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れれしまむね
5 years ago
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1 彩層磁場観測に基づく非線形 force- free 磁場 (NLFFF) モデリング : フレアコロナ質量量放出研究の方向性塩田大幸名古屋大学太陽地球環境研究所草野完也今田晋亮亮井上諭日本天文学会 2014 年年秋季年年会山形大学

2 太陽フレアコロナ質量量放出(CME) コロナ質量量放出(CME) 太陽フレア Hinode 太陽フレア CME コロナ磁場に蓄積された磁気エネルギーが解放される爆発現象 SoHO 太陽に限らず多くの天体に共通地球磁気圏に擾乱

3 フレア CME 研究の位置づけ天体物理理学上の物理理課題エネルギー蓄積問題どれだけの自由エネルギーがどこに蓄積されているか? トリガ問題何をきっかけとしてフレア CME が始まるか? 宇宙天気予報どの規模の現象がいつ起こるか? 地球へどの程度度影響があるか? 磁気リコネクションコロナ磁場の三次元構造

The Astrophysical Journal, 760:31 (9pp), 2012 November 20 フレアトリガ過程

(2012) than the realistic speed of emerging flux (the order the

Therefore, we focus m dynamics caused by magnetic structures formed

emergence or horizontal m solar surface is more efficient for forming

Curved solid lines with arrows L/VA ), respectively, where VA is the

force-free field and the for ion mass mi, plasma number density n,

respectively, with respect ability µ0. In a typical AR (B0 0.

White and gray areas on the bottom surface スケールの異異なる2つ磁場構造 20 Mm), τa

indicate positive and negative magnetic polarity regions.

reservoir) plasma pressure and variations in plasma density a

e., the ratio of thermal to magnetic pressure) is フレア less than unity.

SIMULATION MODEL phase, which is the focus of this paper, is thus co

4 The Astrophysical Journal, 760:31 (9pp), 2012 November 20 フレアトリガ過程 The Astrophysical Journal, 760:31 (9pp), 2012 November 20 Kusano+ (2012) than the realistic speed of emerging flux (the order the physically meaningful process of simulation flux injection terminates. Therefore, we focus m dynamics caused by magnetic structures formed of flux injection rather than the dynamics of flu Which process, flux emergence or horizontal m solar surface is more efficient for forming such beyond the scope of this paper, although we par this issue in Section 3. The length, magnetic field, and time are descr dimensional units, L, B0, and the Alfve n transi Figure 1. Illustration of the simulation setup. Curved solid lines with arrows L/VA ), respectively, where VA is the Alfve n speed correspond to magnetic field lines in the pre-existing force-free field and the for ion mass mi, plasma number density n, and va small-scale injected field, which rotate θ0 and ϕe, respectively, with respect ability µ0. In a typical AR (B T, n 1 to the large-scale potential field. White and gray areas on the bottom surface スケールの異異なる2つ磁場構造 20 Mm), τa 0.4 s and VA 50 Mm s 1. indicate positive and negative magnetic polarity regions. We adopted the zero-beta model for the simula シアアーケード (energy reservoir) plasma pressure and variations in plasma density a eruptions 浮上磁場 (perturbation) as well as the predictability of these eruptions on the be less effective. This model is applicable when th basis of this paper s conclusion. (i.e., the ratio of thermal to magnetic pressure) is フレア less than unity. The coronal plasma within an AR 2. SIMULATION MODEL phase, which is the focus of this paper, is thus co model. The governing equations are the same a The simulation box includes a rectangular domain in our previous study (Kusano et al. 2004; Kusan ( 3L, 0.75L, 0)! (x, y, z)! (3L, 0.75L, 3L), which cor3. Simulation result for ϕe resistivity = 180 and θ0 η =and 77. 5,viscosity in which the OP-type Figur electrical ν are initially c responds to the solar atmosphere above the photospherefigure within

5 Flare diagram (Kusano+ 2012) シアアーケード磁場の角度度 = エネルギーの蓄積量量 = = = = = 浮上磁場の向き

6 CME トリガモデル (Chen & Shibata 2000) フラックスロープ (energy reservoir) + 浮上磁場 (perturbation) フレア CME 浮上磁場浮上磁場 Shiota+(2005)

7 CME 初期過程 Interaction between ejecting flux rope and ambient field Tubes:magnetic field lines, background:vr Shiota+ (2010) 7

