太陽風鈴木 建(名大 理 物理)太陽風Cranmer & van Ballegooijen 2005
_表面でのエネルギー注入(Poynting flux)
上空でのPoynting flux減衰=>ガスの加熱/加速(1-5Rsun)
太陽風の流れ出し => 惑星間空間

HINODEの観測
物質の流れ出し (結果)活動領域近傍の開いた領域
EIS (Imada et al.2007; Hara et al.2008; Harra et al.2008)
XRT (Sakao et al.2007)

極域のJets
EIS (Kamio et al.2007)
XRT (Cirtain et al.2007)

太陽表面/コロナのAlfven(ic) waves (原因)
SOT (B,vの位相関係) (Fujimura & Tsuneta 2009)
EIS (Nonthermal Broadening) (Banerjee et al.2009)

磁場形状 (環境)
極域 (Tsuneta et al.2008)
活動領域近傍 (Harra et al.2008)但し、結果と原因を同じ場所、時間で見ていないようです。

活動領域近傍の開いた領域
Sakao et al.2007_Harra et al.2008のEISの観測
1.1Rsun程度で100km/sを超えている活動領域近傍のPlage
Imada et al.2007 (EIS)_太陽近傍(<<2Rsun)で100km/sを超える。

いわゆる太陽風加速の計算
65Rs=0.3AU

Heating
Acceleration
Yohkoh/SXT

1次元で遠く(数10AU)まで :基本的に(表面からの)Alfven波加熱

1次元計算による加速プロファイル
Suzuki & Inutsuka 2005_<<2Rsunで速度が>100km/sは説明困難

極域のJets
Cirtain et al.2007_Outflows~800km/s(~Alfven speed; 初期段階)の成分~200km/s(~Soudn Speed; これまでも見えていたもの)の成分

波動の流出も極域のJets
Kamio et al.2007_30km/s程度のBlue shift=> LOS効果を考慮すると~300km/s
1D的の太陽風加速計算では説明困難

2Dシミュレーション
Nishizuka et al.2008_質量放出率
活動領域近傍の開いた領域 : 全体の1/4を担い得る
Sakao et al.2007

極域のJets : 全体の1/10を担い得る
Cirtain et al.2007

他の部分は? Coronal Holesの暗い部分など

HINODEの観測
物質の流れ出し (結果)活動領域近傍の開いた領域
EIS (Imada et al.2007; Hara et al.2008; Harra et al.2008)
XRT (Sakao et al.2007)

極域のJets
EIS (Kamio et al.2007)
XRT (Cirtain et al.2007)

太陽表面/コロナのAlfven(ic) waves (原因)
SOT (B,vの位相関係) (Fujimura & Tsuneta 2009)
EIS (Nonthermal Broadening) (Banerjee et al.2009)

磁場形状 (環境)
極域 (Tsuneta et al.2008)
活動領域近傍 (Harra et al.2008)

但し、結果と原因を同じ場所、時間で見ていないようです。

表面でのAlfven wave flux
Fujimura & Tsuneta 2009 (藤村さんのファイルより)_

表面でのAlfven wave flux
Fujimura & Tsuneta 2009 (藤村さんのファイルより)_dBとdvの位相差が(+/-)90度=>上空へ向かう成分と反射成分のAlfven波が同程度存在

Alfven波の減衰(Wave Action Normalized at 1.02Rs for Superradial Expansion of Flux Tube)
Suzuki & Inutsuka 2005, ApJ, 632, L49_

85% はコロナに到達する前に反射され表面に戻る
Fujimura & Tsuneta (2009)と(定性的に)無矛盾

コロナでのAlfven波? (Nonthermal broadening)
Banerjee et al.2009_下部コロナでは無減衰Alfven波と矛盾しない<= シミュレーションとも無矛盾

Alfvenic Wave-driven Spicules
Matsumoto & Shibata 2010
_SOTにより決めた光球擾乱 => 上空のSpiculesをよく説明

Flux TubeTsuneta et al.2008, ApJ, 688, 1374

Suzuki 2006, ApJL, 640, L75

SolarWind
fmax
Gravity
Gas
Pressure
Alfven Waves(Poynting E)

kG patches
開いた磁束管は100-1000倍super-radialに開く

太陽風シミュレーションで使用している磁束管形状と似る

観測<=>太陽風のモデル計算/シミュレーション
物質の流れ出し(結果)
活動領域近傍の開いた領域
表面近くでの加速(>~100km/s at <<2Rsun)
1次元計算では説明困難

極域のJets
そもそも1次元計算では比較困難
2D/3D計算 Miyagoshi & Yokoyama 2004; Nishizuka et al.2009 ...

光球/コロナでのAlfven波 (原因)
観測 <=> モデル/シミュレーション が矛盾していない(極域の)磁場強度と形状(環境)モデル/シミュレーションで考えていた状況と同じAlfven波(原因)と流れ出し(結果)を同じ場所で見たい今後の方針活動領域近傍の開いた領域駆動機構? => 理論
表面でのB,v,Iの時間進化/位相関係(波かリコネクションか)=> 観測 (HINODE)
極域のJets
根元のシミュレーションは行われいるが、上空の太陽風は? =>理論
光球/コロナでのAlfven波
あまり派手で無い領域が太陽風の質量流束の大半の担う?
特に暗い領域(極域等)の上空での流れの速度や密度はどうなっているのか?
=> 観測 : (色々な場所を観るなら)A ~ (詳細に観るなら)B
彩層から遷移層でのAlfven波の伝搬、減衰、反射 ?
=> 観測 : B (彩層でのB,vの位相関係)

太陽物理の観点からA
いろいろな領域からの物質の流れ出し、速度プロファイル
太陽風の大局構造
B
彩層から遷移層でのAlfven波の伝搬、反射、減衰 (B,v,Iの位相関係)
下部コロナでの詳細な密度、速度プロファイル
狭義の太陽風の加速過程 => B案
但し、太陽風加速の理論も袋小路に入っている印象

宇宙物理の観点から
太陽 => 他の天体への応用
質量放出率や速度
大局的な緯度依存

全体的なX線の輝度
大局構造

前ページの詳細な波の減衰機構や密度/速度構造が少し変更しても、結果は変わらない。
=> A案
太陽風研究という観点からは
A案: (努力すれば)太陽物理学と天文学/宇宙物理学の融合
B案: 太陽物理学と天文学/宇宙物理学の(更なる)乖離
天文/宇宙物理コミュニティには太陽風以外で訴える必要