真空紫外域多価イオン発光線の時間発展計測
中村信行研究室 細谷 征由

序論る。
しかし、この Solar-C EUVST の観測したデータを用いて太陽についての理解を深め
1.1 太陽コロナとプラズマるためには、実験室で得られた多価イオン太陽系の中心である太陽は多くの研究がに関するデータが必要である。太陽観測衛なされているが、現在でも解明されていな星等で観測されたデータを用いてプラズマい事象などが多く存在する。その１つにコを診断する際には、観測データと多くの理ロナ加熱という事象がある。これは太陽コ論計算が併せて用いられている。しかし、こロナが太陽表面などよりも超高温になるメれらの理論計算は実験的な評価を受けていカニズムが解明できていないということでない場合がある。そのため、これらの理論値ある。そのメカニズムの解明に向けて、太や理論モデルを実験的に評価することはプ
陽コロナの電子密度と温度の関係が研究さラズマ診断の精度をより高めるためには重れている。太陽は中心から外側に向けて電要な要素だといえる。よって、Solar-C EU子密度が小さくなっている。特に、太陽のVST の観測データをより有益なものとする表面では大きな電子密度の境界が存在する。
ためには、太陽観測衛星の観測データを用つまり太陽内部や表面は高密度のプラズマいてプラズマを診断する際に活用される理で構成されており、太陽コロナは低密度の論値や理論モデルを実験的に評価できる実プラズマで構成されている。しかし、これ験データを十分に集めることも必要である。
らの領域の温度に着目すると太陽内部や表面の温度よりも太陽コロナの温度の方が極めて高い温度になっている。そのメカニズ 1.2 目的
ムは未だ解明されていない。
これらのような太陽の研究を進めるために、 本研究の目的は、Solar-C EUVST が観測
国立天文台は様々な太陽観測衛星を打ち上 する予定の波長領域に存在する多価イオンげている。今現在開発が行われている次世 発光線について、時間発展計測を行いイオ
代太陽観測衛星 Solar-C EUVST[1] は現在稼 ン化断面積を算出し、理論計算と比較評価働している太陽観測衛星「ひので」の分光装 を行うことである。
置より広い波長領域の分光観測が可能にな 先に述べた Solar-C EUVST はこれまでの太るとされている。この衛星に搭載される予定 陽観測衛星よりも広範囲の領域に対して分の分光器での観測可能領域は 17nm-21.5nm 光を可能としている。しかし、これまで本及び 46nm-122nm の極端真空紫外域である。 研究室の実験装置で観測可能な極端紫外のこの Solar-C EUVST はこれらの観測機器か 波長領域は 1-30nm であり、今後次世代太陽ら得られたデータを用いてコロナ加熱やフ 観測衛星 Solar-C EUVST が観測する領域にレアについての研究に貢献するとされてい 対応できていなかった。そこで新たな分光11

器が立ち上げられた [2]。この分光器により る。元素に衝突した後、電子ビームは電子観測可能な波長が 124nm まで拡大された。 コレクターで回収される。生成された多価
この波長域の実験データは少なく、Solar-C イオンをトラップするために、3 つの DT
EUVST に有用なデータとして実験データの の中で DT2 の電位を DT1,DT3 より低い値収集が必要不可欠である。そのため新規分 に設定することで軸方向に対して井戸型ポ光器を用いた観測を行うことが本研究の目 テンシャルを作り出す。更に径方向には電的といえる。
子ビームの空間電荷ポテンシャルによってイオン化断面積は太陽コロナといったプラ トラップされる。そのようにトラップされズマの価数分布などを理解するために非常 たイオンが逐次電離により多価イオンとなに有用である。先行研究 [3] では、電子ビー る。電気通信大学レーザー新世代研究セン
ムイオントラップ (2.1 参照) を用いて多価イ ターには大型 EBIT の Tokyo-EBIT と小型オン発光線の時間発展計測を行い断面積を EBIT の CoBIT が設置されている。本研究導出している。しかし、その方法に対する評 では観測したい多価イオンの価数が比較的価は十分に行われていない。そのため、本研 低いため、低い価数の多価イオンを生成す
究でも同様に多価イオンの発光線の時間発 るのに適した CoBIT を用いた。
展計測からイオン化断面積を導出し、理論計算から得られたイオン化断面積と比較検討を行う。これにより EBIT を用いたイオン 2.2 実験方法「時間発展計測」
化断面積の導出法を確立することも本研究
本研究では Solar-C EUVST が観測予定のの目的である。
Ne6+ の発光線に注目し、Ne6+ と Ne7+ を観2実験

