Transcript 太陽高エネルギー粒子（SEP）

3kpc ~ 6x108 AU
http://www.anzwers.org/free/universe/galaxy.html
6.3 pc ~ 1.2x106 AU
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000411.html
6.3 pc
~1.2x106 AU
渦状銀河
局所星間雲の
“画像データ”
Lynsky et al., 2000
HST
サンプル天体からの
紫外光の吸収を測定
局所星間雲の速度
ベクトルに対応して
ドップラーシフトされた
ところを見る
From http://casa.colorado.edu/~sredfiel/ColoradoLIC.html
5x10-6 pc ~ 100 AU
http://spacephysics.ucr.edu/
2008年 宇宙天気サマースクール
太陽圏
と
粒子加速
アラバマ大学ハンツビル校
宇宙プラズマ超高層大気研究セン
岡ター
光夫
[email protected]
Diffusive Shock Acceleration
衝撃波 統計加速
粒子加速の標準理論、 テスト粒子近似
注入問題
行き来できる程度にま
であらかじめ加速して
おかなければならない
がそのメカニズムは何
か？
非線形問題
加速された粒子のエネ
ルギー密度が無視でき
なくなると背景プラズマ
に影響を及ぼす。
理論の詳細は寺沢先生の
講義ご参照
太陽高エネルギー粒子
Solar Energetic Particles (SEP)
Lee, 2005
CME衝撃波と粒子加速
Coronal Mass Ejection
Reames et al., 1996
ドリフト加速
• ド・ホフマン・テラー系（電場を消す）
• 弾性散乱
• 実験室系に戻ると
• 垂直衝撃波や相対論的な
衝撃波で効果的
• エネルギースペクトルはベキにならない
Chiueh, 1988
SEPと衝撃波角依存性
が一定
• 基本的にはドリフト加速と
DSAで解釈
• 宇宙天気のためにはより
高い精度が必要
Tsurutani & Lin, 1985
SEPと組成
Solar Energetic
Particles (SEP)
Impulsive Events
Long Duration Events
最近はフレア加速の
可能性も浮上
注入問題は回避できるが
単なるショック加速だけで
ないので高い精度の
「宇宙天気予報」を困難に
する可能性
フレア加速については
常田先生の講義ご参照
Cane et al., 2003
モデリングの難しさ（衝撃波の場合）
• マルチスケール
– 粒子スケール（遷移層）
– MHDスケール（乱流）
– グローバルスケール（CME）
• 次元性
–
–
–
–
１次元（衝撃波の基本）
２次元（リップル・MHD乱流）
３次元（垂直拡散）
時間（リフォーメーションなど）
• 粒子数
– 波動との相互作用
– スプリッティングの限界
Giacalone et al., 2005
“モデル化”の例
（Giacalone & Jokipii,
1994;1996）
• テスト粒子近似
• MHD乱流
– 定常、等方、コロモゴロフ
– 位相速度<<粒子速度
– 波動粒子相互作用は
natural
• 境界条件
– Free-escape boundary
– 無限だと計算がたいへん
垂直拡散
“モデル化”の例
（Giacalone & Jokipii,
1994;1996）
磁力線
エネルギースペクトル
粒子の軌道
エネルギー
ドリフト加速
マッハ数 4.8
ショック角９０°
衝撃波統計加速
上流
ショック面
下流
太陽圏のホットトピック = ACR
宇宙線異常成分
Anomalous Cosmic Ray (ACR)
太陽風変調
Cronin, 1997
宇宙線異常成分の通説
Noda, 2000
ピックアップイオン
地球軌道では少量（0.001/cm3）
だが、太陽圏外縁では？
Geotailが観測した星間空間起源
ピックアップイオン（Oka et al., 2002）
Voyager 1 終端衝撃波に接近
• 2002年前半（85AU）、中間エネルギー帯
（数MeV）の粒子フラックスが急増
– Krimigis et al., McDonald et al., Nature vol.426, 2003
• 結局磁場データ
から否定された
（低エネルギーデータはnot available）
Burlaga et al., 2003によると, 2002年において,
１σの不確定性は ±0.015 nT
|B|の平均は
0.041 nT
→有意なジャンプは認められず
Voyager 1 終端衝撃波に到達
2004年12月16日
Science vol.309, 23 Sep.2005
ACR
Voyager 2 終端衝撃波に到達
2007年8月30日
Nature vol.454, 3 July 2008
ACR
増大しつづけるACRフラックス
解釈：
Blunt heliosphere
Transients
Diffusionにともなう加速
Decker et al., 2005
McComas and Schwadron, 2006
熱的プラズマの観測
• V2は低エネルギープラズマ計測器がavailable
• 下流でも亜音速→ピックアップイオンを考慮すべき？
遷移層の構造
モデリングの難しさ（衝撃波の場合）
• マルチスケール
– 粒子スケール（遷移層）
– MHDスケール（乱流）
– グローバルスケール（CME）
• 次元性
–
–
–
–
１次元（衝撃波の基本）
２次元（リップル・MHD乱流）
３次元（垂直拡散）
時間（リフォーメーションなど）
• 粒子数
– 波動との相互作用
– スプリッティングの限界
Giacalone et al., 2005
まとめにかえて
• 日本では太陽圏の研究が少ない
• 大きな理由は独自の観測がないこと
• ACE,WIND,SOHO,STEREO,Ulysses,Voyager,IBEX
• ただし、基本はプラズマの物理
– 衝撃波、磁気リコネクション、乱流の地道な研究
– 関連する将来計画（SCOPE, Bepi-Colombo,etc）
• でもやっぱり夢のあることをしたい？