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1 スーパーコンピュータを 利 用 した 大 規 模 惑 星 磁 気 圏 シミュレーションと 可 視 化 深 沢 圭 一 郎 1, 2 1. 九 州 大 学 情 報 基 盤 研 究 開 発 センター 2. CREST, JST Nov. 4, 2011

2 Context 1 1. Introduction 太 陽 地 球 惑 星 系 科 学 の 紹 介 磁 気 圏 の 構 造 MHD 方 程 式 とVlasov 方 程 式 2. 木 星 磁 気 圏 のシミュレーション 周 期 的 現 象 の 観 測 結 果 とシミュレーション 結 果 3. 土 星 磁 気 圏 シミュレーション プラズマ 渦 構 造 とオーロラの 関 連 4. まとめ

3 Introduction -1 2 太 陽 地 球 惑 星 系 科 学 とは

4 Introduction -2 3

5 Introduction -3 4

6 Introduction -4 5 地 球 木 星 土 星 における 電 磁 気 的 特 徴 Jupiter Saturn Earth Magnetic field [nt] 420,000 21,000 31,000 Magnetic polarity N pole is north N pole is north N pole is south Rotation period [hr] Main plasma source Io, ionosphere Enceladus, ionosphere ionosphere Equatorial Radius [km] 71,492 60, From Sun [A.U.] 木 星 は 巨 大 な 磁 場 と 豊 富 なプラズマを 持 って 高 速 自 転 する. 土 星 は 豊 富 なプラズマを 持 って 高 速 自 転 する.

7 Introduction -5 6 地 球 土 星 磁 気 圏 の 形 Enceladus Plasma disk Fig. 1. A schematic of Terrestrial magnetosphere Fig. 2. Schematic of Saturn s magnetosphere [Kivelson, 2006] 土 星 は 高 速 自 転 しているため 磁 気 圏 内 のプラズマ 対 流 が 複 雑.

8 Introduction -6 7 Spacecrafts 8 機 の 探 査 機 が 木 星 を 観 測 Pioneer10 (1973), Pioneer11 (1974), Voyager1 (1979), Voyager 2 (1979), Ulysses (1992), Galileo ( ), Cassini (2000), and New Horizon (2007) 4 機 の 探 査 機 が 土 星 を 観 測 Pioneer11 (1979), Voyager1 (1980), Voyager 2 (1981), Cassini ( now), Future missions JUNO (launch at 2011, arrive at Jupiter in 2016) EJSM (Jupiter mission: launch after 2020) TANDEM (Saturn mission: launch after 2020)

9 Motivation 巨 大 で 複 雑 な 惑 星 磁 気 圏 を 計 算 機 シミュレーション で 調 べよう なぜシミュレーション? 惑 星 の100 倍 以 上 に 広 がる 磁 気 圏 全 体 を 見 るにはシミュ レーションしか 無 い 観 測 ではある 時 間 の 空 間 一 点 しかわからず 物 理 現 象 の 理 解 が 難 しい 磁 気 圏 は10m~10 9 mスケールまでの 現 象 を 含 むマルチス ケール 環 境 であり シミュレーションに 最 適 最 終 的 には 人 類 が 宇 宙 空 間 に 出 て 行 く 際 に 安 全 な 情 報 を 提 供 したい

10 電 磁 流 体 コード -1 宇 宙 プラズマを 取 り 扱 う 方 程 式 (1) Vlasov 方 程 式 無 衝 突 Boltzmann 方 程 式 とMaxwell 方 程 式 から 成 るプラズマの 振 る 舞 いを 最 も 正 確 に 表 現 できる 方 程 式 系 速 度 分 布 関 数 f(x, v, t)を 考 えると f t f v x q m f ( E v B) 0 v これとMaxwell 方 程 式 を 連 立 して 解 く しかし 位 置 (x, y, z)3 次 元 速 度 (v x, v y, v z )3 次 元 と 時 間 から 成 る 非 線 形 方 程 式 系 で 解 くことが 困 難 f(x, y, z, v x, v y, v z, t)を 計 算 するにはメモリ 不 足

