準垂直衝撃波における 電子加速の観測的研究

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1 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

2 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

3 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

4 統計解析 78 ‘clean’ quasi-perp shock crossings From Jan 1995 – July 1997

5 ホイッスラー臨界マッハ数 V1 Vphase Kennel, 1985; Krasnoselskikh et al., 2002

6 　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

7 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

8 ベキ指数Γ

9 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

10 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

11 Point 1 Upstream Particles ? February 11, 1995 MA~6.8, Bn~68°

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

13 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

14 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

15 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

16 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

17 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。

18 補足

19 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

20 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 - ∞ + ∞

21 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)

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

23 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

24 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

25 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。

26 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 - ∞ + ∞

27 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

28 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。