電離度 np/(np+nH) 40% 38% 32% 24%

VVVV

現在の観測 (← 後述）を説明する VLISM（ =very local interstellar matter) のモデル（ heliosphere から十分遠方の上流でのパラメタ）　　　　　　 　 Heerikhuisen et al. (2014) ApJ 784, 73 を基に加筆　　　　

磁場強度は未確定

太陽風と星間ガス中性成分の相互作用寺澤敏夫（東大宇宙線研）

「確定」したパラメタ＊

ただし磁場の向きには 180 度の不定性あ

り

太陽風と星間ガス中性成分の相互作用

内容

Introduction　　 VLISM （ VLISM=very local interstellar matter) の観測手段（荷電交換 X 線以外）　　　　紫外線吸収、太陽 Lyα 光の散乱光観測、ピックアップイオン観測、中性粒子観測　　 VLISM の概要（紫外線吸収観測）　　ピックアップイオンの観測（ He+)Lyα による中性水素成分の観測中性水素、中性ヘリウム速度ベクトルの差→星間磁場方向の推定

中性粒子そのものの検出　　 IBEX 衛星による観測　　リボン構造の発見とその解釈

関連した観測　　 TeV 宇宙線の異方性観測→太陽圏のまわりの宇宙線の密度勾配・磁場方向推定

　　中性 H,He から決めた星間磁場方向と consistent

Review をまとめるにあたり、大平豊氏（青山学院大）、浅野勝晃（宇宙線研）の協力を得ました。

VLISM （ =very local interstellar matter ）の観測手段 (X 線観測以外）

近傍の星からの紫外光の吸収太陽紫外光の照り返し 　中性水素 Lyα 121.6nm, 中性ヘリウム 58.4nm

太陽圏に侵入した中性粒子→電離→ピックアップイオン（ PUI)

中性粒子そのものの検出　（技術的に難しく、漸く最近になって実用化）

電離（光電離、 CX 、電子インパクト )

B にトラップされて

サイクロトロン運動を開始

B

ピッチ角散乱を受け、速度空間のシェルを形成

シェルの検出により、 PUI を同定(Moebius+ 1985)

中性粒子

B

太陽風

太陽風の comoving frame

Dist. to LIC boundary 0.08pc ~26km/s3000y

↑ 境界に非常に近い。c.f. rc~ 0.01pc for 10TeV 陽子 in 1mG

LIC (Local Interstellar Cloud)

• Heliosphere is located just inside LIC boundary.• LIC filled with warm interstellar medium is sweeping past the

heliosphere at a speed of ~26 km/s.

• In less than 3000 years, LIC will have passed us by.

T~7000K, nH~0.1/ccIonization rate~0.52

Redfield & Linsky, ApJ, 535, 2000

Max. dimension ~ 6.8pcMin. dimension ~ 4.7 pc

近傍の星の紫外光の吸収の精密観測から

旧い値

Heliosphere 太陽圏（～１00AU)

26km/s

26km/s は音速ぎりぎりなので bow shock が形成されるかどうか疑問

Bow shock?

McComas et al. (2012): 速度を改訂→ 23.2km/s とし、 bow shock は「ない」と結論

（しかし、まだ議論の余地あり ? ）以下引用する多くの図はやや古いため bow shock が描かれているものが多い（できるだけ、 bow wave に修正）古い速度の値 26km/s が使われている図もまだ多く残っている。

星間物質の太陽圏への流入

Interstellar wind

( ～ 23.2km/s)

太陽風終端衝撃波

Heliopause

Bow wave

太陽圏尾 (heliotail)

100 AU

Galactic Cosmic Ray

Anomalous Cosmic Ray

Interstellar Pickup He+

Interstellar neutral He

太陽

極近傍星間物質 (VLISM) は部分電離ガスなので中性成分は磁場構造を越えて太陽圏内部まで侵入。 → 水素は 3-4AU まで → ヘリウムは 0.3AU 以内まで

LISM wind

Gravitational focusing of the LISM wind

VLISM の中性 He は太陽圏奥深くまで侵入

23 Sep

20 Mar

22 Jun

22 Dec1 AU

春分点方向

VLISM 風 /He 成分

Wu-Judge model 　　流れが重力により収束…古典的重力レンズ　　 He 密度のコントラストは数倍程度

0 3 6

He density (10-2 cm-3)

VLISM の中性 He は太陽圏奥深くまで侵入

VLISM 風23.2km/s, 6300K中性水素 0.2個 /cc

　　（ He はその 10% ）電離度 24-40% 　

( 不定性大、電離非平衡状態 )

地球・太陽のラグランジェ点 L2 にいるACE 衛星によるヘリウム PUI の常時観測

He

dens

ity

(rel

ativ

e un

it)

0

1

0

2

0

1998 Dec 1999 Dec 2000 Dec 2001 Dec 2002 Dec重力収束コーンの位置、幅、コーン内外の He 密度のコントラストは VLISM の流れの 3D 速度、温度を反映している。 (毎年の形状変化は主に太陽 UV 光の変化による )

観測されたコーンの形状から、VLSIM の速度、温度、密度，電離度が決められる

23 Sep

20 Mar

22 Jun

22 Dec

春分点方向 日本の寄与○ハレー探査機「すいせい」が 0.7AU で 　　ヘリウム PUI を検出 (1985 、太陽からの近距離レコード )○火星探査機「のぞみ」の惑星間空間巡航中　　にヘリウム PUI を検出 ( 野田、博士論文 2001; 山崎、博士論文、 2001) ○Geotail でも観測　　ヘリウム PUI と bow shock の相互作用など

