2004年7月15日（木）13:00〜18:00

国立天文台（三鷹）南研究棟大会議室（花山天文台とＴＶ会議接続）
　　
星野真弘（東大・地球惑星）
Geotailで観たslow shockのプラズマ加熱・加速 ：EIS,XRT観測へのインパクト
　
太陽コロナに比べて地球磁気圏は低密度（1個/cc）、磁場も弱いがAlfven速度（数百km/s）は似ている

slow-mode shock
discontinuityの中でslow shockとはっきり分かるものは１割程度しかない
Rankine-Hugoniot関係をきれいに満たさない場合が多い
一つの理由は温度の異方性：T(parallel)>T(perp)
温度の異方性まで考えたR-H関係はよりよく満たす
温度の異方性はfirehose instabilityなどを起こす→加熱、加速
温度の異方性の原因：collisionlessであるため、起源の異なるプラズマが混じる
（slow shockを通過する流れと、diffusion regionで加速された流れが混じる）
　
Alfven waveも温度異方性*に基づくion-cyclotron beam不安定で励起される
(* non-gyrotropic distribution)
　
current sheetの厚さ
J 〜 B/λ
Jは分布関数が決める
Bはpressure balance　→　λは1000km程度（ion gyro radius程度）
　
電子の加速
X pointでの加速、磁場圧縮領域でのgrad B、curvatureなどが寄与
near-earth tail: 地球へ向かうoutflow領域で顕著
distant neutral line: 尾部へ向かうplasmoidの後面（地球側）で顕著
　
　
加藤隆子（核融合研）
太陽フレアでの非平衡電離
　
非平衡電離過程
ひのとりの観測結果：フレアの初期も後期も非平衡、常にionizingであるようだ
（温度に対して電離度が電離平衡値より低い）
モデル：
DEM multi-temperature
high energy component
flow model
multiple loop
電離平衡に要する時間（100秒程度）より速い変化を持ち込む、flow modelか
multiple loop modelがよいのではないか。
　
　
磯部洋明（京大・宇宙物理）
磁気対流と浮上磁場
　
EFRのシミュレーション
２Ｄではうまくゆく
３Ｄではflux tubeをきつくよじっておかないと壊れてしまう
観測ではそれほどよじれていない
浮上の瞬間、横方向へ膨張するのを見たい
Rayleigh-Taylor不安定がAFS構造を作る。
コロナ磁場とのreconnectionで上昇が加速（パッチ状リコネクション）
　
対流層中の浮上：B〜3×Beqでも壊れてしまう
div V, curl Vと浮上磁場の相関：シミュレーションでもまだはっきりしない
　
光球下の磁場構造を明らかにしたい（石井モデルの拡張）
O.Steinerのシミュレーションにあるようなflux tube中のslow mode shockの検出（V-profile？）
粒状斑境界のvortex motionの検出
　
竹内彰継（米子高専）
磁束管の対流崩壊、光球下のリコネクション
　
convective collapse　τ〜10分、磁場500G→1500G、V〜1km/s
　
光球の磁束：１〜３ヶ月で入れ替わる
flux cancellation現象
→　光球下でのリコネクション
　
温度最低層(h=500km、T〜4000K）ではRm〜104で、極端に大きくはない
radiative relaxation timeよりJoule加熱のほうが速いので、温度上昇→電気伝導度上昇、リコネクションには不都合
　
光球（h=0km）ではRm〜105だがradiative relaxationが速く温度上昇が小さいのでリコネクションには好都合
リコネクションはTmin領域で始まり、光球へ向かって下がって行く
　
　
久保雅仁（東大・天文）
黒点の形成と崩壊過程
　
Solar-Bでは黒点の形成、消滅が磁場画像でムービー的に見られる
　
磁場は500G、水平、fill factor>80%の磁場として浮上
これがどのようにして強い垂直磁場になるのか
penumbraの起源（浮上のすんだ磁場？　浮上している磁場？）
Evershed flowも同時に形成
　
黒点の崩壊
周囲のconverging flowがdiverging flowに変わる
黒点全面で磁場が消滅して行くのか、外周からmoving magnetic featureとして
抜けて行くのか
1020 Mx/dayで減衰