熟女熱いのmpg

若い太陽からの強力な太陽風と、
太陽系惑星系へ与える影響についての
考察 (Suzuki et al.2013, PASJ in press)
鈴木 建 (すずき たける)
名古屋大学 大学院理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻理論宇宙物理学研究室
2013 年 9 月 30 日
(次の寺西恭雅氏の講演への長めのイントロも兼ねて)
共著者: (太陽気候ゼミ) 今田 晋亮 (名大 STE), 片岡 龍峰 (東工大),
加藤 成晃 (国立天文台), 松本 琢磨 (名大理),
宮原 ひろ子 (武蔵野美大)，常田 佐久 (宇宙研)
ひのでサイエンスセンター WS シリーズ「太陽の磁気的活動と生命の誕
生–Faint Young Sun Paradox 研究会–」(2011) の資料も随所で参照
太陽風
地球近傍で
• 速度: 300 – 900 km/s
• 温度: 10 – 100 万度
SOHO/EIT
太陽から吹き出す高温の電離した粒子 (プラズマ)．
• 陽子 (H イオン)，電子，He イオン，その他重イオン...
• 流失量: 毎秒 100 万トン (太陽質量の 2 × 10−14 倍/年)
現在の流失量 Ṁ× 太陽年齢 ⇒ 10−4 M⊙ : すごく小さい!
xmas c2 big.mpg
目次
本研究の目的:どこまで太陽風は吹き出せるのか?
• MHD シミュレーションで調べる
–吹き出す上限は何が決めるか?–
• 個別の事象 ⇒ 次の寺西さんの発表
• 太陽風による質量損失率の時間進化と
暗い太陽のパラドックス
太陽外層 –彩層からコロナへ–
NASA website;
乗鞍の白色光による観測;
HINODE/XRT 望遠鏡
• 中心核で水素燃焼: 4 p →4 He + 2e+ + 2νe + γ;
表面には対流層
• 6000 度弱の光球 (可視光で見える表面);
半径は約 70 万 km kakudai hinode03.mpg
• その上空に数千度 ∼1 万度の彩層;
上空数千 km まで SOT070408spicule
• さらに上空に 100 万度以上のコロナ ⇒ 太陽風
XRT full y.mpg
若い太陽
• 質量不変の場合，総輻射量: 20-30% 小
• X 線強度や太陽風強度はかなり大
太陽型星の観測より (Güdel et al.2004, Wood et al.2005)
• X 線強度は 1000 倍
• Ṁ は 100 倍
Güdel et al.2004
Wood et al.2005
一般的理解: 若い太陽は暗いけど活動的
太陽風の数値実験
HINODE Obs:Tsuneta et al.2008; Shimojo et al.2009; Itoh et al.2010; Shiota et al.2010
表面 (光球) で ∼1kG & 上空のコロナで 1-10G
⇒ ラッパ形状の磁束管 (断面積が 100–1000 倍開く)
Cranmer & van Ballegooijen 2005
このような磁場を置き，そこでの輸送過程を解く．
太陽 ⇒ 惑星間空間
Poynting
Flux
(Alfven Wave)
NASA Website
Solar
Wind
Open Flux
Tube
Granulation
(at Photosphere)
光球
上空の波動
磁力線を伝わる横波: Alfvén 波
(Okamoto et al.2007)
Turbulent
Motions
Okamoto et al.2007
HINODE/SOT
Tomczyk et al.2007
Wave Propagation
along B-Fields
数値実験
Suzuki & Inutsuka (2005), ApJ, 632,L49
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
10
15
20
∆ρ/ρ
1
2
(c)
3
log10 T [K]
6
5
-12
4
-14
3
1.00
(mesh#: 14,000)
Solar Wind Simulation (1D)
1.01
1.02
1.03
1.04
-10
4
log10 ρ [g cm-3]
(d)
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
0.02 Rs
5
(b)
6x10-3 Rs
Zoom x 100 Zoom x 5
∆ρ/ρ
0
-16
1.00
1.01
mesh#: 8,000× 32
Simulation by Matsumoto
0.1 Rs
Matsumoto & Suzuki 2012, ApJ, 749, 8
(a)
1.02
1.03
1.04
若い活動的な太陽のシミュレーション
δ 30
Br,0
hl
数値実験の 4 つのパラ
メーター
• B0 = (0.5 − 16) kG
• δ30 = (0.7 − 7.6) km/s
