散近似の修正が必要

分解能 X 線イメージングにより明らかになってきているとなる［15］．これらの効果を近似的に取り入れる流体モ［24］．この領域の開拓は，レーザー実験との連携によるデルが構築され，PIC や Fokker-Planck などの運動論的モデル構築・検証が不可欠と言える．

モデルとの比較検証が進められている［16］とともに，レー流体モデルにおいて衝突と無衝突の遷移領域はクヌー

ザー核融合研究をはじめとするレーザープラズマのエネ

セン領域と呼ばれ，この領域は多様な流体現象を内包し178

Special Topic Article

6. Study of Nonequilibrium Plasma Dynamics using High Power Lasers	

N. Iwata and A. Sunaharaている．中性原子，イオン，電子からなるプラズマ流体

したから固まるというのではなく，過冷却状態の取り扱のダイナミクスは衝突極限であれば，通常のオイラー流

いが重要になる．このような相変化の動的特性の解明を体方程式で解くことが可能になるが，クヌーセン領域や進めることにより，天体物理への寄与にとどまらず，レー

無衝突領域では衝突頻度に応じ，二流体としての電場生ザー加工，レーザーアニーリングなど，従来モデリング

成やダイナミクスの変化が生じる．これらの理論的なモが困難であった課題に理論的な指針を与えることができ

デリングは重要である．近年，レーザーアブレーション

ると期待される．惑星物質等に見られる特異な結晶構造のモデリングにおいて，クヌーセン領域の取り扱いやレー

は，物質依存性だけでなく加熱・冷却の過程，例えば入ザー加工におけるデブリ生成問題が注目されており，宇力パワー，状態保持の時間スケール，冷却時間スケール

宙においても衝突，無衝突の遷移領域のモデリングが問等への依存性を持つ．平衡に至った後に凍結される物質

題となっている．未だ手付かず状態に近い衝突，無衝突構造・新材料構造と，ミクロなプラズマ形成やエネルギー

遷移領域の流体モデリングが進めば，レーザー加工，レー

散逸過程がどのように結びついているのか．パワーレー

ザーアブレーションの現象理解が飛躍的に進むと期待さ

ザーを用いることでこのような謎に実験的に迫ることが

れる．

できる．

レーザープラズマでは輻射によるエネルギー輸送も重核融合燃焼プラズマにおいては，非熱的粒子によるエ要となる．輻射輸送方程式においても，局所熱平衡を仮

ネルギー輸送が重要となる．慣性核融合では核燃焼時の定しない輻射率（emissivity），透過率（opacity）のモデ

アルファ粒子輸送，超新星爆発ではニュートリノ輸送がルが提案され，流体方程式や運動論的方程式と合わせて支配的なエネルギー輸送となる．これらのエネルギー輸

解くことで衝突 - 無衝突遷移領域の輻射プラズマを記述し送は流体と結合することにより，流体不安定性の成長率ている［25，26］．これらを基盤とし非平衡輻射プラズマ物

を変化させ，流体のダイナミクスを根本的に変化させ得理の理解が進展すれば，天体プラズマや核燃焼プラズマ

る．慣性核融合や超新星爆発等，エネルギー輸送が支配における動的現象の解明にも貢献できると期待される．

的な環境下における流体不安定性の成長のモデリングは未だ発展途上であり，慣性核融合や超新星爆発の正確な6．3

今後の展望モデリングのため，流体不安定性の成長機構のモデル構

本小特集で見てきたように，パワーレーザー照射下の築が望まれている．この研究により，慣性核融合では精物質は高いエネルギーフラックスの流入・流出を伴う開度の高い核融合点火設計が可能になる．また，非対称重放系であり，様々な物質状態にまたがる構造遷移が引き力崩壊における超新星爆発の精度の高いモデリングが可起こされる．固体から高エネルギー密度プラズマが生成能となる．この 2 つの事例を通して，エネルギー輸送とされ，再び固体へと冷却される一連の現象を高エネルギー

