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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

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. 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. 横山 央明（東京大学地球惑星）. シミュレーションーファストモード MHD 音波. t/ t s. t s = d /Cs. y/w. t/ t s. Vz/Cs. シミュレーション – Alfven 波. t/ t s.

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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

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  1. 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 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 横山 央明（東京大学地球惑星）

  2. 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 t/ts Vz/Cs

  3. シミュレーション – Alfven波 t/ts ts=d/Cs y/w t/ts Vz/Cs

  4. 斜め磁場中での観測 t/ts ts=d/Cs y/w t/ts Vz/Cs

  5. 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。

  6. 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

  7. 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

  8. 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

  9. 観測から物理量を求める • (0) 撮像観測から以下を測定 • 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 yB fB d (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。 低bの場合、CA ~ Cfとしてよい。 y/w t/ts

  10. 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 I [Vz(Dl), y=yB, t]を描けばよい。 よりBx/Bが求まる。 t/ts Vz/Cs さらに よりBy/Bが求まる。Bz/Bも求まる。

  11. 観測から物理量を求める (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。 wｆ/Cｆ wA/CA tｆ uf t/ts uA よってAlfven波のエネルギーは 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

  12. EISでの観測可能性 波長方向の分離について 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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