2.1

電子ビームイオントラップ測対象として、Ne6+ のイオン化断面積の導出を目的とした。観測した発光線を表 2.1 に示す。

電 子 ビ ー ム イ オ ン ト ラップ (Electron表 2.1: 観測対象の発光線
イオン
波長/nm
終状態
始状態
Beam Ion Trap:EBIT) とは、装置内に導入
Ne VII 46.5221 1s2 2s2 1 S0 (i) 1s2 2s2p 1 P1 (ii)
した元素の任意価数の多価イオンを生成すNe VIII 77.0409 1s2 2s 2 S 1 (iii) 1s2 2s 2 P 3 (iv)
22ることができる装置である。EBIT は電子Ne VIII 78.0324 1s2 2s 2 S 1 (iii) 1s2 2p 2 P 1 (v)22銃、電子コレクター、超伝導コイル、3 つのドリフトチューブ (DT) で構成される。
この 3 つの発光線を観測する。表のよう電子銃から放出された電子はアノードとカに各遷移の始状態と終状態には括弧書きでソードの電位差によって加速される。更に、番号をつけた。同じ終状態を持つ Ne7+ の 2
この加速された電子はヘルムホルツ型超伝つの遷移を用いることで同じイオン化断面導コイルの磁場によって圧縮され、装置内積を 2 種類の遷移から導出できる。そのたに導入された元素と衝突する。ここで電子め理論値との比較だけではなく 2 種類の遷の持つエネルギーにより元素の持つ電子が移から求めたイオン化断面積も互いに比較１つずつ剥ぎ取られる逐次電離が起こる。
することができる。これらの発光線の準位
そのため、電子ビームのエネルギーを調整を図 2.1 に示す。
することによって剥ぎ取られる電子の個数を調整し任意価数の多価イオンが生成でき2域の兼ね合いから全てを同時に観測することができない。そのため Ne VII の 46.5nmの発光線は二次光を観測した。そのため観測時の波長は 93nm と観測される。

3

結果と考察

3.1

観測結果

時間発展計測で得られたスペクトルとその二次元画像を図 3.1 に示す。

図 2.1: 観測する発光線のエネルギー準位図
ここで示した CVII , CVIII , CVIII′ は各イオンにおける電子衝突励起速度係数を表している。σ6+ は Ne6+ から Ne7+ へのイオン化断面積を表している。
実験では、CoBIT 内に気体の Ne を導入して観測を行った。CoBIT の電子ビームエネル
ギーは生成したいイオンの生成エネルギーに合わせる必要がある。本研究の時間発展計測ではこの電子ビームのエネルギーを変化させることで発光線強度の時間変化を観測する。電子ビームのエネルギーの設定を
図 2.2 に示す。

図 3.1: 時間発展計測の結果。上は二次元のスペクトル結果、下は時間変化を考慮して6+
ここでは 230eV が Ne を生成するエネ いないスペクトル結果。赤丸は本文を参照
ルギーで、260eV が Ne7+ を生成するエネルギーである。エネルギーを変化させる時間間隔は 4 秒に設定した。これは電子ビームエネルギーを変化させてから CoBIT 内の励起や電離などが平衡状態になるまで待つ必要があり、その時間を 4 秒とした。観測対象とした 3 つの発光線は VUV 分光器の観測帯
図 2.2: 電子ビームエネルギーの変化

3

下部にあるスペクトルから正しく発光線 子過程に関するエネルギー準位や遷移確率、が観測できていることがわかる。加えて、上 励起断面積、イオン化断面積などが計算可部の二次元画像を見ても、時間に依存して 能な原子コードである。この FAC を使って、発光線の強度が変化していることがわかる。 3 つの遷移の励起断面積を計算した結果。
この観測結果から発光線強度の時間変化を Ne6+ における 1 S0 →1 P1 の励起断面積求め以下に示す。
ex
σVII= 1468 × 10−20 cm2Ne7+ における 2 S 1 →2 P 3 の励起断面積
22ex= 785.3 × 10−20 cm2σVIII

Ne7+ における 2 S 1 →2 P 1 の励起断面積
22ex
σVIII= 393.6 × 10−20 cm2と求められた。
また、電子密度 ne と電子速度 ve について
は、一般的な CoBIT 内の電子密度の値と電図 3.2: 各発光線の時間依存性
子ビームエネルギーを運動エネルギーとしこの時間変化のグラフを用いてイオン化 て変換した電子の速度を用いた。用いた実断面積を以下のように導出する。
際の値は

ne = 2.0 × 1010 cm−3イオン化断面積の導出

3.2ve = 9.56 × 108 cm/s

Ne の発光線強度の時間発展から求めるである。
Ne6+ イオン化断面積の式は
よって、77nm の発光線を用いて求めたイオex
1 σVIIdIVIII /dt
σ6+ =(3.1) ン化断面積はex
ne ve σVIII
IVII
σ6+ = (3.09 ± 0.08) × 10−19 cm2となる [4]。
7+/dt
まず、実験結果から dIVIIIを求める。
IVII
78nm の発光線を用いて求められたイオン化
7+dIVIII /dt は図 3.2 の Ne の時間変化のグラ断面積はフを指数関数にフィッティングし、t = 0 での微分係数で求められる。IVII は図 3.2 の Ne6+σ6+ = (2.95 ± 0.07) × 10−19 cm2ex
exの t = 0 での強度である。次に σVII, σVIIIを求める。これらは各遷移の励起断面積で と求められた。
ある。これは実験から直接観測できないた
め、理論計算によって求められた値を用いる。ここで用いる理論計算コードが Flexible
Atomic Code(FAC)[5] である。このコードは M.F.Gu によって開発された非相対論的な Hartree-Fock 法によってプラズマ中の原

