Solar Wind 11/SOHO 16 会 議 参加 報告-太陽風で 探る プラ ズマ の 非線形輸送過 程-

京都大学21世紀 COEプロ グラ ム 「 物理学の 多様性と 普遍性の 探求拠点」 の補助に よ る、 国際研究集会 参加 報告

鈴木 建

物理第二教室 天体核 研究室

Solar Wind Meeting : 30数年前か ら、 約3-4年に 1度開 催

SOHO meeting : 1年に 約2回 開 催 SOHO = Solar Heliosphere Observatory (NASA & ESA)

Solar Corona

Jul.11th, 1991 Full Eclipse in Hawaii(NASA & ESA); YOHKOH

光球(表面) : 6000度

コロ ナ : 100万度以上 ど う や っ て 加 熱し て い る の か？ コロ ナ か らは 高温 プラ ズマ が 吹き 出し て い る。

概 観

図あ り (著作権上掲載困難) Dipole磁場

極域は "開 い て "い て プラ ズマ が 流れ 出る

Fast/Slow Solar Wind

Property (1 AU) Slow Wind Fast Wind Flow Speed ~400km/s ~750km/s

Density ~7 cm-3 ~3 cm-3 Location Poles Mid- to Low-Latit.

質量流速は ほぼ 同じ 動圧(rho * v^2)は 高速風大

太陽プラ ズマ の 外 縁

NASA websiteよ り _

Termination Shock (Reverse Shock) : ~ 100AU 1AU : 太陽か ら地球ま で の 距離 Heliopause (Contact Dicontinuity) : ~ 140AU 太陽風と 星間空間の 境界 Bow Shock(s) (Forward Shock) : > 300AU 太陽系は Local Bubble内を25-30km/sで 運動

太陽風研究の 意義

プラ ズマ の 加 熱加 速機構が そ も そ も 分か っ て い な い コロ ナ 加 熱？ 太陽風加 速？

プラ ズマ の 実験室と し て の 太陽 無衝突衝撃波の 構造 粒子の 分布関数、 非熱的粒子の 加 速 磁気流体乱流

基準と し て の 太陽 -他の 天体への 応用- 恒星、 原始星 高密度星周囲の 磁気圏

実用的問題 -宇宙天気予報- 太陽(or銀河 系内の 天体)で の 爆発=>地球の 磁気圏を乱す 人工衛星の 安全な 運用 電波障害 の 予測

コロ ナ 加 熱、 太陽風加 速?

T(K)

106

104

Fm,0

Fm

HeatingFcConduction

RadiationFr

FfMass Loss

Chromo-sphere

Corona

Transition Region

~2000kmPhoto-sphere

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ど う や っ て 加 熱?(何故低温 光球の 上に 高温 コロ ナ ?) お そ らく 磁場だ が (理由は 後述)、 具体的な 過 程は 不明

ど う や っ て 加 速? 100万度の ガス圧で は 終端速度300km/s程度 <=> 高速風は 800km/s

In Situ 観測

人工衛星が 飛ん で い っ て、 プラ ズマ の 物理量を"手に 取る よ う に "その 場で 観測

他の 天体への 応用

コロ ナ、 恒星風は 中小質量星、 準巨星に 普遍的に 存在 原始星、 若い 星で は 活 動活 発 コロ ナ の 温 度が 若干高い 恒星風の Mass Fluxが 大き い =>星形成は ど う な っ て い る の か ? 星の 質量は 何が 決め る ? 周囲に 惑星が あ る と、 影響を及ぼ す。

高密度星(中性子星)で も、 似たよ う な 状況 Dipole磁場

Wind構造 : 例え ば パ ルサー 風

太陽で 成功し たモ デ ル、 シ ミ ュレー シ ョ ン をこ れ らの 天体に そ の まま 応用可 能

太陽プラ ズマ :理論、 シ ミ ュレー シ ョ ン 屋 の "修行"の 場 豊富な (多過 ぎ る )観測デー タ

太陽で 鍛え て お く と、 他の 天体に い っ て あ ま り 文句を言わ れ な い は ず (?)