• Loop Height
hl = (0.01 − 0.1)R⊙
• filling factor
f0 = (1/800 − 1/6400)
f0(≪ 1)
磁場強度と表面擾乱を大きくし，163 ケースを
計算．
太陽風の Energetics
定常状態
∂
( ∂t
= 0) のエネルギー方程式
[ ( 2
)
]
γ p GM⊙
3
1
∇· ρ3
+
−
− (3 × B) × B + Fc + qR = 0
r
2 γ−1ρ
4π
最初の項から順に
• 運動エネルギー
LK,out
• エンタルピー (∼ 熱エネルギー)
(LA f )tc
Transition Region
Reflection
(LA f )0
(LG f )tc
• 重力エネルギー
(LR f )tc
• ポインティング流束
• 熱伝導
• 輻射冷却
太陽風の Energetics –続–
寄与が大きい項のみ残す:
LK,out ≈ (LA f )0 − (LR f )0 − (LG f )0
太陽風 ⇐ (波のエネルギー注入)-(重力損失)-(輻射損失)
32r
Lout ≡ Ṁ
2
3⊥ B⊥
LK,out
LA f ≡ −Φ B
4π
Alfvén 波のエネルギー流束
(L f )
G
(LR f )tc
(LA f )tc
Transition Region
Reflection
(LA f )0
tc
(LG f )0 ≡ Ṁ
∫
(LR f )0 ≡ 4π
GM⊙
r0
rout
r0
qR r2 f dr
ポインティング流束 ⇒ 運動エネルギー
(LAf)0/L⊙
1030
29
LK,out(erg/s)
10
10-5
10-4
10-3
10-2
10-3
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
10-4
10-5
1028
10-6
1027
LK,out
LK,out/L⊙
10-6
(LG f )tc
cE=0.1
Transition Region
Reflection
10
26
10
0.01
1028
(LR f )tc
(LA f )tc
-7
(LA f )0
0.001
1029
1030
(LAf)0(erg/s)
1031
10-8
色の違い: 磁場強度 (暖色系 ⇔ 強磁場)
• x 軸: Alfvén 波の注入エネルギー
• y 軸: 太陽風の最終運動エネルギー (注入の 0.1-10%)
太陽風の Energetics –2 段階–
• (LA )0 ⇒ (LA f )tc : 彩層での反射
• LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc :
上空 r ≥ rtc でのエネルギー輸送
LK,out ≡ Ṁ
LK,out
LA f ≡ −Φ B
(LG f )tc
(LR f )tc
(LA f )tc
Transition Region
Reflection
2
3⊥ B⊥
4π
GM⊙
(LG f )tc ≡ Ṁ
rtc
∫ rout
(LR f )tc ≡ 4π
qR r2 f dr
rtc
(LA f )0
32r
太陽風の Energetics –2 段階–
• (LA )0 ⇒ (LA f )tc : 彩層での反射
• LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc :
上空 r ≥ rtc でのエネルギー輸送
LK,out ≡ Ṁ
LK,out
LA f ≡ −Φ B
(LG f )tc
(LR f )tc
(LA f )tc
Transition Region
Reflection
2
3⊥ B⊥
4π
GM⊙
(LG f )tc ≡ Ṁ
rtc
∫ rout
(LR f )tc ≡ 4π
qR r2 f dr
rtc
(LA f )0
32r
温度 & 密度 構造 と Alfvén 波の反射
(スケールは厳密でない)
ρ(g/cm3)
102
Our Work
Previous Works
T(K)
chromosphere
corona
Solar Wind
107
106
10-7
10-16
6000
10-23
0
1 1.003
215 Rsun
(1AU)
• 冷たい光球/彩層 ⇔ 熱いコロナ/太陽風
• 彩層での大きな密度差 (光球 ⇐ 8-10 桁 ⇒ コロナ)
• 密度の変化 ⇒ 3A の変化 ⇒ 波の反射 (Moore et al.1991 など)
Reflection test
彩層での反射
1
(LAf)tc/(LAf)0
0.1
LK,out
(LG f )tc
0.01
0.001
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1028
1029
1030
(LAf)0(erg/s)
1031
Reflection
(LA f )0
1032
色の違い: 磁場強度 (暖色系 ⇔ 強磁場)
小さなエネルギー注入
⇒ 反射率大 (透過率 < 1%).
