http://www.anzwers.org/free/universe/galaxy.html3kpc ~ 6x108 AU

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000411.html6.3 pc ~ 1.2x106 AU

渦状銀河

From http://casa.colorado.edu/~sredfiel/ColoradoLIC.html

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

6.3 pc~1.2x106 AU

5x10-6 pc ~ 100 AU http://spacephysics.ucr.edu/

太陽圏 と

粒子加速

2008 年　宇宙天気サマースクール

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

ター岡　光夫mitsuo.oka@gmail.com

衝撃波 統計加速Diffusive Shock Acceleration

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

Reames et al., 1996

Coronal Mass Ejection

• 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

ドリフト加速Chiueh, 1988

SEP と衝撃波角依存性

• 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

が一定

Tsurutani & Lin, 1985

SEP と組成

Cane et al., 2003

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

Solar Energetic Particles (SEP)

フレア加速については常田先生の講義ご参照

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

• 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

“ モデル化”の例

垂直拡散

（ Giacalone & Jokipii, 1994;1996 ）

“ モデル化”の例

衝撃波統計加速

ドリフト加速

下流上流 ショック面

エネ

ルギ

ー

磁力線エネルギースペクトル粒子の軌道

（ Giacalone & Jokipii, 1994;1996 ）

マッハ数 4.8ショック角９０ °

太陽圏のホットトピック = ACR宇宙線異常成分

Cronin, 1997

太陽風変調

Anomalous Cosmic Ray (ACR)

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 ,

　　１ σ 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

Decker et al., 2005 McComas and Schwadron, 2006

解釈：Blunt heliosphereTransientsDiffusion にともなう加速

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？