太陽風の物理鈴木 建(名古屋大学 素粒子宇宙物理 Ta研)

太陽風SOHO/EIT_

太陽から吹き出す高温で電離した粒子(プラズマ)。
陽子(Hイオン)、電子、Heイオン、その他重元素イオン
流出量 : 毎秒100万トン(1年で太陽質量の2x10の-14乗倍)
地球近傍で
速度 300-900 km/s
温度 10-100万度

太陽風の観測HINODEの観測
Sakao et al.2007

SOHOの観測太陽風の速度
McComas et al. 2008_

左から 1992-98(極小); 1998-2004(極大); 2004-2008(極小)高速風(~700-800km/s)と低速風(~300-400km/s)の2種類
太陽活動と共に変動

太陽の外観NASA websiteより

HINODE XRT

中心核 約1500万度 4H=>He の核融合でエネルギー生成
中心付近に放射層 外側に表面対流層
太陽表面(光球) 約6000千度
外層に高温コロナ(100万度以上)と太陽風
コロナホールからは(多くの場合)高速の太陽風が吹き出す密度、温度構造(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromosphere
coronaSolar Wind

107
106

10-710-16

6000

10-230

1 1.003215 Rsun(1AU)

低温の光球の上に高温コロナ、太陽風熱源(中心)から離れるのに、温度は上昇 : おかしな状態 ‘コロナ加熱問題’

磁場の重要性
表面対流層における磁場の増幅
運動エネルギー => 磁場エネルギー
結果として、太陽表面は磁場だらけ
だが、磁場のエネルギー(平均値) :運動エネルギーの1/100~1/10000程度
但し黒点ではある程度強い磁場

上空(コロナ)では磁場の役割が重要に

ベテルギウス内部での磁場増幅(ダイナモ) Dorch 2004

ガス圧と磁気圧(スケールは厳密ではない)ppgas chromosphere
Solar Wind
coronapmag

0

1 1.003

光球の少し上で、磁場とガスが逆転

215 Rsun(1AU)磁場と密度の勾配Star

静水圧平衡を仮定:
dp/dr + ρGM/r2=0
p+dpr
ρGM/r2pρ=ρ0exp[-(r-r0)/H*(r0/r)]~ρ0exp[-(r-r0)/H](一般的にH=Cs2/(GM/r02)<<r0)

B~(r/r0)-3 (dipole)

密度は~exponentialで落ちる.
磁場は巾で減少.
=> 外側では磁場が卓越せざるを得ない.

ガス圧と磁気圧(スケールは厳密ではない)

ppgas chromosphere
Solar Windcorona
pmag

0

1 1.003

光球の少し上で、磁場とガスが逆転

215 Rsun(1AU)磁場E >> ガスE になると磁場のエネルギーがほんの少し散逸する=> ガスにとってみると莫大な加熱
結局ガスが加熱されたり (内部エネルギーへ転化): コロナ加熱
加速されたり (運動エネルギーへ転化): 太陽風加速する。

ガス圧と磁気圧(スケールは厳密ではない)

ppgas chromosphere
Solar Windcoronapmag

0

1 1.003215 Rsun(1AU)

コロナ加熱や太陽風加速=>上空での磁気圧とガス圧の比があまり大きくならない

磁場E >> ガスE になると磁場のエネルギーがほんの少し散逸する=> ガスにとってみると莫大な加熱
結局ガスが加熱されたり (内部エネルギー上昇): コロナ加熱
加速されたり (運動エネルギー上昇): 太陽風加速する。
どのようにして磁場が散逸し、加熱、加速過程が起きているのかが謎コロナ加熱、恒星風加速機構
しばしば、以下のような2つに分けられる。
磁気流体波動AC(交流)加熱

磁力線のつなぎ変え(フレア)DC(直流)加熱

加熱、加速機構1 : 波動

Turbulent
Motions
Wave Propagation
along B-Fields

乱流運動が、色々なモードの波を励起
アルフベン波(磁力線を伝わる横波)が重要視されている。
波の減衰により、周囲のプラズマを加熱

乱流 => 波のエネルギー => 熱、運動エネルギー

加熱、加速機構2 : 磁力線のつなぎ変え(フレア)Yohkoh satellite

B-Fields

Reconnect

Photosphere

Turbulent
Motions

乱流 => 磁気エネルギー => 熱、運動エネルギー太陽風加速機構の解明のために観測研究
太陽風根元の観測
地球軌道付近での観測
その場観測
リモート観測(惑星間シンチレーション)

理論研究
モデル化
数値シミュレーション

HINODE衛星

2006年9月23日打ち上げ
可視光望遠鏡 : 磁場(光球)の測定
X線望遠鏡 : 高温プラズマの観測
極紫外撮像分光装置 : 太陽大気診断(速度、温度、密度...)HINODEによる観測: 太陽風根元の上昇流
Harra et al.2008_~>100km/s の上昇流