11 電 磁 流 体 コード -2 宇 宙 プラズマを 取 り 扱 う 方 程 式 (2) MHD (Magnetohydrodynamics) 方 程 式 Vlasov 方 程 式 のn 次 モーメント 取 ることで 求 められる 0 次 ( 速 度 空 間 で 積 分 ) 1 次 (vかけて 積 分 ) 2 次 (v 2 かけて 積 分 )より ( v ) t v 1 1 ( v ) v p J B t p t ( v ) p p v を 得 る これらと 磁 場 の 誘 導 方 程 式 B ( v B) t をまとめてMHD 方 程 式 という

12 木 星 磁 気 圏 シミュレーション

13 木 星 磁 気 圏 シミュレーション1 12 周 期 的 な 現 象 がGalileoによって 観 測 木 星 磁 気 圏 尾 部 で2~3 日 周 期 のプラズマ 放 出 現 象 Fig. 3. Distribution of flow directions [Woch et al., 2002]

14 木 星 磁 気 圏 シミュレーション2 13 シミュレーションにより 観 測 に 似 た 現 象 を 再 現 周 期 的 なプラズマ 放 出 現 象 をシミュレーションにより 再 現 Fig. 4 プラズマの 周 期 的 放 出 現 象 [Fukazawa et al., GRL, 2005]

15 木 星 磁 気 圏 シミュレーション3 14 Periodic plasmoid ejection from simulation Fig. 5. Locus of the X-type and O-type neutral lines versus time [Fukazawa et al., 2005]

16 木 星 磁 気 圏 シミュレーション4 15 New Horizonの 観 測 結 果 [McComas et al., 2007] In late February 2007, the New Horizon spacecraft flew past the Jupiter and observed plasmoid like structures repeatedly in Jupiter s distant tail. Fig. 6. Plasma observations from just after NH s inbound crossing of Jupiter s magnetopause late on DOY 56, through closest approach at ~32 R J, and back down the magnetotail to >2500 R J. [McComas et al., 2007]

17 木 星 磁 気 圏 シミュレーション5 16 Solar wind parameter (1) Northward IMF and medium dynamic pressure (2) Southward IMF and medium dynamic pressure (3) No IMF and medium dynamic pressure with oscillation (4) Low northward IMF and dynamic pressure (5) Oscillated IMF B Z and low dynamic pressure [Fukazawa et al., JGR, 2010]

18 木 星 磁 気 圏 シミュレーション6 17 B T [Fukazawa et al., JGR, 2010]

19 木 星 磁 気 圏 シミュレーション7 18 Periodic plasmoid ejection in the tail Simulation[Fukazawa et al., 2010] Periods of plasmoid ejection are 55, 100 hours. Velocities of plasmoid are 275, 130km/s. Ejected from ~100R J and observed the length of the simulation. NewHorizon [McComas et al., 2007] Period of plasmoid ejection is 3~4 days. Velocity of plasma is ~140 to 760km/s (H + ). Observed between 600R J ~1000R J.

20 土 星 磁 気 圏 シミュレーション 19

21 土 星 磁 気 圏 シミュレーション1 20 IMFの 変 化 に 伴 う 土 星 磁 気 圏 対 流 構 造 どの 条 件 において も 土 星 磁 気 圏 では 渦 構 造 が 発 達 して いる no IMF southward IMFではスケールの 大 きな 渦 northward IMFでは 小 さいが 強 い 渦 が 見 える Fig. 7. The temperature and flow vectors in the equatorial plane for the simulations with no IMF (a), southward (b) and northward IMF (c) [Fukazawa et al., 2007a]

22 土 星 磁 気 圏 シミュレーション2 21 HSTとCassiniの 同 時 観 測 (2004 年 ) Cassiniが 太 陽 風 を 観 測 して(500R S 程 度 上 流 ) HSTが 土 星 のオーロラ を 撮 像 土 星 磁 気 圏 の 乱 れた 対 流 構 造 渦 構 CIR 衝 突 時 にdawn 側 で の 増 光 が 見 られるが 原 因 は 不 明 造 に 関 係 するのでは? Fig. 8. Comparison between HST images and solar wind conditions propagated to Saturn for the period January 2004 [Crary et al., 2005]

23 土 星 磁 気 圏 シミュレーション3 Vortex at dawn in the observations from Cassini 2006_FGM_KSO_1M BX[nT] BY[nT] この 磁 場 変 化 は 磁 気 圏 内 における 渦 構 造 を 示 していると 言 われている BZ[nT] BTOTAL[nT] DOY:7619:00 22:00 01:00 04:00 07:00 10:00 13: Mar-17 X Y Z LOCAL HOUR Fig. 9. One minute averages of Cassini magnetic field observations in KSO coordinates (X Saturn to Sun, Z-upward normal to Saturn s orbital plane, Y completes a right handed system) on March 17 and 18, 2006[Walker et al., 2011].

