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

2011 年 8 月 20 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)• 田中 佑希 (修士課程 1 年)
Ta 研教授: 犬塚修一郎 (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

太陽風

SOHO/EIT

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)

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:

太陽風の根元• Ulysses の観測:
人工衛星による ‘その場’ 観測• 惑星間シンチレーション観測:
電波によるリモート観測

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

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

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

IPS 観測による太陽風の周期活動
Tokumaru et al.2010

直近の極小期 (2008): 太陽活動が非常に弱い; 極磁場が弱い• 高速風が赤道付近まで侵入• 極域の高速風が少し遅い

コロナ質量放出の IPS 観測

左は SOHO/LASCO による観測
SOHO/LASCO

右は 2 日後の IPS 観測

太陽のエネルギー放出
NASA websize

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 度• 外層に高温コロナ (100 万度以上) と太陽風
コロナホールから高速の太陽風が吹き出す

大部分は輻射でエネルギーを放出; その他ニュートリノ (約 1 割); 太陽風は輻射の 100 万分の 1 程度

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

10-7
10-16

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, 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 ρv =const.
dp• 運動方程式 : v dv
= − ρ1 dr − GMdrr2• 等温を仮定 : p = ρc2s

最終的に次の常微分方程式を得る:[ 2]2cGMs1 dv22v dr =r − r2 /[v − c s ]fmax
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 波による加圧

運動方程式 :
1 dp
1 d pAv dv=−−− GMρρdrdrdrr2
B2

ここで pA = 8π⊥ (波の圧力)

波の振幅が大きい程太陽風速度が大きくなる．

Alazrak& Couturier 1971

現在までの研究の進展
Alfvén 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) は ?

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 ?
• Alfvén 波 ⇒ 圧縮性波 ⇒ 衝撃波 ⇒ 散逸
• Alfvén 波 ⇒ 乱流 ⇒ 散逸

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.
∂ρ+ ∇ · (ρ⃗v) = 0∂t⃗ B⃗( B·∇)d⃗v
B21∇(p++)−=0ρ
8π4πρdt⃗∂B⃗= ∇ × (⃗v × B)∂t
ρ de= −p∇ · ⃗v
dt
⃗ :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

• 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．)