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準垂直衝撃波における 電子加速の観測的研究. 岡 光夫 1 、寺沢敏夫 2 、 GEOTAIL チーム 京大花山天文台 東大・地惑. 衝撃波における電子加速. 電子加速が期待される衝撃波 : ・地球バウショック ・惑星間空間衝撃波 ・太陽フレアに伴う衝撃波 ・太陽圏終端衝撃波 ・超新星残骸における衝撃波 など. ISEE 観測. Gosling et al., 1989. 本研究の目的. いつ、どこで、どのように、電子が加速 されるのか? 観測的研究: 熱的成分の振る舞いで 「精一杯」だった - PowerPoint PPT Presentation
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準垂直衝撃波における 電子加速の観測的研究
岡 光夫 1 、寺沢敏夫 2 、GEOTAIL チーム
1. 京大花山天文台2. 東大・地惑
衝撃波における電子加速
電子加速が期待される衝撃波:
・地球バウショック
・惑星間空間衝撃波
・太陽フレアに伴う衝撃波
・太陽圏終端衝撃波
・超新星残骸における衝撃波
などGosling et al., 1989
ISEE 観測
本研究の目的
• いつ、どこで、どのように、電子が加速 されるのか?
• 観測的研究: 熱的成分の振る舞いで 「精一杯」だった
• 数値計算研究:リソースの制限が今もある
• そこで Geotail の高感度粒子計測器 LEPを用いることで電子加速の実態と本質を 明らかにする
統計解析
• 78 ‘clean’ quasi-perp shock crossings
• From Jan 1995 – July 1997
ホイッスラー臨界マッハ数
Kennel, 1985;
Krasnoselskikh et al., 2002
V1
Vphase
ホイッスラー周波数帯をバンドパスフィルター
磁場擾乱の強度
エネルギースペクトル
• f(E) E∝ exp• LEP12sec• 遷移層でもっとも
フラックスが高い ところでスペクトルを取る
• 非熱的成分のみをフィッティング
ベキ指数 Γ
考察
• 超臨界の場合と亜臨界の場合で加速機
構が違うかもしれない
• 亜臨界の場合:衝撃波統計加速?
• 超臨界の場合:より効率のよい機構?
→ イベント解析
亜臨界の例
• 1995 年 2 月 11 日
• 4つのチェックポイント– 上流に粒子はあるか
– それらは散乱されているか
– 散乱可能な波はあるか
– ベキ型のスペクトルか
Point 1
Upstream Particles ?
MA~6.8,
Bn~68°
February 11, 1995
Pitch Angle Scattering ?Point 2
Sunward(away fromthe shock front )
Anti-Sunward(toward the shock front)
Whistler waves capableof Scattering ?
• Nearly Parallel Propagation (kB~20-40dgr)
• Propagating away from the shock front
• Resonance condition satisfied
Point 3
Power-law Energy Spectrumf (E) E ∝ -
obs
=4.3±0.1
much softer than what waspredicted by DSA
N1=21/cc, N
2=52/cc
compression ratio r = 2.51
standard = 2.5
But it was shown to beexplained by the DSA withfree-escape boundarycondition.
Point 4
モデルとの不一致については後述
超臨界の例
• 1996 年 7 月 1 日• MA~14, Bn~86 dgr
• 加速機構の候補– ドリフト加速– リップル加速– 1次の統計加速– 2次の統計加速– サーフィン加速
超臨界の例
• 1996 年 7 月 1 日• MA~14, Bn~86 dgr
• 加速機構の候補– ドリフト加速– リップル加速– 1次の統計加速– 2次の統計加速– サーフィン加速
まとめ
• ホイッスラー臨界マッハ数の存在を 観測的に確認した。
• それによって電子のふるまいが大きく 変わることが分かった。
• 亜臨界のイベントの1つはDSAで説明 できた。
• 超臨界のイベントの1つはサーフィン加速ならば矛盾がない。
補足
f (E) ∝ E
obs=4.3±0.1
N1=21/cc, N2=52/cc
compression ratio r = 2.51
standard = 2.5
Not consistentTo each other
観測されたベキ指数について
標準モデル
• 無限の領域で擾乱を積分• 粒子は必ずどこかで散乱される• 散乱過程をより現実的になるよう、
再評価するべきSHOCK
- ∞ + ∞
散乱強度の再評価 → 拡散係数
粒子データによる評価
磁場データによる評価
( 一様な拡散係数を仮定 )
( 非一様な拡散係数を仮定 )
粒子データ 磁場データ
拡散係数の測定
Rough estimate: ~ 100-1000
粒子データ 磁場データ
FEB モデル (free escape boudary)
• 有限の領域で擾乱を積分• 「加速領域」の外側では散乱されない
SHOCK
x=L1
x=L2
FEB モデル , 1 FEB,1 を観測された
パラメータとフリーパラメータ L1
により算出 パラメータ (
Bn
の観測的不定性が 大きいが、
観測された L1 では
FEB,1 が小さくなって しまう。
Estimated V
shock=250km/s
Duration > 60 sec
observedL
1
L1
FEB モデル , 2
FEB,2 is をショック面
での異方性から算出 観測された異方性では
FEB,2 はやはり小さく
なってしまう。
非一様な拡散係数を用いたFEB モデル( NUD )
• 指数関数的なプロファイルを持つ拡散係数を導入する
• ショック面から遠ざかるほど拡散は弱くなる
SHOCK
- ∞ + ∞
非一様な拡散係数を用いたFEB モデル( NUD )
• 観測された には大きな不定性があるので決定的ではないが x
• 少なくとも DSA の範疇において矛盾なし
まとめ
• 11 February 1995 の電子加速イベントは、
• 観測データの不定性が大きいものの、
• 空間的に非一様な拡散係数を用いれば、
• DSA による説明に矛盾がないことが分
かった。