Ulyssesによる ‘その場’観測

直接プラズマの物理量を計測する。
太陽風の速度などが分かる。

Ulyssesによる観測
McComas et al. 2008_

左から 1992-98(極小); 1998-2004(極大); 2004-2008(極小)惑星間シンチレーション(IPS)観測 by STE-lab惑星間シンチレーション(IPS)観測 by STE-lab

IPSによる太陽風速度の周期活動
1991年から2000年

右: 太陽風速度(青が速い)

左: YohkohによるX線画像

太陽風速度と表面磁場状態の関係
Kojima, Fujiki, Ohmi, Tokumaru, Yokobe 1999
(磁場はKitPeakの地上観測より)大きく広がる磁束菅から遅い太陽風

IPS観測による太陽風速度と表面磁場状態の関係

f=>Dilution/
Adab.Loss
B<=>Input Energy

Kojima et al.2005 (フィッティング線はSuzuki 2006より)_B/fが大きい磁束菅からは速い太陽風が吹き出している。

太陽風加速の理論的研究
Parker(1958)の太陽風解太陽コロナのガス圧 : 周囲の星間物質よりの大きい=> コロナガスは流れ出す。
定常状態を仮定 (∂/∂t = 0)

• 質量保存の式 : 4πr2 ρv = const.
1 dpGM• 運動方程式 : v dv=−−drρ drr• 等温を仮定 : p = ρc2s
最終的に次の常微分方程式を得る : v1 dv
dr =

h2c2s
GM−rr2i/[v 2 − c2s ]Parker解

現実の太陽風は遷音速解になっている。
観測されている太陽風をおおざっぱに説明。

Parker解の温度依存性
Parker 1958
_コロナが高温な程速い太陽風=> 高速風/低速風の観測とは矛盾 => ガス圧以外の加速項

太陽風のモデルの改良
加速項(運動量の付加)にガス圧以外を考慮
遠心力
太陽ではあまり重要にならない <= 太陽の自転速度は遅い
Waber & Davis 1967

音波
あまり重要でない <= 音波は表面付近で減衰
Jacques 1977

Alfven波
盛んに調べられている <= 減衰が遅く遠くまで加速可能
Alazraki & Couturier1971; Belcher 1971...

Turbulent
Motions
Wave Propagation
along B-Fields

Alfven波による加圧波の圧力項が付加される。
GM
1 dpA
1 dp
運動方程式 : v dv−=−−drρ drρ drr2B⊥
ここで pA = 8π波の振幅が大きい程太陽風速度が大きくなる。

Alazraki & Couturier 1971

現在までの研究の進展
Alfven波 : 主要な過程としてよく調べられている。
太陽表面での波の励起(波の強度) ? 観測も簡単ではない。
表面対流層が直接?
表面付近でのフレアなどが波をたてる?

実際の波の減衰過程 ?
他の過程はどの程度寄与するのか ?
上記の過程 : 非線形現象
最近では数値実験(シミュレーション)が盛んに行なわれる。

数値実験
磁場存在下の流体(プラズマ)として扱う=> 磁気流体力学がしばしば用いられる∂ρv) = 0∂t + ∇ · (ρ~~~(B·∇)
Bd~v
1B2=0dt + ρ ∇(p + 8π ) −4πρ~∂B~=∇×(~v×B)∂tv
ρ dedt = −p∇ · ~~ 磁場; ρ:密度; p:圧力; e:内部エネルギー (質量当り)~v :速度; B:餅(流体)の中のゴム紐(磁力線)に例えられる。

数値実験
Cranmer & van Ballegooijen 2005_

1本の磁力線上を細かく解像して解く。
我々の方法

大局構造を解く。
次の草野先生の講義(?)=>

まとめ
太陽風: 太陽から吹き出す高温プラズマ。
太陽風駆動機構の大枠の理解
おおもとのエネルギー : 中心核での核融合
大部分は輻射へ
一部(表面対流層を通じて)磁場 => 外層の高温コロナ、太陽風
具体的なエネルギー輸送過程: 未解明部分が多い
Alfven波は重要そう
現在
高解像度観測大規模数値実験により、太陽風駆動の定量的理解を目指している。

Ta研の紹介
理学部物理(大学院理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻)にある
犬塚修一郎 教授
星形成、惑星形成

鈴木 建 准教授
太陽風、恒星風、降着円盤風、乱流

岩崎 一成 学振研究員
星形成

奥住 聡 学振研究員
惑星形成松本琢磨学振研究員
太陽風、太陽表面活動(理論だけでなく観測も)修士課程院生3名