Transcript SOLAR-B衛星による 太陽ジェット現象の観測

SOLAR-B衛星による
太陽ジェット現象の観測
下条 圭美
国立天文台・野辺山太陽電波観測所
2005年春季天文学会年会B20a 2005/03/28 @ 明星大学
さまざまな波長のジェット
 WL
 Coronal WL Jet
 Ｈα（～１万度）
 Spray
 Surge
 Spicule
 X-ray（＞２００万度）
 X-ray Jet
 EUV（数十～１００万度）
 EUV Jet
 Macrospicule
 Explosive Event
> 3 ×Rsun
> 数万km
2×104 ～2×105 km
6×103 ～1×104 km
5×104 ～4×105 km
5×104 ～4×105 km
4×103 ～2×104 km
(～1500 km)
磁気リコネクションにジェットの生成
磁気張力によるジェット
Reconnection
Point
(Yokoyama and Shibata, 1995)
 コロナ磁場と浮上磁場？に
よる磁気リコネクション
1. 磁気圧・磁気張力による磁
気エネルギーから運動エネ
ルギーへの変換。
2. リコネクションによって発生
した熱エネルギーから運動
エネルギーへの変換（彩層
蒸発）
＜どちらが優位に働くのか？＞
どのような状況でジェットが発生するのか？：１
Ｘ線ジェットの発生領域の磁場
(Shimojo, et al., 1998)
 ＋・－の磁極が混在しているリ領域でジェットが発生しやすい。
特に黒点近辺のsatellite polarityが良い。
磁気リコネクションにジェットの生成
磁気張力によるジェット
Reconnection
Point
(Yokoyama and Shibata, 1995)
 コロナ磁場と浮上磁場？に
よる磁気リコネクション
1. 磁気圧・磁気張力による磁
気エネルギーから運動エネ
ルギーへの変換。
2. リコネクションによって発生
した熱エネルギーから運動
エネルギーへの変換（彩層
蒸発）
＜どちらが優位に働くのか？＞
磁気リコネクションによる運動エネルギーへの変換：１
リコネクションポイントの位置による違い？
 リコネクションポイントが・・・
 コロナ中の場合
熱エネルギー⇒彩層蒸発⇒コロナ温度のジェット
磁気圧・張力⇒Ｈαサージ（ループ中に低温プラズマがあれば）
 遷移層の場合
熱エネルギー⇒彩層蒸発？⇒遷移層温度のジェット
磁気圧・張力⇒遷移層温度のジェット＋Ｈαサージ？
 彩層の場合
磁気圧・張力⇒Ｈαサージ・スピキュール
熱エネルギー⇒周りの温度を上げるだけ。
（Based on Shibata, 1998, “Solar Jet and Coronal Plume”, p137)
磁気リコネクションによる運動エネルギーへの変換：２
彩層蒸発によるＸ線ジェットの生成
観測から求めたジェットの温度（Ｋ）
 ようこう/ＳＸＴの観測
彩層蒸発で予想されるジェットの温度（Ｋ）
観測から求めたジェットの質量（g）
彩層蒸発で予想されるジェットの質量（g）
 ジェットの温度：
４～８ ＭＫ
 ジェットの質量：
1012～1014 g
 彩層蒸発から予想され
る温度・質量と観測が一
致する。
(Shimojo & Shibata, 2000, ApJ, 542, 1100)
磁気リコネクションによる運動エネルギーへの変換：3
ジェットの生成はもっと複雑・・・：１
 コロナ温度の
ジェットの内部構造
TRACE衛星の観測により・・・
 ヘリカル構造
 プラズモイド的構造
磁気リコネクションによる運動エネルギーへの変換：４
ジェットの生成はもっと複雑・・・：２
２００３/０３/１５
TRACE：１７１Å
 SOHO/CDSの観測
による多波長観測。
２００万度
１５万度
１５万度
６３万度＋
４０万度
５０万度＋
４０万度
３０万度
３万度
１０万度
５万度
１００万度
１００万度
２５万度
（2004年秋季天文学会M09b 下条・桑原・成影・横山・花岡）
SOLAR-Bでのジェット観測
 EIS/XRTの同時観測
 DEMが取れるような、多波長・多フィルター観測。
 時間分解能は、１波長・フィルター/２０～３０秒
 領域は、崩壊する先行黒点の西側
 活動領域のセンターからは外す。
 ジェットと磁場の関係
 まだSOLAR-B前にできる仕事がある。
 SOTでは、FGによる磁場マップムービーに期待。