太陽は、太陽圏の大部分を満たし、数日間持続する高エネルギー粒子の強烈なバーストを放出することができます。これらの太陽エネルギー粒子（SEP）イベントの最大のものは、コロナ質量放出（CME）によって太陽から追い出される高速衝撃波で加速されます。これらの衝撃波は、太陽コロナを横切るときに、見つけたすべての化学元素をランダムにサンプリングして加速します。
これらの SEP が地球の近くに到達すると、主要な H と He から、中間の C、O、Fe を経て、Pb や Au などの重元素に至るまで、すべての化学元素の相対存在量を測定できます。太陽光球の元素の基本的な存在量パターンは、(1) 加速前にコロナに運ばれるときに一度、(2) 加速後に磁力線に沿って散乱し、衝撃から離れていくときに、変更されます。最初のプロセスは、コロナを形成する物理的プロセスについて教えてくれます。 2 番目のプロセスは、衝撃によってサンプリングされたソース プラズマの温度を実際に教えてくれます。
太陽の光球はほぼ 4000 K と低いため、第一イオン化ポテンシャル (FIP) が 低い元素 約 10 eV (Mg、Si、Fe など) は単独でイオン化されますが、FIP 以上 のものはイオン化されます。 10 eV (He、O、Ne など) は中性原子です。コロナに流れ込むプラズマ波はイオンを押し出すのに役立ちますが、中性粒子は押しません。そのため、いわゆる「FIP 効果」により、高 FIP 要素よりも低 FIP 要素が約 3 倍強化される可能性があります。要素はコロナに到達し、非常になります コロナ温度が 100 万から 300 万度ケルビン (MK) であるため、イオン化されています。実際、平均料金 Q
加速後、SEP は外側に流れながら磁気ゆらぎによって散乱されます。特定の速度でのイオンの散乱は、質量電荷比 A/Q に依存します。 、その結果、高質量で低電荷のイオンが急速に広がり、元素の存在量は、コロナの存在量と比較して、ある場所では増強され、別の場所では減少します。したがって、Fe は O よりも散乱が少ないため、Fe/O はイベントの初期に強化され、後で枯渇することがわかります。任意の場所と時間で、この強化または抑制はべき法則を形成します。つまり、強化の対数は、A/Q の対数と単純な線形関係を持ちます。 .温度が Q を決定するため 要素の値をスキャンして、SEP イベントで観測された強化パターンに最適な温度を見つけることができます。たとえば、コロナの活動領域の温度は、コロナの他の場所よりも高温です。
ただし、元素 He は特別で、FIP =24.6 eV の最高値を持ち、コロナに輸送されるときにイオン化するのが非常に遅いです。一部の SEP イベントでは、FIP パターンまたは A/Q のべき乗則のいずれにも適合しない He の値が抑制されていることが判明しています。 他のすべての要素の。これらのイベントは、He がまだ平衡に達していないアクティブな領域の周辺にある新しいチャネルからサンプリングされる場合があります。
He に関するこれらの新しい結果と温度を測定するための新しい技術は、SEP 加速の原因とコロナの構造と物理学を理解するのに役立ち始めています。 SEP 元素存在量の測定は、このプロセスにおける強力な新しいツールです。
参考文献:
- Reames, D.V.:太陽エネルギー粒子の 2 つのソース、Space Sci. Rev. 175、53 (2013) doi:10.1007/s11214-013-9958-9
- Reames, D.V., Temperature of the source Plasma in gradual Solar Energy Particle Events, Solar Phys., 291 911 (2016a) doi:10.1007/s11207-016-0854-9 (arXiv:1509.08948)
- Reames D.V.、Solar Energetic Particles、Springer、ベルリン、(2017) ISBN 978-3-319-50870-2、doi:10.1007/978-3-319-50871-9
これらの調査結果は、ジャーナル Solar Physics に掲載された The Abundance of Helium in the Source Plasma of Solar Energetic Particles というタイトルの記事で説明されています。 .この作業は、メリーランド大学の Donald Reames が主導しました。