会 議の 概 要

期間 : 6月12日(日)夕刻 - 6月17日(金)13時

場所 : Whistler, British Columbia, Canada Westin Hotel, Whistlerの 会 議場 Whistler : 冬場の スキー リ ゾー ト で 有名; 夏 は オフ シー ズン

参加 者 : 約300名 米国半数、 欧 州4割 中国か ら約10名 日本人3名(1名は 米国在住)

発表 口頭発表 : 70名 Tutorial Talks (1時間) : 5名

Invited Talks (25分) : 16名

Contribution Talks (15分) : 49名 <= 私

ポ スター 発表 : 209名

会 議の 科 学的内容

「 太陽表面か ら、 星間物質と の 境界 ま で の、 プラ ズマ の 輸送過 程の物理の 理解」

Interaction of the Sun with the Galaxy:8名+25名 外 側の 領域 Particle Acceleration in the Sun and Heliosphere : 16+34 内側の 領域で の 非熱的粒子の 加 速 Acceleration and Heating of Solar Plasma:17+66 内側の 領域で の 熱的粒子の 加 熱、 加 速 (私が 発表)

Magnetic Field Transport from the Sun to the Heliosphere : 12+29 (電)磁場の 役割、 (プラ ズマ 乱流も こ の セ ッ シ ョ ン )

Future Missions : 6+25 今後10-20年の 衛星観測に つ い て CMEs and ICMEs : 11+30 動的現象 ; 宇宙天気の 観点か ら重要

主な 話題

Voyager 1 が 2004年12月16日に 終端衝撃波を横切っ た。

エ ネ ルギー 大の CMEの 宇宙線加 速効率は 10% 小さ い も の は 0.1%以下 CME = Coronal Mass Ejection

コロ ナ 加 熱、 太陽風加 速 : よ り カ ッ チ リ し たSimulationsが 多く なっ て き た。

非線形現象の オン パ レー ド な の で、 解 析的手法困難 MHD乱流の 諸相が 観測的に 明らか に 成り つ つ あ る 太陽近傍ま で 近付く 人工衛星計画 (い ず れ も 約10年後) Solar Orbitar (ESA) : 45 Rsun (0.2AU)ま で Solar Probe (NASA) : 4Rsunま で

CME => 地球の 磁気嵐 (宇宙天気)

予報確立は 80%程度

太陽プラ ズマ の 外 縁

NASA websiteよ り _

Termination Shock (Reverse Shock) : ~ 100AU 1AU : 太陽か ら地球ま で の 距離 Heliopause (Contact Dicontinuity) : ~ 140AU 太陽風と 星間空間の 境界 Bow Shocks (Forward Shock) : > 300AU 太陽系は Local Bubble内を25-30km/sで 運動

CME,非熱的粒子加 速、 宇宙天気 etc.

動画 あ り

CME = Coronal Mass Ejection _

太陽表面の 爆発(フ レア等)が 発生 主に 磁力線の つ な ぎ 変え に よ る、 磁場エ ネ ルギー 解 放 爆発時に は 非熱的粒子も 生成(電場加 速等)

プラ ズマ の 塊 が 磁場と 共に 飛ん で い く 衝撃波を形成 衝撃波面で は Fermiの 1次加 速

地球に 到達す る と 磁気嵐等を引き 起 こ し 得る 人工衛星への 影響 電波障害 etc.

