太陽風の理論と観測鈴木 建
名古屋大学 大学院理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻 Ta 研2013 年 8 月 6 日

自己紹介• 名前: 鈴木 建 (すずき たける)
• 所属: 大学院理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻 (理学部物理学科) 理論宇宙物理研究室 (Ta 研) 准教授
本日の Ta 研からの参加者• 松本 琢磨 (日本学術振興会特別研究員)
Ta 研教授: 犬塚修一郎 (星/惑星形成, 星間媒質の物理)• 研究内容: 太陽物理学に軸足を置いた天体物理学• 太陽や恒星からの星風駆動機構• 高密度星周囲の輸送現象• 原始惑星系円盤での乱流と惑星形成

中心 ⇒ 外層への密度, 温度構造
(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar Wind

107
106

10-710-166000

10-230

1 1.003215 Rsun(1AU)• 低温の光球の上に高温コロナ，太陽風• 光球からコロナ下部まで，密度は 8 ケタ以上減少．(大気は薄皮だが，密度変化は急激)

太陽のエネルギー生成 (何故光っているか?)• 中心核で水素燃焼: 4 p →4 He + 2e+ + 2νe + γ• 反応経路は複数あり，より複雑• 質量欠損の大部分が光として放出 ⇒ 恒星が輝く(ハンス ベーテ 1967 年のノーベル物理学賞)• 大枠 (明るさ, 寿命, 大きさ) の理解は進む• しかし未知の現象も:対流, 質量放出, 表面活動

エネルギーの流し方
中心核で発生したエネルギー (光) ⇒ 外側へ• 輻射 –光子がランダムウォークしながら外側へ–• 対流 –輻射で流し切れない時，ガスそのものが動く–

味噌汁をガスコンロで温める場合

対流の発生g

泡が断熱的に少し浮き上がる場
合を考える．
at z+δz• 圧力平衡: δ pad = δ pbp+δpadp+δpb
ρ+δρadρ+δρb• もし δρad < δρb , δTad > δTb
T+δTadT+δTb( p ∝ ρT に注意) であれば，泡は浮力でさらに浮き上がる．
at zdTdT
周囲の温度勾配が dzb < dzad であp,ρ,Tp,ρ,T れば，もとの位置に泡は戻らずに浮き上がり続ける: 対流不安定(一般に δT < 0 なので，)温度勾配が断熱勾配より急なら対流発生．

恒星内部構造質量 (& 重元素量) により対流層の場所が違う．

Wikipedia GNU Licence• 大質量星: 中心付近に対流核CNO cycle による核融合反応 ⇒ より大きなエネルギー⇒ 輻射だけで中心付近のエネルギーを流し切れず• 低質量星: 表面付近に対流層表面付近の密度が高い ⇒ 輻射が通り抜けにくい

太陽は表面対流層を持つ.

中心 ⇒ 外層への密度, 温度構造
(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar 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• 光球からコロナ下部まで，密度は 8 ケタ以上減少．(大気は薄皮だが，密度変化は急激)対流層の上面 ≈ 光球下部
乗鞍の白色光による観測

味噌汁 (中)kakudai hinode03.mpg
HINODE/SOT
SOT061120granule

粒状斑 (右; 国立天文台/JAXA 提供)

中心 ⇒ 外層への密度, 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• 光球からコロナ下部まで，密度は 8 ケタ以上減少．(大気は薄皮だが，密度変化は急激)

太陽外層 –彩層からコロナへ–
乗鞍の白色光による観測;

HINODE/XRT 望遠鏡• 6000 度弱の光球 (可視光で見える表面);

半径は約 70 万 km kakudai hinode03.mpg• その上空に数千度 ∼1 万度の彩層;
上空数千 km まで• さらに上空に 100 万度以上のコロナ ⇒ 太陽風
XRT full y.mpg

中心 ⇒ 外層への密度, 温度構造
(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar 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• 光球からコロナ下部まで，密度は 8 ケタ以上減少．(大気は薄皮だが，密度変化は急激)

太陽風
SOHO/EITStarB~(r/r0)-3 (dipole)

太陽から吹き出す高温の電離した粒子 (プラズマ)．
• 陽子 (H イオン)，電子，He イオン，その他重イオン...
• 流失量:毎秒 100 万トン (1 年で太陽質量の 2 × 10−14 倍)
xmas c2 big.mpg

地球近傍で• 速度: 300 – 900 km/s
• 温度: 10 – 100 万度

HINODE による太陽風根元の上昇流の観測
Sakao et al.2007 (XRT)Harra et al.2008 (主に EIS)

Sakao et al.2007

同じ場所の観測
ドップラー観測により，& 100 km/s の上昇流

太陽風根元での上昇流
Imada et al.2007

前ページと違う場所だが似た性質の領域での観測

より細かい構造 –Spicules–

SOT070408spicule

SOT061218ejectionnewfast

太陽風のガイド –磁束管–
Tsuneta et al.2008; Shimojo et al.2009;
Itoh et al.2010; Shiota et al.2012

磁束管:根元で kG 磁場 ⇒ 上空で急激に開く磁束管
SOT061120active

中心 ⇒ 外層への密度, 温度構造
(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar 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• 光球からコロナ下部まで，密度は 8 ケタ以上減少．(大気は薄皮だが，密度変化は急激)

惑星間シンチレーション観測
Inter-planetary Scintillation Measurement:

名大 STE 研の電波観測機器

惑星間シンチレーション観測 –続–

光源 (電波星) の手前の太陽風中の擾乱を観測

惑星間シンチレーション観測 –続–

色々な電波星を使用し，3 次元太陽風構造を構築．
(詳細は太陽風研究室の方にお聞き下さい)

IPS 観測による太陽の周期活動
1991 年 – 2000 年

左: 太陽風速度 (青が速い)

右: Yohkoh による X 線画像• 活動極小期 (1995-1996): 高速風領域が広く• 活動極大期: 低速風領域が卓越

Ulysses による ‘その場’ 観測• 太陽風プラズマの物理量 (速度，密度，温度)を直接測定• その場観測: 他にも ACE(地球近傍から) など

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)• 高速風 (∼700-800km/s) と低速風 (∼300-400km/s)• 太陽活動と共に変動

中心 ⇒ 外層への密度, 温度構造
(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar 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• 光球からコロナ下部まで，密度は 8 ケタ以上減少．(大気は薄皮だが，密度変化は急激)

太陽風の終着点
NASA/Walt Feimer

McComas et al.2012 (IBEX)

終端衝撃波 (∼ 100AU) – ヘリオポーズ– バウショック (?)