Nozomi

2000-2001 の 2回、地球 (12月 ) とは違う時期 (4月、 6月 ) に重力収束コーンを横切った

VLISM 中性水素成分の検出：　地球軌道までは侵入しない→Lyα 観測による remote sensing

光るのは～ 10AU 近辺水素の流れの速度＋地球公転速度によるドップラー効果が重要

↓季節による見かけの明るさの変動

Fig. 1. Two examples of absorption cell transmission maps recorded by SOHO/SWAN (on 25 April 1996 and 29 December 1996). Maps are in ecliptic coordinates. Blank areas correspond to the absence of measurements or to contaminated data. Maximum absorption directions (green areas) form a pattern close to a great circle. This ZDSC (zero-Doppler shift circle) is in a plane that is perpendicular to the interstellar gas velocity in the observer frame, i.e., the difference between the H flow motion (green dashed vector) and the Earth velocity (black vector). The data used for the present analysis (black dots) are series of secants of the ZDSC.Lallement et al., Science, 307, 1447- (2005)

観測される H と He の流れの方向の食い違い（～数度）

水素←→プロトン　荷電交換反応を繰り返すので磁場によるプロトンの流れの変化が水素にも反映。一方、ヘリウムは荷電交換反応は無視できるので、もともとの星間ガスの流れを保存。

Fig. 3. A schematic view of the heliosphere in the case of a BIS inclined with respect to the flow direction [adapted from (24) and (25)]. Neutral (red arrows) and plasma (electrons and ions, black arrows) flows are sketched in the plane containing BIS (dashed lines) and the wind flow vector. The secondary flow of H atoms (marked 2) is generated between the bow shock and the heliopause in a region between the Sun-wind axis and the displaced stagnation line (green dashed line). According to such a scheme, the plane containing the primary flow (nondeviated, marked 1) and the secondary flow also contains the magnetic field, and the secondary flow arrival direction lies between the wind axis and the field direction.

中性粒子イオン

中性粒子そのものの検出

中性粒子の検出原理：金属表面でイオン化して、

そのイオンを質量分析（ Hsieh & Gruntman, 1993)

中性粒子フラックス↓　↓　↓　↓　↓

IBEX (International Boundary EXplorere) として実現2008 ～スピン軸（太陽指

向）

視線方向（視野角 6.5 度 ×6.5 度）

IBEX打ち上げ前に期待されていた観測結果

（全天を半年でスキャン）

IBEX 観測：中性粒子による全天イメージ　（ McComas et al., 2012)

IBEX 観測：中性粒子による全天イメージ→「リボン構造」

磁場方向は H-He の速度ベクトルの違いで決めたもの

Heliopause （法線ベクトルn ）に星間磁場 B が巻き

付く↓

(n,B)=90 度となる領域付近で星間プラズマの濃度

上昇↓

そこで起こる荷電交換により生まれた高速中性粒

子↓

リボン状となって観測される

アイデア

MHD モデルによる説明の試み

↓Heerikhuisen et al.

(2014)

Ribbon 構造を MHD モデルにより説明する試み→ Heerikhuisen et al. (2014)

宇宙線の異方性 (数～ 20TeV領域）　

Tibet/IceCube による異方性観測（ SK の μ の異方性も consistent な結

果）

http://www.nasa.gov/sites/default/files/styles/673xvariable_height/public/sun_position_0.jpg?itok=FljhudbO

仮定：○宇宙線粒子は局所標準静止系 (LSR 　　　 =local standard of rest) で等方的○太陽圏の LSR に対する相対運動uLSR

　　により、宇宙線粒子密度 f0 に勾配が　作られる　　　　　ここで、 x軸を uLSR に平行な方向にとった。　異方性 ξは次式で与えられる：

　ただし、

　 bは磁力線方向の単位ベクトルで、

　 κ∥ 、 κ⊥ 、 κT は拡散係数テンソルの　対角成分、非対角成分

Schwadron et al. (2014) Science宇宙線の異方性 (数～ 20TeV領域）　

観測された宇宙線異方性 モデルから得られた宇宙線異方性

宇宙線の異方性 (数～ 20TeV領域）　 Schwadron et al. (2014) Science

磁場方向、 uLSR には IBEX などの最新の結果を使用

電離度 np/(np+nH) 40% 38% 32% 24%

VVVV

現在の観測を説明する VLISM（ =very local interstellar matter)のモデル（ heliosphere から十分遠方でのパラメタ）　　　　　　 　 Heerikhuisen et al. (2014) ApJ 784, 73 を基に加筆　　　　

「確定」したパラメタ＊

ただし磁場の向きには 180 度の不定性あ

り

磁場強度は未確定

太陽風と星間ガス中性成分の相互作用寺澤敏夫（東大宇宙線研）

太陽風と星間ガス中性成分の相互作用

内容

Introduction　　 VLISM （ VLISM=very local interstellar matter) の観測手段（荷電交換 X 線以外）　　　　紫外線吸収、太陽 Lyα 光の散乱光観測、ピックアップイオン観測、中性粒子観測　　 VLISM の概要（紫外線吸収観測）　　ピックアップイオンの観測（ He+)Lyα による中性水素成分の観測中性水素、中性ヘリウム速度ベクトルの差→星間磁場方向の推定

中性粒子そのものの検出　　 IBEX 衛星による観測　　リボン構造の発見とその解釈

関連した観測　　 TeV 宇宙線の異方性観測→太陽圏のまわりの宇宙線の密度勾配・磁場方向推定

　　中性 H,He から決めた星間磁場方向と consistent

Review をまとめるにあたり、大平豊氏（青山学院大）、浅野勝晃（宇宙線研）の協力を得ました。