[論文レビュー] Effects of the tilted and wavy current sheet on the solar modulation of galactic cosmic rays

Shoko Miyake, S. Yanagita|arXiv (Cornell University)|Oct 26, 2006

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、動的に変化する傾きと波打つ太陽系電流面（HCS）を組み込んだ、3次元で時間に依存する確率微分方程式（SDE）モデルを開発し、太陽系における銀河宇宙線（GCR）の調制をシミュレートする。モデルは22年周期の太陽調制サイクルをうまく再現しており、正の電荷と負の電荷を帯びた粒子の非対称な強度調制を定性的に捉えているが、qA > 0 の陽子の観測スペクトルを再現できない。これは、HCS構造が単純化されており、極域における横方向磁場成分が欠落しているためとされる。

ABSTRACT

Transport equation of the galactic cosmic ray (GCR) is numerically solved for qA>0 and qA<0 based on the stochastic differential equation (SDE) method. We have developed a fully time-dependent and three-dimensional code adapted for the wavy heliospheric current sheet (HCS). Results anticipated by the drift pattern are obtained for sample trajectories and distributions of arrival points at the heliospheric boundary for GCR protons. Our simulation reproduced a 22-year cycle of solar modulation which is qualitatively consistent with observations. Energy spectra of protons at 1 AU are calculated and compared with the observation by BESS.

研究の動機と目的

• 太陽系電流面（HCS）の傾きと波打つ性質が、銀河宇宙線（GCR）の太陽調制に与える影響を調査すること。
• 確率微分方程式（SDE）に基づく完全に時間に依存する3次元数値モデルを構築し、現実的なHCS幾何形状におけるGCR輸送をシミュレートすること。
• GCR強度に観測された22年周期の調制サイクルを再現し、BESS観測と比較してシミュレートされた陽子スペクトルを評価すること。
• 現在のモデルの限界、特にqA > 0 の陽子の観測スペクトルを再現できない点を特定すること。

提案手法

• 本研究は、Parkerの輸送方程式と同等の確率微分方程式（SDE）形式を用い、太陽風の流れ、拡散テンソル、勾配・曲率ドリフト速度を組み込む。
• 太陽系磁場（HMF）はParkerのスパイラルとしてモデル化され、HCSは時間的・半径的依存の傾き関数として表現され、11年周期の太陽活動サイクルに従って変化する。
• HCS構造は、太陽の自転と時間変動する傾き角を含む動的方程式で定義され、太陽風速度（約400 km/s）に従い、信号が太陽から80 AUまで伝播する。
• 粒子は1 AUからヘリオスフィア境界（80 AU）まで後退追跡され、初期条件は1 AUの赤道面上に設定され、到着時刻、エネルギー損失、軌道分布が記録される。
• ドリフト速度場法を用いて、HCSを越える粒子ドリフトを計算し、qA > 0 と qA < 0 の符号依存の挙動を扱う。
• シミュレートされた陽子エネルギースペクトルは、1998年と2000年のBESS観測と正規化し、モデルの正確性を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 時間に依存し、半径方向に伝播するHCSの傾きと波打つ性質は、銀河宇宙線の調制にどのように影響を与えるか？
• RQ2 3次元で時間に依存するSDEモデルは、GCR強度に観測された22年周期の調制サイクルを再現できるか？
• RQ3 一般の調制傾向を捉えているにもかかわらず、なぜqA > 0 の陽子のエネルギースペクトルを再現できないのか？
• RQ4 HCSドリフト効果のため、qA > 0 と qA < 0 の粒子の軌道および到着分布はどのように異なるか？

主な発見

• モデルは、太陽系境界への信号伝播の有限性に起因する時間遅れを伴いながらも、銀河宇宙線強度の22年周期の調制サイクルをうまく再現した。
• qA < 0 の場合、2000年のBESS観測とよく一致するシミュレートされた陽子エネルギースペクトルが得られ、特に傾きが70°で太陽磁気極性が負の時期に顕著であった。
• qA > 0 の場合、観測された陽子強度が過小評価されており、調制が不十分であると示唆される。これは、極域における横方向磁場成分が欠落しているため、ドリフトが抑制されないためとされる。
• qA > 0 の粒子は1 AUに平均して4.5日で到着し、弱い調制を示している一方、qA < 0 の粒子は80日を要し、HCSに沿った強力な閉じ込めとドリフトを示している。
• 80 AUにおける到着地点の緯度分布はHCS構造を反映しており、qA < 0 の粒子はHCS付近に集積するが、qA > 0 の粒子は極付近に分布する。これは観測者の位置がHCSからどの程度離れているかに依存する。
• qA > 0 のスペクトル再現に失敗したことは、今後のモデルにおいて、ランダムな横方向磁場成分や非定常状態のHCS進化をより現実的に組み込む必要があることを示している。