ピックアップイオン加速機構の研究

概要

ピックアップイオン加速機構の研究
Investigation of the acceleration of interplanetary pickup ions
研究代表者：坪内健

（電気通信大学）
kent1@mac.com

研究目的 (Research Objective):
太陽風が星間プラズマと接する太陽圏外縁部では、星間中性粒子が太陽風プラズマ
との電荷交換で帯電したピックアップイオン (pickup i
o
n、以下 P
U
I
) のプラズマ中
に占める割合が 2割を超えることが最近の探査機観測から見積もられている。 PUIの
磁場旋回速度は背景の太陽風速度に相当するため、実効的な熱エネルギーが背景プラ
ズマに対し 2-3桁高くなる。その結果、終端衝撃波 (terminationshock、以下 T
S
)
から太陽圏界面 (heliopause、以下 H
P
) に至る領域 (heliosheath、以下 H
S
) ではエ
ネルギー密度の大半を PUIが担うことになる。 HSにおけるプラズマ環境を定量的に確
定する上で太陽風プラズマと PUIのエネルギー配分率は本質的に重要なパラメータで
あり、そのためには太陽圏内で生成される PUIが TS通過時に受ける加速・加熱プロ
セスを明らかにする必要がある。本年度は前年に引き続いて HS 内粒子のエネルギー
分布および HS空間スケールの PUI密度への依存性について検証し、衝撃波における
Rankine-Hugoniot の関係式からプラズマの比熱比を求めて、 HSのプラズマ特性に関

する理解を深める。

計算手法 (Computational Aspects)
本研究で行う数値シミュレーションでは、イオンを個別粒子としてその運動方程式
を解き進め、電子は電荷中性を満たす質量ゼロの流体として扱い、密度や電流といっ
た流体量を数値グリッド上に与えて Maxwell方程式に適用して電磁場を解く 1次元ハ
イブリッドコードを用いた。 PUIを含む太陽風プラズマと星間プラズマを直接衝突さ
せる 1次元衝撃波管モデルの初期状態では、星間プラズマと太陽風プラズマを密度比
1
0の不連続面を介して一様に配置し、 P
U
Iは太陽風領域にのみ、太陽風系の速度空間

内で太陽風速度を半径とする球殻状の分布を持つように与えた。磁場をシミュレーシ
ョン空間 (
x軸）に対して垂直方向 (
y軸）に与えることで、 TSは垂直衝撃波として
形成される。太陽風プラズマをアルフベン速度の 1
0
.7倍の速度でシミュレーション
空間内に常時注入することで、星間プラズマとの境界からの反動として太陽風側・星
間空間側にそれぞれ衝撃波が伝播し、 TS、HP双方の形成が self-consistentに再現さ
れる。空間を 0.5プロトン慣性長 X1
0万グリッド、時間を 0.06ジャイロ周期 X40万
ステップに取り、これは典型的な太陽風パラメータを適用するとそれぞれ 2.8天文単
, 1
,5
, 1
0
,2
0
,2
5％と変
位
、 309時間に相当する。 PUI密度は背最太陽風に対して 0

えながらそれぞれ計算を行った。
-71-

、冒'‘、

研究成果（Accomplishments

••

これまでに P
U
I密度の増加に伴って T
Sでの圧縮率が低下した結果、 H
Sの厚みが拡
大することを確認したが、改めてこれを F
i
g
. （左）に示す。太陽圏側で H
Sの厚みが
T
Sにおける圧縮率 r
に対し r
1
.
4
9の関係で近似できるが、これは太陽風流量が一定の
下での保存則の要請以上に拡大している。実際の HP近傍ではプラズマの流れが脇に
逸れる効果が加わるため、基本的には H
S内のプラズマの総量が変わらないことで P
U
I
密度と H
Sの厚みの関係が説明可能である。
また H
Sにおける P
U
Iのエネルギー分布からは、 l
O
k
e
Vを超える s
u
p
r
at
h
e
r
m
a
l成分の
生成が P
U
I密度にはほとんど依存していない一方で、比熱比には顕著な違いが確認さ
れた。 F
i
g
. （右）には T
Sでの断熱加熱を仮定したときの P
U
Iの比熱比と P
U
I相対密
度との関係を示す。図に示すように比熱比は P
U
I密度が高くなるほど等方的な分布を
取ることがわかる。背景の太陽風自体、通常適用される 5
/
3より高い値を示し、太陽
圏外縁部で観測的に示唆されていることと整合する。衝撃波の圧縮率などは比熱比に
強く依存することから、太陽圏構造を電磁流体モデルで構築する上でも比熱比の正確

U
Iの生成プロセスも考慮した、より現実的なシミュレ
な評価が必須である。今後は P
ーションモデルを用いて、 H
S内のプラズマの熱力学的特性を定量的に明らかにし、太
陽圏外縁部の比熱比の導出に活用することを計画している。
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2
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IHS ：太陽圏側、 OHS ：星間空間側）の厚み（PUI を含ま
Fig. （
左
） TS における圧縮率と HS （
ない場合との比）の関係。（右） PUI の相対密度と TS における PUI の比熱比との関係。
公表状況（ Publications ） ：

（口頭）
1. ...