(LR f )tc
(LA f )tc
Transition Region
彩層での圧力 ( Pgas & PB) サポート
磁気圧
δB2
8πρ
p
& ガス圧 ρ の比較
現在の太陽
若い太陽
103
103
102
1/(a0(km/s))2
1/(a0(km/s))2
102
101
100
10-1
10-2
10-4
101
100
10-1
δB2/8π ρ
p/ρ
10-3
10-2
(r-R⊙)/R⊙
10-1
100
10-2
10-4
δB2/8π ρ
p/ρ
10-3
若い太陽では磁気圧サポート大
⇒ より多くのガスが持ち上がる
⇒ 上空まで広がった彩層
10-2
(r-R⊙)/R⊙
10-1
100
Alfvén 速度 (3A ) の変化
Br
Alfvén 速度 (3A = √
密度
10-6
)
4πρ
104
-8
10
103
10-12
vA(km/s)
ρ(g/cm3)
10-10
10-14
-16
102
10
10-18
101
10-20
10-22
10-4
Reference(#23)
Model#109
10-3
10-2
10-1
(r-R⊙)/R⊙
100
101
100
10-4
若い太陽では, 3A が緩やかに変化
⇒ 反射の影響が小さい． Reflection test
Reference(#23)
Model#109
10-3
10-2
10-1
(r-R⊙)/R⊙
100
101
彩層での反射
1
(LAf)tc/(LAf)0
0.1
LK,out
(LG f )tc
0.01
0.001
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1028
1029
1030
(LAf)0(erg/s)
1031
Reflection
(LA f )0
1032
色の違い: 磁場強度 (暖色系 ⇔ 強磁場)
小さなエネルギー注入
⇒ 反射率大 (透過率 < 1%).
(LR f )tc
(LA f )tc
Transition Region
太陽風の Energetics –2 段階–
• (LA )0 ⇒ (LA f )tc : 彩層での反射
• LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc :
上空 r ≥ rtc でのエネルギー輸送
LK,out ≡ Ṁ
LK,out
LA f ≡ −Φ B
(LG f )tc
(LR f )tc
(LA f )tc
Transition Region
Reflection
2
3⊥ B⊥
4π
GM⊙
(LG f )tc ≡ Ṁ
rtc
∫ rout
(LR f )tc ≡ 4π
qR r2 f dr
rtc
(LA f )0
32r
太陽風の Energetics ( r ≥ rtc )
LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc
色の違い: 磁場強度 (暖色系 ⇔ 強磁場)
LK
1031
LK,out=(LAf)tc
1030
Saturation Level
for each Br,0f0
29
2.5
LK,out(erg/s)
10
1028
LK,out
10
5
1.25
0.625
(LG f )tc
0.3125
LK,⊙
27
10
1025
24
10
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
Transition Region
LG
1031
1030
1030
1029
1029
(LGf)tc(erg/s)
(LRf)tc=(LAf)tc
1028
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
25
10
1024
1026
Reflection
(LA f )0
1031
LR
1031
(LRf)tc(erg/s)
(LR f )tc
(LA f )tc
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
(LGf)tc=(LAf)tc
1028
LG,⊙
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
1025
1031
1024
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
1031
太陽風の Energetics ( r ≥ rtc )
LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc
太陽風運動エネルギー
⇐ (波のエネルギー注入)-(重力損失)-(輻射損失)
注入エネルギー LA ⇑ につれて
• 輻射損失 LR /LA ⇑
LR ∝ ρ2 (光学的に薄い場合)
• 太陽風 LK /LA ⇓
Alfvén 波の注入を増加させると, ほとんどのエネ
ルギーが輻射冷却に.
