7．太陽高エネルギー粒子の性質大澤幸治（名古屋大学プラズマ科学センター）（1994年3月2日受理） Basic Features of Solar OHSAWA Energetic Particles Yukiharu （Received2March1994） Abstract This article Observations simi重ar to briefly（iescribes show that enhanced，and3） that1）mean o∫solar partlcles basic features chemical corona，2）in can be some solar promptly emphasize（ithatatheoryforsolarenergetic fe ofenergetic composition particles pattern flares the accelerate（i of produce（i solar abun（lance to solar flares． particles ratio3He／4He relativistic particlesmustconsistently in energetic is energies。 accountforthese is greatly It is baslc atures． Keywords： solar energetic particle，solar flare，chemica蓋composition，3He−rich ．1．始めに event，生成される高エネルギー粒子の最高エネルギーは 109〜1010eVである（Fig．1参照）．これは高エ地球上で熱核融合反応を起こし発電に利用するためには，核融合炉のプラズマをおよそ1億度ネルギー粒子がつくられる下部コロナにおける平（〜104eV〉の高温に保つことが必要である．一均的粒子の107〜108倍ものエネルギーである．方，太陽の中心部での温度は1500万度程度（〜 103eV）と考えられているから，現存のトカマクあるから，これらの粒子は相対論的エネルギーをプラズマの温度より低いくらいである．ただし，持っていることになる．また，陽子の静止質量エネルギーが938MeVで勿論，太陽中心部での密度は桁違いに高い（およ地球に飛来する高エネルギー粒子は太陽フレアそ160g／cm3）．光球表面の温度は約6千度であによってつくられたものばかりでなく，太陽系のるが，2−3千km上空で急激に温度が上昇し，外に起源を持つ，いわゆる銀河宇宙線もある．観約100万度（〜102eV）のコロナとなる．太陽大気中で発生する爆発現象（太陽フレア）に伴って測される銀河宇宙線の最高エネルギーはおよそ 1020eVにも達する．その加速機構も大いに興味 P多αs泌αSo￠6％06C6螂⑳、！▽α9ρyαU痂％彩s吻，ノ〉α9ρyα46401． 439 プラズマ・核融合学会誌第70巻第5号 1010 太陽高エネルギー粒子 1994年5月 10 南ぷc「N悔陽子静止質量エネルギー i ｝所満」1鉱 1 パ＞ 3 1 竺 lll a1 lol 電子静止質量エネルギー 105 SEPm．u．加5di鴫／しG ｛PHσTOSPHERE》 10 セ太陽中心部 H 南㌔轟Sl 9 炉心プラズマ蕊 ONAr NelHe⊃ →＋柵けけll 匡1 巴コロナ SC 琶 100 10 Fig．1 Range of particles、 lb》雲 SEPm．u，b。s凶ne／CORONA 太陽表面 5α1 10 1 energies 陶 related to solar energetic 01 小特集の第11章で論ぜられているので，ここでは太陽起源の高土ネルギー粒子に焦点を絞って述 Ne Ar 理桝 1 のあるところであるが，それに関連する話題は本 O lHel 怖《c》 SEPm．u．boseしine／SW 4 5 6 7 FIRS 『 8 9 10 10NIZATlON 15 20 POTENT匿AL 25 30 【eV1 べる． Fig．2Ratios 2．基本的性質 of mean particles（denoted abundances by of solar energetic SEP勉鉱δσ、、κ紹）to（a〉local galactic，（b）coronal，and（c）solar wind abund− ances vs．first ionization potential（Mayer1985 太陽フレアは磁場のエネルギーが急激に解放される現象であると考えられている．そのエネルギ［4］）．ーは，マイクロ波，エックス線，ガンマ線などの電磁波の放射，衝撃波などのプラズマの巨視的運よく似ているということが観測から判ってい動の発生，プラズマの加熱，および高エネルギーる［3，4］．Fig．2は太陽高エネルギー粒子の存在量粒子の生成などに使われる［1］．1991年に打ち上とコロナ等における粒子の存在量との比をいろいげられた科学衛星「ようこう」が太陽フレアの観ろなイオンについて比較したものである．横軸は測を続けており，フレアをおこす磁力線の変動が原子の第1電離電圧（First 精力的に解析されている（解説として例えにとっている．中段の（b）がコロナとの比較であば［2］）．る．