SOLAR-B衛星による 太陽ジェット現象の観測
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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。