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太陽風重イオンの磁気圏への流入
全天軟X線放射
研究会
2014年5月27日
海老原祐輔
京都大学生存圏研究所
1
太陽風のイオン組成
2
太
陽
風
1
2
4
8
3
7
6
5
Bochsler 1987
磁気圏構造
3
太陽風
シース
カスプ
プラズマシート
ローブ
内部磁気圏
内部磁気圏
CMEと酸素イオン
4
Coronal Mass Ejection (CME)
Before CME
Inside CME
After CME
Henke+1998
太陽風中と磁気圏中の価数比
O 7   O8 
O6
太陽風
磁気圏(昼側)
Christon+1998
時間差:
Cloud中では8 時間
corotation streamでは6時間
サブストーム時には3時間
北向き惑星間空間磁場の時、太陽風
と磁気圏尾部の密度の間には同様の
時間差があることが知られている
(Terasawa+1997)
カスプ高エネルギー粒子イベント(CEP)
6
Cusp Energetic Particle events (1 keV ~ 数MeV)
カスプ
O+,++
O≧3+
He+
He++
B
内部磁気圏
Fritz and Chen, 1999; Fritz+2000
Shabansky軌道
7
太陽
太陽
磁気赤道面
Fritz+2012
カスプー内部磁気圏間の粒子交換
8
カスプ
内部磁気圏
Delcourt and Sauvaud 1999
内部磁気圏・プラズマシートの酸素イオン
9
O+
プラズマシート
Kp指数
地磁気擾乱を表す指数
O6+
Kremser+1987
酸素イオンの3点同時観測
10
Geotail
プラズマシート
太
陽
風
ACE
内部磁気圏
Polar
内部磁気圏における酸素イオン
磁気嵐前
磁気嵐中
O≧3+
O≧3+
O+,++
O+,++
Ebihara+2009
内部磁気圏
酸素イオン(太陽風、近尾部、内部磁気圏)
Dst
ACE衛星
(SWICS,
SWIMS)
太陽風O
近尾部O6+
Geotail衛星
(EPIC)
近尾部O+
9-23 Re
内部磁気圏O≧3+
内部磁気圏O+,++
Polar衛星
(MICS)
Ebihara+2009
O6+の軌道
13
5 keV
680 keV
Ebihara+2009
O6+の軌道(弱い対流電場)
14
5 keV
680 keV
対流電場が弱いとき
(1998年8月28日03 UT相当)
■対流電場が強い
とき、イオンは高緯
度磁気圏境界から
内部磁気圏へ流入
できる。
→Polar衛星観測を
説明
■対流電場の強弱
にかかわらず、イオ
ンは近尾部に到達
できる。
→Geotail衛星観測
を説明
位相空間写像法で再構成したO6+フラックス
15
Polar
~3.9 Re
Geotail
~9.2 Re
Geotail
~10.6 Re
Geotail
~14.3 Re
Ebihara+2009
O6+の磁気圏への侵入点
16
Polar衛星の位置に
到達できる流入点
Geotail衛星の位置に
到達できる流入点
Ebihara+2009
まとめ
 内部磁気圏:少なくともL=3付近まで多価酸素イオンが侵
入しているようである。(磁気嵐時に大きく増加)
 高緯度磁気圏境界から内部磁気圏へ輸送?
 対流電場がスイッチの役割?
 プラズマシート(>10 keV):地磁気擾乱に殆ど依存しない。
 低緯度磁気圏境界から常に侵入?
 カスプ:太陽風起源のイオンが多く含まれる。
 内部磁気圏への直接的侵入口?
 酸素イオンのイメージングが可能となれば、太陽風から内
部磁気圏への流入過程の理解にとって有用。