ゴをあるイオン種，笏をその数，侮efを高エ Ionization Potential）ネルギー粒子の数とすると（何らかの波による反 2．1平均の化学組成射（reflection〉によって高エネルギーになったで太陽に限らず宇宙プラズマの主成分は水素である．次に多いのはヘリウムであり，その存在量はあろうという意味で水素のおよそ10％である（原子核の数の比）．炭いる），（b〉は素，酸素，鉄等の重イオンは水素より3桁以上少 ref 多Z／ref／ηノ＝constant という文字を使用して（1）ない．つまり，高エネルギー粒子の存在比η，，，f／物はイそれでは太陽でつくられた高エネルギー粒子はオン種ゴによらないことを表している．言い換えどうかというと，その化学組成はコロナのそれと 440 小特集 7．太陽高エネルギー粒子の性質ホ大澤ると，高エネルギー粒子の化学組成もコロナのそことも多い．化学組成のそのような多彩な変化のれもよく似ているということであるなかで，特に注目を集めたのが，3He過剰現象と．なお，図（a）は高エネルギー粒子の光球との比較，（c）は太呼ばれるものである．通常の宇宙プラズマでは 3He、と4Heの存在量の比3He／4Heは4×10−4程陽風との比較である．少し細かくなるが，（a）の光球との比較では第度と非常に低いが，高エネルギー粒子におけるこ 1電離電圧が10eVあたりで階段状の変化をしている．Meyerによれば，それは光球とコロナとの比が大幅に増大するフレアが存在する．Fig．3 でいくらか化学組成が異なることの反映である．ある［5］．に示すように，3He／4Heが1を超すような例もこの現象が発見された当初［6］は，3Heの増大この階段状の変化については，加速そのものを第 1電離電圧と関連づける解釈もあり，定説は確立は核反応の結果であると思われた．例えば，高エされていないようである．ここでは，この階段状ネルギーの水素核を4Heに衝突させると変化についてはこれ以上立ち入らない． 2．23He過剰現象上で述べた高エネルギー粒子の化学組成は，多くのフレアについて平均した結果である．高エネルギー粒子の化学組成はフレアごとにかなり変化するし，一つのフレアでも時間とともに変化する H＋4He→2H＋3He，（2） H十4He→2H十3H，（3） H＋4He→2H＋難＋2H，（4）など，多くの反応が起こり得る．このような反応 1σ2 リコ … Uo附綱PE によって3Heが増大すると，2H，3Hも同じオー UしET ダーの増ネ方が予想されるが・3He過剰フレアに IMP8 伴う2H，3Hの増大は観測されなかった．したが 1σ3 奎図oy1974 DOY127−132 茜蓄って，3He過剰フレアは核反応の結果ではなく， 3Heが選択的に加速された結果であると考えられ 100 へ￥ ∈ ￥ o るようになった．＼り 2．3短時間の加速申3He oω 10遇＼中の水素核が数百MeV以上のエネルギーで他の水 He ヴコ o り素核と衝突すると，パイ中問子を発生させる．例， 10 えば， 6 1H十1H→21H十πo．一 Φ 10 この中性パイ中間子は直ちに二つの光子（ガンマ工 ↓ エ線）に崩壊する．｛十＋、 ① （5） 1 ユ πo→2γ．紳（6）このガンマ線のエネルギー・スペクトルはかなり 0，1 01 1 E！MeV Fig．33He−rich Energy 10 event spectra in May，1974． of3He Corresponding3He／4】日［e Ieon（MObiusαα なだらかで，そのピークは〜70MeVにある．（πoの静止質量エネルギーは135MeV）．また， Nuc and4He． ratio 高エネルギーイオンは他の原子核と衝突して，そ Upper panel： Lower panel： vs．energy per の原子核を励起させることもある．励起された原 nuc− ．1980［5］）．子核は直ちに基底状態に戻り，その時やはりガンマ線を放射する．そのエネルギ㌣はおよそ〜1 441 プラズマ・核融合学会誌第70巻第5号 1994年5月から10MeVの問である．電子と陽電子の対消ぎその不安定波により3Heの温度は数倍高くなる滅，中性子の捕獲など，他にも高エネルギーイオ（他のイオン種はそれほどは加熱されない）．ンが原因となるガンマ線発生機構はあるが，とにクス線やガンマ線を出す．ガンマ線は大気に遮ら高エネルギーイオンは〜1MeV以上のエネルギーに関心があるので，コロナ温度の〜100eV から，3He温度が数倍に上昇しても，加速の観点からはそれ自体大したことではない．Fisk論文では3HeのMeV以上への加速機構そのものはれて地上では観測できないので，人工衛星を打ち提出せず，それは未知として，熱速度が大きいも上げて，大気圏外で観測する．光子だけでなく，のほどその未知の機構によって多数加速されやす飛来する高エネルギーイオンや中性子を科学衛星いと仮定する．加速されるイオンの数はおよそかく，これらのガンマ線を観測すれば高エネルギーイオンについてある程度の情報を得ることができる．高エネルギー電子も制動放射によってエッあるいは地上で観測できることもある．（9）多z／ref〜1％exp（一∂ムr／2z霧ノ），，これらの観測から判ったことは，高エネルギー粒子は非常に短時問につくられるということであと考えるのである．ここで，砺はブ種イオンのる．