こ こ か ら我 々 の 話

ま ず は Introの Intro-開 い た磁場領域の 加 熱加 速源-

加 熱加 速源(1/2)

磁場が 有力 密度は (静水圧平衡な ら)距離に 関し て exponentialで 落ちる

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磁場強度は power-lawで 落ちる (dipoleな らr^-3)

=>表面で 磁場が 弱く て も、 上空で は 必ず 卓越

ガス圧と 磁気圧の 比

6000度の 等温 領域が 静水圧平衡で 続い て い る 場合 (表面磁場は ~100Gと し て い る )

加 熱加 速源(2/2)

波も 有力

表面対流に よ る 運動 1km/s 磁場 + 波 => Alfven 波

TurbulentMotions

Wave Propagationalong B-Fields

Alfven波 : 磁力線方向に 伝わ る 横波 _

但し

図あ り (著作権上掲載困難)

閉じ た磁場領域で は、 磁力線の つ な ぎ 変え も 重要

波の 解 析

鍵は 非線形性

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他の モー ド、 逆向き 伝搬の 波と の Couple

衝撃波の 生成

Simulationす る の が 単刀直入 (頑張っ て 解 析的に モ デ ル化 し て も、 結局何が ど う な っ て い る か

分か らな い こ と が 多い )

し か し simulationsに も 多く の 困難が 待ち受け る 大き な 密度差 : 光球か ら15桁以上 こ れ ま で は 領域毎に 計算

Ofman & Davila ’97; Kudoh & Shibata ’99; Bogdan et al’03 _

外 側境界 で の outgoing boundary condition 物質と 波の 両方が 流れ 出る

Successful Coronal Heating and Solar Wind Acceleration by MHD Waves by Numerical

Simulations from Photosphere to ~0.1AU

^^=>0.3

Takeru Suzuki & Shu-ichiro Inutsuka (Department of Physics, Kyoto University, Japan)

Introduction

Concept is simple:

How does the Solar atmosphere react to injection of the (Poynting) energy from the surface in the open coronal holes?

Corona formed ? Transonic High-Speed Wind Accelerated ?

We would like to answer to this question with minimal hand-waving procedures. Forward approach can explain the observations?

This Work

0.7km/s

B=161G(Photosphere)

B=5G(R=1.02Rs)

B=2.1G(r/Rs)-2

(r>1.5Rs)

fmax=75

Low-Freq. Transverse Fluctuations from Photosph. dv = 0.7km/s (by Surface Granulations) period : 20s - 30min; spectrum, P(f) ~ 1/f No longitudinal motion given as sound wave no reach corona

Calculation : Photosphere ~ 64 Rsun (0.3AU) Ideal MHD with Radiative Cooling & Conduction Wave propag/Dissip.<=> Heating/Acceleration : Automatic NO Hand-waving Heating Function 1-dim. Open Flux Tubes with Super-radial Expansion Outgoing Boundary Condition for All the MHD Waves

MHD

Ideal Magneto-hydrodynamics (理想磁気流体力学)

流体力学の 基礎方程式 + Maxwell方程式 に 若干の 近似 変位電流(電磁波モー ド )を無視 (=> 電場が 従属変数)

完全導体 <=> プラ ズマ と 磁力線が 凍結

Characters of our Simulation

Advantage Broad Region from Photosphere to 0.3AU Self-Consistent; Waves/Heating/Cooling : Automatic(P>20s waves) Minimal Assumptions Transverse footpoint motions at Photosphere Flux Tube with given Super-radial Expansion

Disadvantage 1-fluid ideal MHD Heating only by MHD shocks Temperature, Conductive Flux should be different Can’t treat preferential heating of T_perp of heavy ions

1-dimension Wave Propagation is restricted (B//k)

Even though 1-d MHD, Ours is One of the Most Self-Consistent Approaches.

Comparison with Obs

Observations (r<6Rsun) : SoHO(CDS/UVCS/SUMER/LASCO) (r>8Rsun) : Inter-Planetary Scintillation (EISCAT; Nagoya-STE)

Overview & Some Results

Forward Simulation with Minimal Input Parameters (even though 1-d MHD) => Corona & Fast Solar Wind which are observed.

"A Solution to the Heating & Acceleration of the main part of the plasma in the Coronal Holes"(?)