8 フレア CME 研究にとってコロナ磁場天体物理理学上の解明すべき物理理課題エネルギー蓄積問題どれだけの自由エネルギーがどこに蓄積されているか? トリガ問題何をきっかけとしてフレア CME が始まるか? 宇宙天気予報どの規模の現象がいつ起こるか? 地球へどの程度度影響があるか? 磁気リコネクションコロナ磁場の三次元構造

9 コロナ磁場の求め方観測による測定は非常に困難密度度の大きい光球では偏光分光観測によりベクトル磁場分布を得ることができる Hinode/SOT, SDO/HMI, etc 観測された磁場分布を境界条件として満たす三次元コロナ磁場をモデルにより計算で求めるポテンシャル磁場モデル線形 force-free 磁場非線形 force-free 磁場磁気静水圧平衡場活動領領域磁場の計算に適したモデル

10 非線形 force-free 磁場 (NLFFF) モデル運動方程式 v ρ + ρv v = J B p + ρg t =0 平衡状態 Plasma β 1 三次元空間で J B=0 を満たす磁場を求める J = B = αb 非線形 : 空間的に非一様なα

11 NLFFFの計算例例名古屋大学太陽地球環境研究所 GEMSISプロジェクト NLFFFデータベース (塩田+ 2013秋季年年会) MHD relaxation method (Inoue+ 2014) ポテンシャル磁場 NLFFF

12 NLFFF モデルの現状の課題運動方程式 v ρ + ρv v = J B p + ρg t =0 平衡状態 Plasma β 1 観測 (SOT,HMI) ベクトル磁場が得られる光球では plasma β ~ 1 or 1 force-free 条件を満たしていない完全なforce-free 磁場を求めることができない観測をforce-free 条件を満たすように修正ガス圧も含めた磁気静水圧平衡場を求める

13 Solar-C/SUVIT で観測される磁場の高度度分布 2014 年年 2 月太陽圏連シンポ ( 一本さん講演資料料より抜粋 )

14 Solar-C/SUVIT の観測への期待彩層ベクトル磁場分布 plasma β 1 or ~1 を満たす領領域でベクトル磁場分布が得られればより再現性の高いコロナ磁場を求めることができる光球彩層ベクトル磁場の同時観測視線垂直磁場 180 度度不不定性の解消 B = B x x B + y y B + z z = 0 太陽面の境界条件の問題点が解消されると期待

15 今後の方向性 : 全球コロナ磁場モデル現状の活動領領域 NLFFF モデル : 活動領領域近傍を解くサイド上空の境界条件も考慮すべき要素ポテンシャル磁場の値を固定して用いている <= 境界で不不連続を発生 DeRosa+2009 全球磁場も NLFFF として求めるネストしたモデルの開発が必要太陽風によるグローバル磁場構造の変形も考慮する必要あり

16 まとめ太陽だけでなく他の天体にとっても重要な現象フレア CME の発生過程 ( エネルギー蓄積トリガ問題 ) の解明に加えて宇宙天気予報を実現の観点からコロナ三次元磁場構造の理理解が重要光球ベクトル磁場観測データから非線形 force-free 磁場モデルを用いてコロナ磁場が求められている現状ではモデルと観測が適合していないため詳細な研究ができていない Solar-C/SUVIT による彩層磁場観測により現在のモデルの課題を克服できることが期待されるフレア CME 発生過程の理理解にとって活動領領域内部の磁場構造に加えてグローバルな磁場構造の再現も重要な要素活動領領域と全球の磁場を同時に計算するコードを今後開発していく

連結階層シミュレーションアルゴリズムの開発

連結階層シミュレーションアルゴリズムの開発 2013 年天文夏の学校 2013.7.30 太陽フレアはいつ起きるか? 草野完也名古屋大学太陽地球環境研究所太陽フレアフレアの際の soft X-ray 流束の時間変化 2013/7/30 3 太陽嵐の影響と被害宇宙天気短期的な宇宙環境変動太陽フレアコロナ質量放出 (CME) 磁気嵐電離圏嵐環境社会への甚大な影響 Coronal Mass Ejection 太陽フレア爆発の予測