4

3.3

理論計算との比較察する。
ここでは 2 つの面から考察する。
1 つ目に考えられるのは実験条件の問題である。特に大きい作用をすると考えられるのは CoBIT 内の価数分布である。二次元画像
図 3.1 の電子ビームエネルギーが 230eV の領域に弱いながらも Ne7+ 発光線が出ている部分に赤線で丸をつけた。Ne7+ が 230eV でもわずかに存在することがわかる。そのため、イオン化断面積の導出で用いた強度の立ち上がりの傾きの値も影響を受ける可能性がある。改善点としては、電子ビームエネルギーを変化させる際にエネルギーの低い状態では Ne7+ が生成されない条件にする必要がある。そのためには電子ビームエネルギーを下げること以外にも元素導入量の調整なども慎重に行う必要がある。CoBIT
内の価数分布をより正確に制御することで、発光線の時間発展を精度良く観測しイオン化断面積の導出精度を高めることが必要だと考えられる。

Ne6+ から Ne7+ へのイオン化断面積をFAC を用いて求めた結果を図 3.3 に示す。

図 3.3: FAC によるイオン化断面積のグラフ
本研究の実験時の電子ビームエネルギー
260eV におけるイオン化断面積の値はσ6+ = 2.96 × 10−19 cm2となった。
ここで 77nm と 78nm の遷移から求めたイオン化断面積とこの理論計算から求めたイオン化断面積を比較すると表 3.1 になる。
78nm の遷移から求めたイオン化断面積は理論計算と極めて近い値であり、その誤差を含めると理論計算と一致したといえる。一方、77nm の遷移から求めたイオン化断面積は理論計算より僅かに大きい値となった。しかし、こちらの遷移を用いた場合も非常に理論値に近い値が求められたといえる。
表に記した不確かさは式 (3.1) を各変数について偏微分をしたものとその変数の値が持つ誤差との積を 2 乗するという計算を式 (3.1)の全ての変数に関して行い、その計算によって得られた数の総和の正の平方根とした。これ以外の不確かさを生じる要素について考

2 つ目の理由は考慮していない遷移があることである。本研究ではイオン化断面積に大きな影響がないとしていたが、Ne6+ の基底状態 (i) から Ne7+ の励起状態 (iv), (v) への直接的な電離も起きているはずである (図3.4 中の点線部分)。これらの遷移が CoBIT内でどの程度起きているのかが確認できていない。この遷移が起こっている場合には、状態 (i) から状態 (iv) や状態 (v) に遷移し、その後脱励起をすることでも発光が起こるが、本研究ではその影響を考慮していない。
この過程の影響の検討が今後の精度や評価に必要な要素である。

表 3.1: イオン化断面積の比較

イオン化断面積 ×10−19 /cm2

77nm の遷移 78nm の遷移 理論計算
3.09 ± 0.08
2.95 ± 0.07
2.965

参考文献
[1] 国立天文台 Solar-C プロジェクトホーム
ページ (https://solar-c.nao.ac.jp )[2] Nobuyuki Nakamura J.Phys.Soc.Jpn A
Wide Vacuum Ultraviolet Range Spectrometer for Use with an Electron
Beam Ion Trap[3] 物部将士 修士論文 電気通信大学 (2019)[4] 佐々木康 修士論文 九州大学 (2020)

図 3.4: エネルギー準位についての考察

4[5] AtomicMolecularData
Serviceswebsite(https://wwwamdis.iaea.org/FAC/)

結論

新規分光器の VUV 分光器を用いてこれまで研究室では測定出来なかった波長域の観測を行うことができた。これにより今後 SolaC EUVST が観測する領域の多価イオンを観測できることが示された。
また、発光線の時間発展計測からイオン化断面積の算出を行うことができた。2 つの遷移からイオン化断面積を導出したが、どちらのイオン化断面積も理論計算から求めたイオン化断面積と近い値になった。この実験方法によるイオン化断面積の導出は有用であると考えられる。しかし、より精度を上げるために CoBIT 内の価数分布の制御や考慮する過程を増やすことなどが必要である。本研究で行ったイオン化断面積の導出は他の元素の他の価数でも行うことができる。特に、太陽コロナに存在しているとされている鉄や炭素などについても同様の実験を行うことが望まれる。

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