静止し た低温 ガスが、 Alfven波に よ り 高温、 遷音速の 太陽風に な るこ と を、 正攻法で 明白に 示し たシ ミ ュレー シ ョ ン

Wave Dissipation

(Normalized at 1.02Rs for Superradial Expansion of Flux Tube)

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Only <0.1% of the initial Energy Flux of Outgoing Alfven Waves Remains at 0.3AU

In Chromosphere & TR

Outgoing Alfven : reflected downward by rapid variation of Alfven speed. (due to stratification) ~15% of initial energy transmits into corona.

c.f. Cranmer & van Ballegooijen 2005 _

But the transmitted flux (5x10^5 erg/cm^2/s) is sufficient for the coronal hole heating.

In Corona & Solar Wind

A key process in dissipation of Alfven waves is excitation of MHD slow waves.

(Kudoh & Shibata’99; Moriyasu et al.’04) _

Generation of Slow Waves

dB Pm:large

Pm=0

Pm:large

Pm=dB2/8π

Variation of magnetic pressure, dB^2, excites longitudinal motions of plasma

=> MHD Slow (Sound) Waves => Steepen to Shocks

Coronal Heating / Wind Acceleration

Most Dominant Process in Dissipation of Outgoing Alfven Waves Generation of MHD Slow (Sound) Waves Variation of magnetic pressure, dB_perp, of Alfvenic fluctuations excite

longitudinal motions.

Slow Waves => (Steepen) => Slow Shocks Slow shock converts both magnetic and kinetic energy to heat.

Energy & Momentum of Outgoing Alfven Wave => Slow Waves => Slow Shocks => Plasma (Coronal Heating & Solar Wind Acceleration) Density fluctuations(slow-mode) become Mirrors to reflect Alfven

waves. (3-wave interaction; Goldstein 1978)

Another dissipation mechanism (less dominant) Fast Shocks after steepening of Alfven Waves (linear pol. comp.)

Discussion

Prediction Longitudinal fluctuations in a few Rsun - 0.3AU => testable by Solar Probe and Solar Orbiter Limitations : 1-d & MHD approximation??? Multi-dimensional effects Turbulent cascade occurs in transverse directions Goldreich & Sridhar 1995; Matthaeus et al 1999; Oughton et al.2001

Phase Mixing Heyvaerts & Priest 1983

Refraction (angle between B & k varies) Bogdan et al.2003

Interactions of different field lines at low altitude => Wave generation above photosphere Axford & Mckenzie 1997

Kinetic effects Collisionless (e.g. Landau & Transit-Time) damping? Conductive flux in collisionless plasma ? Ioncyclotron wave is important for heavy ions(large m/q)

Need to study how much the wave propagation is modified, probably by Local Simulations.

Summary

Characters of Our Simulation One of Most Self-Consistent; "Everything" is automatically

included within 1-d. MHD

Broad Region : Photosphere - 0.3AU With Minimal Input Parameters dv & P(f) of Alfven Waves from the Photosphere Geometry of Flux Tube

But, 1-dim & MHD approx. should be checked.

Results: A Solution to the Heating & Acceleration? Forward Simulation with the low-freq. (20s - 30min) Alfven waves

have made the Corona & the Fast Solar Wind which are observed.

Dissipation of Outgoing Alfven waves : => Slow waves => Slow shocks => Ingoing Alfven => wave-wave interaction

反響等

直後の 質問2件 非線形減衰に 関す る も の コロ ナ 加 熱、 太陽風加 速の 普遍性に つ い て

も っ と 多く 来る こ と を期待し て い たの で、 少し が っ か り が、 そ の 後の ポ スター 発表時に、 10件強の 質問、 コメ ン ト 8割 方肯定的 I like Your Movie! 2割 方否定的 1次元、 MHD近似の 妥当性 な お、 ポ スター 発表は

毎日2時間以上 酒1日2杯ま で タ ダ <= 登録費請求し な か っ た理由

総括 す る と か な り 良い 宣伝に な っ た。 補助し て 頂き あ り が と う ご ざ い ま し た。