準垂直衝撃波における 電子加速の観測的研究 　　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 ISEE観測 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 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 V1 Vphase Kennel, 1985; Krasnoselskikh et al., 2002

　磁場擾乱の強度 ホイッスラー周波数帯 をバンドパスフィルター

エネルギースペクトル f(E)∝E-Gexp(-E/E0) 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 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 ? February 11, 1995 MA~6.8, Bn~68°

Pitch Angle Scattering ? Point 2 Pitch Angle Scattering ? Sunward (away from the shock front ) Anti-Sunward (toward the shock front)

Whistler waves capable of Scattering ? Point 3 Whistler waves capable of Scattering ? Nearly Parallel Propagation (qkB~20-40dgr) Propagating away from the shock front Resonance condition satisfied

Power-law Energy Spectrum Point 4 Power-law Energy Spectrum f (E) ∝ E -  obs=4.3±0.1 much softer than what was predicted by DSA N1=21/cc, N2=52/cc compression ratio r = 2.51 standard = 2.5 But it was shown to be explained by the DSA with free-escape boundary condition. 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, qBn~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, qBn~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。 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

観測されたベキ指数について f (E) ∝ E -  obs=4.3±0.1 N1=21/cc, N2=52/cc compression ratio r = 2.51 standard = 2.5 Not consistent To each other

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 磁場データ 粒子データによる評価 (一様な拡散係数を仮定) 磁場データによる評価 散乱強度の再評価 → 拡散係数  粒子データ 磁場データ 粒子データによる評価 (一様な拡散係数を仮定) 磁場データによる評価 (非一様な拡散係数を仮定)

拡散係数の測定 粒子データ 磁場データ Rough estimate:  ~ 100-1000

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 G 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。 G Estimated Vshock=250km/s Duration > 60 sec observed L1 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。