日本天文学会春季年会 2005.3.28-30. 明星大
磁気リコネクションに伴って発生する波動の
SOLAR-B衛星観測への展望
横山 央明(東京大学地球惑星)
マイクロフレアで発生する波動の観測
活発な活動領域近傍にEIS
スリットを置く
• 磁場が比較的そろって
いる箇所
• 空間的に固定
• 高時間分解
撮像装置(たとえばTRACE)
との共同観測
シミュレーションーファストモードMHD音波
t/ts
ts=d/Cs
y/w
Vz/Cs
t/ts
シミュレーション – Alfven波
t/ts
ts=d/Cs
y/w
Vz/Cs
t/ts
斜め磁場中での観測
t/ts
ts=d/Cs
y/w
Vz/Cs
t/ts
まとめ
• コロナ中で発生する波動(ファストモードMHD音
波・Alfven波)を、SOLAR-B搭載EISで計測する
方法について検討した。
• TRACEなどの撮像観測と組み合わせることで次
の量がわかる(可能性がある)。
–
–
–
–
Alfven速度(ファストモード速度)
コロナ磁場3成分
波群の大きさ
波のエネルギー
• フレアの発生熱エネルギーと比較することで、「リ
コネクションにより発生する波動が全解放エネル
ギーの何%かを定量的に計測できる。
ファストモードMHD音波
一様磁場・圧力・密度プラズマの
(x=0,y=0,z=0)に圧力擾乱
( dp/p~6e-2、幅wのGauss関数)
x=5wで計測。視線方向をz軸、
スリット方向をy軸とする。
10
y/w
-10
-1e-4
Vz/Cs
1e-4
Alfven波
一様磁場・圧力・密度プラズマの
(x=0,y=0,z=0)に速度擾乱
( Vz/Cs~1e-3、幅wのGauss関数)
x=5wで計測。視線方向をz軸、
スリット方向をy軸とする。
10
y/w
-10
-1e-4
Vz/Cs
1e-4
Alfven波+ファストモード音波
ファストモード音波
ファストモード音波+Alfven波
ファスト
モード音波
Alfven波
t/ts
Alfven波
Vz/Cs
観測から物理量を求める
(0) 撮像観測から以下を測定
yB
fB
d
•フレア位置とスリットとの見か
けの距離d、
•磁力線とスリット垂線との交
点yBと見かけの角度fB
(1) EIS観測データキューブから
I [Vz(Dl)=0, y, t]を描く。
フィッティングによりCfが求まる。
y/w
低bの場合、CA ~ Cf としてよい。
t/ts
観測から物理量を求める
tA (2) Alfven波の到達時刻tAを求
める。観測から
t/ts
I [Vz(Dl), y=yB, t]を描けばよい。
Bx
d
=
B CA tA よりBx/Bが求まる。
Vz/Cs
By Bx
さらに
= tan f B よりBy/Bが求まる。Bz/Bも求まる。
B B
観測から物理量を求める
wf/Cf
t/ts
tf
wA/CA
uf
uA
(3) Alfven波の継続時間
から波群の空間サイズwA
がわかる。振幅uAも直接
計測可能。
よってAlfven波のエネルギーは
EA  2 uA 2 wA 3
Vz/Cs
(4) 同様にファストモードの立ち上がり時間から波面の
厚さwfがわかる。振幅ufも計測。ファストモードのエネ
ルギーは
Ef   uf 2 wf 4 Cf 2 tf 2
EISでの観測可能性
• 波長方向の分離について
Cf  CA  1000km/s
なのでたぶん問題なし
• ラインの明るさについて
– 奥行き1e4km程度の領域が揺れたとすれば
十分OK
• 撮像装置との共同観測が必要
– できれば同波長がのぞましい。TRACE
• 検討課題
– 磁場の非一様性
– 彩層面での反射波
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