24 土 星 磁 気 圏 シミュレーション4 Comparison between observation and simulation 観 測 シミュレーション Fig. 10. Amplitude spectra of the oscillations observed by the Cassini magnetometer after the last magnetopause crossing on March 18, 2006 (left) and from the simulation (right) [Walker et al., 2011]

25 土 星 磁 気 圏 シミュレーション5 シミュレーション 上 の 空 間 精 度 の 問 題 今 までは 十 分 な 空 間 精 度 ではなかった 今 までの 計 算 では0.3R S の 格 子 幅 を 利 用 実 距 離 で 言 うと 0.3 約 60,000km=18,000km 近 年 地 球 磁 気 圏 では0.1R E (640km) 以 下 で 印 象 的 な 波 渦 構 造 が 生 成 太 陽 風 中 のラーマ 半 径 を100km 以 上 程 度 としても 土 星 磁 気 圏 シミュレーションにおいて まだまだMHD 範 囲 内 より 精 度 の 高 い 計 算 をし 構 造 の 変 化 があり 得 るか 確 認 し 知 見 を 得 ておくべき! 高 解 像 度 土 星 磁 気 圏 MHDシミュレーション

26 土 星 磁 気 圏 シミュレーション6 25 土 星 磁 気 圏 大 規 模 シミュレーション 今 までより3 倍 の 解 像 度 で 計 算 世 界 最 大 規 模 の 計 算 ( )により 渦 構 造 とオーロラ の 関 係 を 調 べている 計 算 データが 大 きくな り 可 視 化 (ポスト 処 理 )に 問 題 が 出 てきて いる 東 大 に 導 入 されたAVS PCEを 利 用 することで 対 応 している Fig. 11. 土 星 磁 気 圏 赤 道 面 におけ る 磁 場 強 度 [Fukazawa et al., JGR, 2011, revised]

27 土 星 磁 気 圏 シミュレーション7 26 極 域 沿 磁 力 線 電 流 の 構 造 沿 磁 力 線 電 流 はオーロラの 輝 きと 関 連 がある 細 かな 沿 磁 力 線 電 流 の 強 い 分 布 が 見 える Fig. 12. 土 星 磁 気 圏 における 沿 磁 力 線 電 流 の 構 造 [Fukazawa et al., JGR, 2011, revised]

28 土 星 磁 気 圏 シミュレーション8 27 沿 磁 力 線 電 流 と 渦 構 造 の 関 係 沿 磁 力 線 電 流 の 強 い 箇 所 から 磁 力 線 を 伸 ばすと... 大 規 模 計 算 によ る 高 精 度 なシミュ レーションにより 土 星 渦 構 造 と オーロラの 構 造 の 関 連 性 を 示 唆 Fig. 13. 土 星 磁 気 圏 における 渦 構 造 と 沿 磁 力 線 電 流 の 関 係 [Fukazawa et al., JGR, 2011, revised]

29 Summary 28 惑 星 磁 気 圏 のMHDシミュレーション 観 測 では 情 報 が 足 りないため 数 値 シミュレーションが 力 を 発 揮 できる 分 野 木 星 磁 気 圏 では 周 期 的 な 現 象 が 観 測 されているが シミュ レーションでもその 現 象 を 再 現 できている 土 星 磁 気 圏 では 渦 構 造 とオーロラの 関 係 が 観 測 から 示 唆 されているが シミュレーションでも 確 認 出 来 ている 現 在 の 計 算 では スパコン 上 で 計 算 は 出 来 るが 計 算 結 果 のデータが 大 きすぎて ポスト 処 理 が 困 難 になってきて いる

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