流体不安定，さらには乱流混合への発展との結びつきを

密度科学は対象としている（図 2 ）．

理解することで，乱流混合の制御に道を開くことにつな

高温状態への加熱過程で起こる加速と緩和，破壊・雪崩・がり， 2 つの事例に留まらず，より一般的な流体科学の発突発現象や，さらに高温状態から冷却していく過程（例

展につながる可能性がある．2021 年には米国ローレンス

えば星，惑星形成，またはレーザー加工，レーザーアニー

リバモア国立研究所の NIF レーザーを用いた実験で，レーリングなど）でも相をまたがる状態方程式の取り扱いに

ザー核融合点火状態をほぼ実現し核融合燃焼伝播が実証

加えて，相変化の動的な特性が重要になる．融点に到達された［27］．実験的にも核燃焼プラズマという新しいプ
ラズマ物理のパラメーター領域が開かれ，高エネルギー
密度科学研究で取り扱ってきた物理に新しい自由度と非線形性が加わることとなる．
レーザープラズマ物理の研究では，強く非平衡な分布関数をもつ系の動的集団現象を対象とし，理論および数値計算の物理モデルを開拓してきた．この知見を発展させ，多様な物質状態を対象とした実験研究とともに未知のパラメーター領域に挑戦することで，動的集団現象としての物理を解明し高エネルギー密度科学の学理構築につなげたい．

謝辞

本章の執筆にあたり貴重な知見の提供と議論をいただ
いた，畑昌育氏（量子科学技術研究開発機構），田口俊弘
図2

氏（日本原子力研究開発機構），三間圀興氏（日本原子力

パワーレーザーによる高エネルギー密度プラズマ形成からレーザー照射後の冷却までの一連の過程．ナノ秒以下の時
間スケールで物質状態をまたがる構造遷移が引き起こされる．

研究開発機構），また本小特集著者の皆様に感謝いたします．

179

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.99, No.5

May 2023［13］Y.L. Liu et al., High Energy Density Phys. 22, 46(2017).
［14］N. Iwata et al., Phys. Rev. Research 3, 023193 (2021).
［15］Y. Kishimoto et al., J. Phys. Soc. Japan 57, 1972
(1988).
［16］J.P. Brodrick, Phys. Plasmas 24, 092309 (2017).
［17］D.J. Strozzi et al., Phys. Rev. Lett. 118, 025002(2017); D. Cao et al., Phys. Plasmas 22, 082308(2015); M.D. Rosen et al., High Energy Density Phys.
7, 180 (2011).
［18］N. Iwata et al., Nat. Commun. 9, 623 (2018).
［19］N. Higashi et al., High Energy Density Phys. 37,
100829 (2020).
［20］Y. Kishimoto and T. Masaki, J. Plasma Phys. 72, 971(2006).
［21］Y. Sentoku and A.J. Kemp, J. Comput. Phys. 227,
6846 (2008).
［22］K. Matsuo et al., Phys. Rev. Lett. 124, 035001 (2020).
［23］N. Higashi et al., Phys. Rev. E 105, 055202 (2022).
［24］H. Sawada et al., Phys. Rev. Lett. 122, 155002(2019); 澤田 寛：プラズマ・核融合学会誌 96, 451 (2020).
［25］M.D. Rosen et al., High Energy Density Phys. 7, 180(2011).
［26］Y. Sentoku et al., Phys. Rev. E 90, 051102(R) (2014).
［27］D. Clery, Science 373, 6557 (2021).

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083107 (2013).
［ 3 ］田口俊弘，三間圀興：プラズマ・核融合学会誌 77, 1212
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Rev. Lett. 54, 2608 (1985).