コロナ加熱，太陽風加速問題(スケールは厳密ではない)ρ(g/cm3)
102

T(K)chromospherecorona

Solar Wind

107
106

10-7
10-16

6000

10-230

1 1.003215 Rsun(1AU)• 低温の光球の上に高温のコロナ: 熱源は中心なのに，離れると熱くなるのは変!
• さらに物質 (プラズマ) が吹き出し続けているのは何故?

太陽表面から惑星間空間へ
Injection

Imbalanced

Balanced

Flux
LoopConvection

Solar WindAcceleration• 表面対流層起源の擾乱 ⇒ 外向き波動 ⇒ (伝搬/反射/減衰/逆向き波束の相互作用) ⇒ 磁気流体乱流• 外向き波動の減衰 ⇔ 太陽風駆動(表面対流層のエネルギー ⇒ 磁気流体波動 ⇒ 太陽風)

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, 太陽風) 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• 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 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 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

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 1.003215 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．
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，太陽風加速機構

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 (磁場) 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

B-Fields

Reconnect

Photosphere

TurbulentMotions

乱流 ⇒ 磁気エネルギー ⇒ 熱, 運動エネルギー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も大きい⇒ 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 ρ3 =const.
d p GM• 運動方程式 : 3 d3 = − ρ1− 2drdrr• 等温を仮定 : p = ρc2s

最終的に次の常微分方程式を得る:][ 2c2GMs
1 d3223 dr = r − 2 /[3 − c s ]rfmax
Gravity
Gas
Pressure
Alfven Waves(Poynting E)

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
• Alfvén 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 & Couturier 1971; Belcher 1971...

Turbulent
Motions
Wave Propagation
along B-Fields

Alfvén 波

Turbulent
Motions
Wave Propagation
along B-Fields

磁力線の伝わる横波; 磁力線の張力が復元力
ギターの弦を伝わる波と似ている．
Energy flux (Poynting Flux) を持ち伝搬する．

Alfvén 波の観測
Helios-2 による活動極小期の観測 (Bruno & Carbone 2005 のレビューより)

B と 3 の観測 ⇒ Alfvén 波の存在

(参考)Alfvén 波と Elsässer 変数

Alfvén 波: 磁力線 (張力がある) を伝わる横波• 磁力線の形だけでは，伝搬方向は分からない．
⇒ 速度擾乱の情報が必要.

(参考)Alfvén 波と Elsässer 変数

Alfvén 波: 磁力線 (張力がある) を伝わる横波• 磁力線の形だけでは，伝搬方向は分からない．
⇒ 速度擾乱の情報が必要
δB と δ3 が逆位相 ⇒ B0 (図では右) 方向に伝わる．

(参考)Alfvén 波と Elsässer 変数

Alfvén 波: 磁力線 (張力がある) を伝わる横波• 磁力線の形だけでは，伝搬方向は分からない．
⇒ 速度擾乱の情報が必要
δB と δ3 が同位相 ⇒ −B0 (図では左) 方向に伝わる．

(参考)Alfvén 波と Elsässer 変数

Alfvén 波: 磁力線 (張力がある) を伝わる横波• 磁力線の形だけでは，伝搬方向は分からない．
⇒ 速度擾乱の情報が必要√z± ≡ δ3 ∓ δB/ 4πρ: Elsässer 変数

Alfvén 波の観測
Helios-2 による活動極小期の観測 (Bruno & Carbone 2005 のレビューより)

B と 3 の位相相関 ⇒ 外向き Alfvén 波

Alfvén 波の光球での観測
HINODE/SOT による太陽光球観測 (Fujimura & Tsuneta 2009)

Elsässer 変数の観測により，ほとんどの Alfvén 波が反射して表面に戻って来ていることが分かる．

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.
∂ρ+ ∇ · (ρ⃗3) = 0
∂t

⃗ B
⃗
( B·∇)d⃗3
1B2+∇(p+)−=0ρ8π4πρdt⃗∂B⃗= ∇ × (⃗3 × B)∂t
ρ de= − p∇ ·⃗3dt⃗ :磁場; ρ:密度; p:圧力; e:内部エネルギー (質量当り)⃗3: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

• 磁力線上を 1 本 1 本細かく解像して解く.
• 大局構造を解く.

松本さんのシミュレーション Simulation by Matsumotoまとめ
太陽風: 太陽から吹き出す高温プラズマ．
• 様々な観測手法• リモート観測: X 線，紫外線，可視光，電波• その場観測によるプラズマの直接診断• 最近の弱い太陽活動 ⇒ 太陽風もこれまでと少し違う• 太陽風駆動: コロナのガス圧 +α (Alfvén 波などの磁気波動)• 減衰過程: 乱流，衝撃波生成などなど; 実際の所何が重要かは未解明

太陽風の観測で色々な事実が判明するのに対し，理論は後手後手に回っている印象(研究する題材が沢山あることの裏返し．)