⇒ 十分なエネルギーが太陽風には残らない.
輻射冷却
大きい方の粒子に注目
Hige E
γ
Low E
Time
衝突により準位が上がり，再度落ちる時に輻射を
出す (輻射冷却)．
衝突は 2 体同士なので ∝ ρ2 .
太陽風の Energetics ( r ≥ rtc )
LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc
太陽風運動エネルギー
⇐ (波のエネルギー注入)-(重力損失)-(輻射損失)
注入エネルギー LA ⇑ につれて
• 輻射損失 LR /LA ⇑
LR ∝ ρ2 (光学的に薄い場合)
• 太陽風 LK /LA ⇓
Alfvén 波の注入を増加させると, ほとんどのエネ
ルギーが輻射冷却に.
⇒ 十分なエネルギーが太陽風には残らない.
頭打ちの値
LK,out(erg/s)
1031
LK,out=(LAf)tc
1030
Saturation Level
for each Br,0f0
1029
2.5
1028
10
5
1.25
0.625
0.3125
LK,⊙
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
1025
1024
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
1031
色の違い: 磁場強度 (暖色系 ⇔ 強磁場)
強磁場: 頭打ちの値が大
強磁場 ⇔Alfvén 速度大
⇒ より上空 (密度が小さく輻射冷却小) へ伝搬
⇒ より多くの割合が太陽風の運動エネルギーに
太陽風の Energetics ( r ≥ rtc )
LK,out ≈ (LA f )tc − (LR f )tc − (LG f )tc
色の違い: 磁場強度 (暖色系 ⇔ 強磁場)
LK
1031
LK,out=(LAf)tc
1030
Saturation Level
for each Br,0f0
29
2.5
LK,out(erg/s)
10
1028
LK,out
10
5
1.25
0.625
(LG f )tc
0.3125
LK,⊙
27
10
1025
24
10
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
Transition Region
LG
1031
1030
1030
1029
1029
(LGf)tc(erg/s)
(LRf)tc=(LAf)tc
1028
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
25
10
1024
1026
Reflection
(LA f )0
1031
LR
1031
(LRf)tc(erg/s)
(LR f )tc
(LA f )tc
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
(LGf)tc=(LAf)tc
1028
LG,⊙
1027
Br,0f0(G)=10
5
2.5
1.25
0.625
0.3125
1026
1025
1031
1024
1026
1027
1028
1029
(LAf)tc(erg/s)
1030
1031
数値実験 (理論値) による LR − LK
Suzuki et al.2013
1000
Saturation Level
for each Br,0f0
2.5
(LK,out/4πr20)⊙
100
10
10
5
1.25
0.625
0.3125
1
0.1
0.01
103
104
105
106
107
2(LRf)tc/4πr20 or FX,obs(erg cm-2s)
108
Black Symbols: Wood et al.2005
磁場強度 (B r,0 f0 ) = 10G (現在の ∼ 5 − 10 倍) で質
量放出率 Ṁ が 1000 倍になり得る．
⇐ 根元での反射の抑制．
FX − Tage
X 線光度は時間の尺度になる．
Güdel 2004
主に星団内の星から (星の年齢が決め易い)
(
)
Tage −1.5±0.3
28
• LX ≈ (3 ± 1) × 10
erg s−1
9
10 yr
数値実験 (理論値) による LR − LK
Suzuki et al.2013
1000
Saturation Level
for each Br,0f0
2.5
(LK,out/4πr20)⊙
100
10
10
5
1.25
0.625
0.3125
1
0.1
0.01
103
104
105
106
107
2(LRf)tc/4πr20 or FX,obs(erg cm-2s)
108
Black Symbols: Wood et al.2005
磁場強度 (B r,0 f0 ) = 10G (現在の ∼ 5 − 10 倍) で質
量放出率 Ṁ が 1000 倍になり得る．
⇐ 根元での反射の抑制．
LR − LK 図での時間進化
Suzuki et al.2013
109yr
?