180

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.99, No.5

May 2023

小特集執筆者紹介
こおくだま りょう すけ

なか しゅうくろ青山学院大学理工学部・助教．2012 年 大阪大学大学院 博士（理学）．主な研究分野は高エネルギー宇宙物理学（理論）．パルサーに関連して，放射過程や流体およびプラズマ現象などの理論研究以外に電波，X 線，γ 線での観測研究や高強度レーザーを用いた宇宙物理学実験も行なっている．楽器を趣味にしようとして幾度となく失敗しているが，懲りずに最近電子キーボード（中古）を買ってみました．自分でもどうなるか楽しみです．

いわ

よう

ひろ

すな

たけ

すけ

なつ

み

はら

あつし

淳

Center for materials under extreme
environment (CMUXE),School of Nuclear
Engineering, Purdue University，Research
Scientist (Research Scholar, Lead). 2017 年 2月まで（公財）レーザー技術総合研究所 所属．2017 年 3 月
からパデュー大に移り，レーザー核融合研究，極端紫外光源開発，レーザーとプラズマ／固体の相互作用などの数値モデ
リング，シミュレーションコード開発を行う．

すけ

千葉大学国際高等研究基幹，准教授．2004 年
東京大学大学院・博士（理学）．2022 年 4 月より現職．「京」や「富岳」など，本邦のフラッ
グシップスーパーコンピュータを用いた高エネルギー宇宙線加速の研究を行っている．VPP800 を皮切りに，ベクトル・スカラ計算機と戯れてきたので次は量子にしょうかと思案中です．
の

た

砂 原

松 本 洋 介あまの大阪大学高等共創研究院／レーザー科学研究所准教授．2014 年京都大学大学院エネルギー科学研究科博士課程修了．研究分野はプラズ
マ物理．特に高エネルギー密度プラズマ中で見られる非線形現象・非平衡過程に興味があり，高強度レー
ザー光が生成するプラズマの研究を行っています．

大阪大学大学院工学研究科・電気電子
情報通信工学専攻・教授．宇宙プラズ
マからレーザープラズマ，シミュレー
ションから実験まで手を広げつつ，最近は情報とデータ駆動のプラズマ科学という方向をめざしているようです．
写真は沖縄で開かれた情報系のプラズマの会議でのオフショット．
もとりゅう

岩 田 夏 弥蔵 満 康 浩

まつだ

国立研究開発法人産業技術総合研究所 先端オ
ペランド計測技術オープンイノベーションラ
ボラトリ 加工プロセス計測チーム ラボチー
ム 長， 博 士（ 工 学 ）（2004 年 早 稲 田 大 学 ）．
NEDO 高輝度・高効率次世代レーザー技術開発 サブ・プロ
ジェクトリーダー（2016～2021），文科省 光・量子フラッグシッ
ププログラム（Q-LEAP）サブ・プログラムディレクター（2022～現在）として先端レーザー加工技術開発とマネージメントに従事．趣味は小 3 の長男とのサッカー．昨年 10 月に第 2 子（長女）が誕生し溺愛中．より締切が苦手に．．．

た

みつ やす

お

黒 田 隆 之 助

田 中 周 太くらたく京都大学 複合原子力科学研究所 粒子線基礎
物性研究部門 教授．1998 年東京工業大学大学院理工学研究科 博士（理学）．専門分野は
中性子散乱，鉱物学，高圧実験．研究テーマ
は宇宙地球の物質科学．趣味は軽登山と温泉．

大阪大学工学研究科教授・同大学レーザー科
学研究所・所長．パワーレーザーとプラズマを駆使して，新たな極限量子の世界（高エネ
ルギー密度量子科学：量子真空，超高圧量子物質，量子エネルギー）を開拓することを夢見ています．この夢を実現するために，今は，平均出力がメガワットにもなるような高繰り返しのパワーレーザー開発に貢献しています．プライベートでは，最近，還暦を過ぎてやりだしたロードバイクで100 km 走破できるようになるとともに体重も8 kg
減，お腹もへこんで，若返っていますが，持病は悪化の一途をたどっています．
たち

奥 地 拓 生兒 玉 了 祐のぶ

天 野 孝 伸東京大学大学院理学系研究科・地球惑星科学
専攻・准教授．専門は宇宙プラズマの理論および数値シミュレーションで，特に無衝突衝
撃波におけるプラズマ不安定性や高エネル
ギー粒子加速の研究を進めています．今のひそかな野望は大規模数値シミュレーションと機械学習を組み合わせた新たなプラズマ理論の開拓と，約 1 年かけて 10 kg 落とした体重を維持することです．

181