ブラックボックスとしてモデルをみると、本質を見逃す。

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1 ブラックボックスとしてモデルをみると、本質を見逃す。
極限状態でのスタンダードモデルの限界 ブラックボックスとしてモデルをみると、本質を見逃す。 例：　 電離非平衡プラズマ。　必死でモデルに合わせようとすると、 間違った物理を導入する。　元素組成に間違いがでる Shell-Type Mixed Morphology ＳＮ１００６

2 SNR中でのプラズマ進化の常識 mv2 = 3kT 十分時間が たっていない ( nt <1012cm-3s) NEI Ｐｌａｓｍａ
イオン温度 kTi 衝撃波通過→原子(イオン)、電子の加熱 mv2 = 3kT NEI 　Ｐｌａｓｍａ (電離非平衡プラズマ） kTe > kTz Ｉｏｎｉｚｉｎｇ　Ｐｌａｓｍa （Ｕｎｄｅｒ-Ｉｏｎiｚｅｄ 未電離プラズマ） kTe < kTz Recombining Plasma (Ober-Ionized 過電離プラズマ）　 エネルギー輸送 電子温度 kTe 電離温度 kTz 時間

3 4:1 730eV 820eV 実は OVII SN1006 Kγ, Kδ だった Fe-L Line の謎 Fe-Lで無理に
OVIII Lα 実は　OVII Kγ, Kδ　だった 多くのプラズマコードには 入っていない。 （Lγ, Lδ　は入っている） SN1006 Fe-L Line の謎 　 3s2p (730) 3d2p (820) 強度はほぼ同じ！ Fe-Lで無理に あわせると、 意味ないFeの　abundance。

4 低エネルギー側のスペクトルの謎 OVII: Kβ Kγ, Kδ 酸素輝線のエネルギー 酸素、ネオンの輝線で fit 極めて低電離な状態なら
575eV 672eV 820eV 730eV 920eV OVII: Kβ Kγ, Kδ 酸素輝線のエネルギー 　He状 Kα ～ 570eV 　He状 Kβ ～ 670eV 　H状 Ｌｙα ～ 650eV 酸素、ネオンの輝線で fit 極めて低電離な状態なら このスペクトルを説明可能 kTe = 1.5 [keV] nte = 4x109 [cm-3s] He-Kβ dominant !!

5 過電離プラズマ Ka, La, Kb の比

6 ★ 放射再結合連続線 (RRC) ★ カスケード輝線 Ｗ４９Ｂ (Ａｓｔｒｏ－Ｈ) 電子の自由-束縛遷移に伴う放射
　　電子の自由-束縛遷移に伴う放射 ★　カスケード輝線 　　電子の高準位束縛→下位への落ち込み Ｗ４９Ｂ (Ａｓｔｒｏ－Ｈ) カスケード線 電子温度

7 W49B Over-Ionized Plasma 1-APEC kT=1.64 keV) Fe=4.2, Ni=8.3
1-APEC+RRC+ Recombination-line kTz=2.5, kTe=1.5keV Fe=5.0, Ni = 3.5 2.5/1.5 = 1.7

8 kTe=1.5 keV の時の重心エネルギー　と　励起Flux
kTz=　1.5 と keV keV APEC ではNi はLi-Like までしかない。主要元素でないからか？ ＊重心エネルギーは　カスケードラインがはいると大きく下がる。

9 kTz=2.5 keV 相当のＩｏｎ－Ｆｒａｃｔｉｏｎ 　赤　1.5 keV 相当

10 W28 kT = 1.0 keV Mg = 1.1, Si = 0.86, S = 0.36 x2/dof =4.0
kTe = 0.37 keV, kTz = 0.75 keV Mg = 0.57, Si = 0.63, S = 0.76 x2/dof =1.8 0.75/0.37= 2.0 Si-LaとRRCの矛盾

11 G359.1-0.5 kT=0.75 S=2.5 x2/dof=3.3 kTe=0.3, kTz=0.7 S=13 x2/dof=1.2
1温度CIE G kT=0.75 S=2.5 x2/dof=3.3 kTe=0.3, kTz=0.7 S=13 x2/dof=1.2 0.7/0.3= 2.3

12 結論 現存の非電離平衡Plasma Code は、「CIEの摂動的 近似」であり、極端な非電離平衡には対応していない。 この問題を解決するためには、 Plasma Code の生のスペクトルにもどり基礎的な思考方法にもどらなければならない。 Plasma Code は、入力すれば　論文用の結果をだす、便利なBlack box ではない。 今後のSNR解析で過電離プラズマは（NEIのように）標準的なModelになる  Astro-H でびっくりするだろう。 例　Exactly： IC443, W49B, W44, W28, G 　　 Probably: G , …….

13 カスケードラインの重要性 1S1　に集まる 　　　　　　ー＞禁制線へ Li, Be, B …..

14 電子温度＜電離温度 にする２つのモデル 濃い星周空間でＣＩＥ プラズマ（Ti=Tz =Te)を作 り、その後薄い星間空間で 断熱冷却する。
電子温度＜電離温度　にする２つのモデル イオン温度 (Ti) 電子温度 (Te) 電離温度 (Tz) 時間 濃い星周空間でＣＩＥ プラズマ（Ti=Tz =Te)を作 り、その後薄い星間空間で 断熱冷却する。 　　　 （ Ti=Te ) ２．ＳＮ時の強烈は光子場 （たとえばγバーストとＸ線 フラッシュ）で高電離イオン （大きなＴｉ）を作り、その後 は通常のSNR進化 　　　( Ti > Te ) これらを区別するには、 Ａｓｔｒｏ－Ｈで　 Ti （ライン幅）を測定

15 断熱膨張 kTを与えて 電子温度は ~1.5 keV に 電離温度 は元素に よらず、 ~2.5 keV に冷える kT =4 keV nt = 6 ×1011 　 　　　　　s.cm-3