1000
Saturation Level
for each Br,0f0
(LK,out/4πr20)⊙
5
2.5
100
10
10
1.25
0.625
KA
A
A
0.3125
1
0.1
0.01
103
104
105
106
107
2(LRf)tc/4πr20 or FX,obs(erg cm-2s)
108
Black Symbols: Wood et al.2005
最も楽観的な場合: 1000 倍の Ṁ が ∼ 109 yr
⇒ 0.02M⊙ (太陽質量の 2%の質量損失)
地球の温度の時間進化
Kasting & Catling (2003)
• T⊕ : 地球の表面温度 (温室効果含む)
• T⊕ : 地球からの放射温度
最初の 20-30 億年が氷点下のはず．
暗い太陽のパラドックス
.
Sagan & Mullen (1972)
1
.
2
3
.
初期の太陽は現在より 20-30%暗かった．
地球の大気組成とアルベドが同じならば，
20-25 億年前より以前に地球が氷点下に．
しかし，より以前から液体の水に覆われてい
た地質学的証拠．
• 火星にも過去の流水地形
生命の兆候も．
解決策
• CO2 , CH4 , NH3 , ... などの温室効果
Sagan & Mullen (1973); Owen et al.(1979); Walker et al.(1981); Kasting (1987);
Tajika & Matsui (1992); Kasting (1997)
• 基礎物理: 重力定数 G の時間進化
Newman & Rood (1977)
• 天体物理: 明るい (大質量の) 太陽
Willson et al.(1987); Whitmire et al.(1995); Sackmann & Boothroyd (2003);
Minton & Malhotra (2007)
暗くない昔の太陽?
標準理論モデル ⇒ 太陽は 20-30%暗かった．
太陽質量は (ほとんど) 不変を仮定．
地球が受け取る太陽からの放射: ∝ M6.75
Minton & Malhotra (2007)
• 光度の変化
• 地球軌道半径の変化
もし
• 太陽が今より 2-5%質量が大きい
⇒ 氷点下の地球はまぬがれ得る．
(注) 質量変化の時間履歴に依存する．
太陽の質量変化 ⇐ 太陽風による質量損失
LR − LK 図での時間進化
Suzuki et al.2013
109yr
?
1000
Saturation Level
for each Br,0f0
(LK,out/4πr20)⊙
5
2.5
100
10
10
1.25
0.625
KA
A
A
0.3125
1
0.1
0.01
103
104
105
106
107
2(LRf)tc/4πr20 or FX,obs(erg cm-2s)
108
Black Symbols: Wood et al.2005
最も楽観的な場合: 1000 倍の Ṁ が ∼ 109 yr
⇒ 0.02M⊙ (太陽質量の 2%の質量損失)
まとめ と 議論
• 若い太陽型星: 活動度大
• 表面からエネルギー注入が上昇すると
• X,EUV 輻射は単調 (かつ急激に) 増加
• 恒星風は頭打ち
Saturation level ⇔ 磁場強度
• もし強い星風相 (∼ 109 yr) に Ṁ ∼ 1000 Ṁ⊙
⇒ 地球の氷点下をまぬがれ得る (独り言: 結構無理め)
本日扱え無かった事項
• コロナ質量放出 (定常的な太陽風ではなく，
爆発的な質量放出) の寄与
• 若い太陽の自転の影響や角運動量損失との首
尾一貫性
• 本研究の FX を時間と見ると Ṁ ∝ t −1.23