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3kpc ~ 6x10 8 AU. http://www.anzwers.org/free/universe/galaxy.html. 6.3 pc ~ 1.2x10 6 AU. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000411.html. 6.3 pc ~1.2x10 6 AU. 渦状銀河. 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.

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Presentation Transcript

  1. 3kpc ~ 6x108 AU http://www.anzwers.org/free/universe/galaxy.html

  2. 6.3 pc ~ 1.2x106 AU http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000411.html

  3. 6.3 pc ~1.2x106 AU 渦状銀河 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 From http://casa.colorado.edu/~sredfiel/ColoradoLIC.html

  4. 5x10-6 pc ~ 100 AU http://spacephysics.ucr.edu/

  5. 2008年　宇宙天気サマースクール 太陽圏 と 粒子加速 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

  6. Diffusive Shock Acceleration 衝撃波 統計加速 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

  7. 太陽高エネルギー粒子 Solar Energetic Particles (SEP) Lee, 2005

  8. CME衝撃波と粒子加速 Coronal Mass Ejection Reames et al., 1996

  9. ドリフト加速 Chiueh, 1988 • 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

  10. 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

  11. SEPと組成 Long Duration Events Solar Energetic Particles (SEP) Impulsive 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 フレア加速については 常田先生の講義ご参照 Cane et al., 2003

  12. 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

  13. “モデル化”の例 （Giacalone & Jokipii, 1994;1996） • 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 垂直拡散

  14. ドリフト加速 エネルギー 衝撃波統計加速 下流 上流 ショック面 “モデル化”の例 （Giacalone & Jokipii, 1994;1996） 磁力線 エネルギースペクトル 粒子の軌道 マッハ数 4.8 ショック角９０°

  15. 太陽圏のホットトピック = ACR 宇宙線異常成分 Anomalous Cosmic Ray (ACR) 太陽風変調 Cronin, 1997

  16. 宇宙線異常成分の通説 Noda, 2000

  17. 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）

  18. 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, 　　１σ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

  19. Voyager 1 終端衝撃波に到達 2004年12月16日 Science vol.309, 23 Sep.2005 ACR

  20. Voyager 2　終端衝撃波に到達 2007年8月30日 Nature vol.454, 3 July 2008 ACR

  21. 増大しつづけるACRフラックス 解釈： Blunt heliosphere Transients Diffusionにともなう加速 Decker et al., 2005 McComas and Schwadron, 2006

  22. 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？

  23. 遷移層の構造

  24. 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

  25. 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？

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