例えば，Kane達は1986年の論文で〜1秒以熱速度，∂th，は粒子が加速されるために必要なあ下の短時間で相対論的エネルギーの粒子がつくらる最小限の速度である．この表式はLandau減衰のような過程を思い浮かべると受け入れやすくれたフレアについて報告している［7］．Chupp達は高エネルギーイオンによって生成される中性子（Fig．4参照），実際，暗黙の内にこのような仮定も急激に増大する（〜16秒）ことを報告していを置いている論文は少なくない．上式を仮定すれる［8］．中性子を発生させるためには，まず高エば，3Heが加熱された時（加熱とは別のある未知ネルギーイオンができ，次にそれらが他のイオンの過程により）多数の3He粒子が高エネルギーにと衝突して原子核の破砕などを起こさねばならない．この結果は，加速時問だけでなく，破砕が起加速されることになる．こる衝突時間も，少なくとも16秒以下の短時間均の化学組成がコロナの化学組成とよく似ているで起こらなければならないことを示している．という事実と明らかに反する．何故なら，もしもしかし，上式の仮定は，高エネルギー粒子の平（急激な加速についての解説は例えば文献［10］）．その仮定が成り立つなら，重いイオン（従って熱速度砺の小さなイオン）は極端に加速されにく 3．統一的な理論の必要性前節で述べた高エネルギー粒子の性質をどのように説明できるか考えてみよう．3He過剰の理論 f（v）としてよく知られているものにFiskの理論［9］がある．Fiskは4He密度が高く％4He／πH＞0．2，（7）電子温度が高い Te／TH＞5，（8）場合，プラズマ中の電流によって4Heのイオン O サイクロトロン波（バーンスタイン波）が不安定 V となり，しかもその波の周波数が3Heのサイクロトロン周波数9，Heに近い値（ω〜0．993He）を Fig．4 とり得ることを示した．彼の準線形理論によれば 111ustration cles in of the accelerated． 442 particles shaded VTj to area be Vthr accelerated． are assumed Parti− to be 小特集 7．太陽高エネルギー粒子の性質大澤くなり，高エネルギー粒子の化学組成は背景プラた．もちろん，紹介した観測結果以外にも，太陽ズマであるコロナの化学組成と比べて，重いイオ高エネルギー粒子は様々な性質を持つ．また，平ンの存在量が非常に少ない形になってしまうから均の化学組成が不思議であるということを積極的である．つまり，上の仮定はより一般的な観測事に主題として取り挙げた論文を見たことがないの実に反する．このことはFiskの理論が（加速機で，紹介した観測結果の選択には筆者の主観が入構そのものは未知としていること，必要なプラズマパラメータ（7）（8〉が普通のコロナプラズマのっていることになる．やや専門的になるのでここでは述べなかったが，このような基本的性質に対それと異なること，等の他にも）まだ不十分なもする統一的説明の試みとして文献［11，12］を挙げのであることを示す．一方，上の仮定（9）自身はておくので，関心をお持ちの方はご参照下さい．かなりもっともらしく見えるので，高エネルギー参考文献粒子の平均の化学組成がそれと反するということは，その化学組成の奇妙さをも示している．［1］桜井邦明他：月刊フィジクス72，（1987）．［21小杉健郎：パリティ8，4（1993）．第2．3節で述べたように，粒子は短時間に相対［3］」．P．Meyer，Astrophys．J．SuppL57，151（1985）．論的エネルギーにまで加速されるという観測事実［4］」．P．Meyer，Astrophys．J．SupPL57，173（1985）．がある．したがって，粒子加速の理論はまず，ど［5］E．M6bius，D．Hovesta（lt れだけの時間に，どれだけのエネルギーにまで加 an（i B．Klecker，Astro． pbys．」．238，768（1980）。速できるのか定量的に示さねばならない［10］．即［6］O．A．Schaeffer ち，プラズマ物理に基づいた合理的な根拠から， and J．Zahringer，P鉦ys．Rev．Lett． 8，389（1962）、粒子に働く力のFを求め，それから運動方程式［7］S．R．Kane，E．L、Chupp，D．J．Forrest，G。H．物4防／漉＝のFを解くことによってoノの変化を Share 示さねばならない．それと同時に，その機構によ（1986〉。 an（i E．Rieger，Astrophys．」．Lett．300，L95 ［8］E．L。Chupp6渉α」．，Astrophys．」．318，913（1987）．って加速される粒子の数（即ち化学組成）につい［9］L．A．Fisk，Astrophys．J．224，1048（1978）．ても観測を矛盾無く説明できるものでなくてはな［10］大澤幸治：日本物理学会誌45，637（1990〉．らない．［11］Y．Ohsawa，J．Phys。Soc．JPn．62，2382（1993）．太陽高エネルギー粒子の基本的性質について，［12］T，X．Zhang，M．Toida 第2節で観測結果を紹介し，第3節でその性質の and S・c．Jpn．62，2545（1993）．不思議さについて筆者の考えをごく簡単に記し 443 Y．Ohsawa，J．Phys．