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ちかことみもと
9 years ago
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1 退職記念講演最終講義 2013 年 3 月 22 日 ( 金 ), 名古屋大学野依記念学術交流館地球惑星磁気圏のシミュレーション名古屋大学太陽地球環境研究所荻野瀧樹

2 学生の時心に残った言葉おもいでは一人ひとり違うので共通認識に達するのは厳密には不可能であるそう認識した上で人とのコミュニケーションをする必要がある ( 早稲田大学の学生の言葉 ) 青春とは何か人生には数度必ず自分で道を選ぶことができる機会が生じるその時選択できる複数の道の中からより挑戦的な道困難な道を選べるのが若者の特権であるその精神をもち続けれる時代が青春である ( 大学の先輩の言葉 )

3 昭和 48 年昭和 51 年昭和 53 年略歴名古屋大学大学院工学研究科修士課程博士課程 ( 電気系 ) 名古屋大学工学部電気工学科助手名古屋大学空電研究所名古屋大学太陽地球環境研究所この間フェルミ国立加速器研究所 ( 米国 ) の研究員 UCLA/IGPP( 地球惑星物理学研究所米国 ) の研究員 Fermilab Fermilab UCLA/IGPP

4 学生 / 工学部時代工学部電気武田研から空電研究所へ非線形プラズマ波動の研究ソリトンの衝突と球円筒ソリトン非線形分散関係非線形 Schrodinger 方程式トロイダルプラズマの MHD 不安定性 ( プラズマ研究所 ) 反陽子の電子冷却 (Fermilab)

5 非線形プラズマ波動の研究谷内俊弥先生私が研究結果を説明に行った時それは証明できますか証明できていないと危ないですよ後でひっくり返るかも知れませんよ

6 ソリトンの衝突と球円筒ソリトンエントロピー増大の法則はポピュラーな非線形項では実現しない! 正面衝突正面衝突追い越し正面衝突追い越しイオン音波ソリトンの正面衝突 Boussinesq, 逓減摂動法ソリトンの回帰現象

7 ソリトンの衝突と球円筒ソリトン球円筒ソリトンは必ずおつり (residue) がでる全振舞いをソリトンだけでは書けない不均一効果が重要? 球ソリトン

8 非線形分散関係と非線形 Schrodinger 方程式低減摂動法による Nonlinear Schrodinger Eq. の導出 ( 谷内, 矢島, 共同研究者 ) 両者は一対一の関係本当に一般的に解けたのか? プラズマでは磁場中の2 流体でも運動力学的理論でも一般的な解法を与えてはいない何が問題か? 自己変調非線形性高調波

9 トロイダルプラズマの MHD 不安定性西川恭冶先生職に就いたなら世界の研究者が興味を持つ研究テーマを選ぶべきシミュレーションで新しい結果を出した時同時にそれが簡単な物理描像で示せることが必要である Physical Picture で同時に説明できることが重要 3 次元 MHD シミュレーションを開始

10 トカマクの Saw-tooth 振動 Spontaneous Reconnection とは? 3 次元 MHD シミュレーショングリッド数 : (16,16,10) (26,26,16),(JPSJ,1981) 完全な平衡解から開始釣り合い条件古い磁気島新しい磁気島座標系 (1,1) モードの時間発展磁気島の新旧交代

11 バルーニング不安定グリッド数 : (26,26,16) 円筒座標系バルーニングモードの非線形発展の形状モードの時間発展

12 反陽子の電子冷却 (Fermilab) Fermilab の加速器での陽子 - 反陽子衝突実験を行うために冷たい電子を用いて反陽子を冷却 (Teng 博士 ) Spitzer, Hubbard, Rosenbluth など古典的なプラズマ輸送係数導出の長い理論論文を読む古典理論はいかに解析が難しいか古典理論と異常輸送理論がすべて繋がっていることが理解できた磁場に垂直と平行エネルギーが極端に違う場合の速度空間の摩擦係数と拡散係数の導出に成功しソ連の実験結果を説明できた異方性はどんなに大でも適用可 ( 回転楕円体の厳密解 ) 米国での理論研究は真剣勝負だと実感

13 Fermilab からの帰国途中に UCLA を訪問 UCLA 物理学科の Dawson 教授の研究室を訪問 LeBoeuf, Tajima, Kennel and Dawson の MHD 粒子モデルによる磁気圏の 2 次元グローバルシミュレーション研究を知る帰国後太陽風と地球磁気圏相互作用の 2 次元 3 次元グローバル MHD シミュレーションを開始 UCLA/IGPP の Ashour-Abdalla 教授のグループで招聘研究員としてスパコン CRAY-1 を用いた地球磁気圏のシミュレーション研究を行う好機を得る

14 地球磁気圏の 3 次元 MHD シミュレーション開始 UCLA でロスアンゼルスで住居を見つけるのに苦労した (5 歳と 1 歳未満の子供がいたため ) しかし米国社会を理解するのにとても役立った郷に入っては郷に従えで表向き公平に扱われていればそれで不満は感じない日本でも外国人に対しては米国流にすべき!

15 磁気圏尾部ローブの分岐 (Bifurcation)

16 磁気圏尾部ローブの分岐 (Bifurcation) 2 北向き IMF の 3 次元 MHD: グリッド数 (60,30,30) 1/4 モデルの座標系 3 次元磁力線図太陽方向の対流極域投影図磁気圏対流の投影図南向き IMF と逆方向

17 磁気圏尾部ローブの分岐 (Bifurcation) 3 北向き IMF の 3 次元 MHD: グリッド数 (48,48,24) 1/2 モデルの座標系 IMF の回転に伴いローブ分岐は極域を横断 IMF の方向に依存するローブの分岐反平行磁気リコネクションの発生が原因

18 IMF の y-z 成分に依存する磁気リコネクションモデル投影磁気圏境界 IMF の方向に依存する磁気リコネクションの起こる位置と磁力線構造 IMF の方向に依存する磁気リコネクションの起こる位置と反平行磁場条件の関係

19 2D and 3D MHD Simulation times / 3 years or 10 times / 5 years 4096*4096* *2048* 年で 4 倍 5 年で 10 倍程度の割合で計算規模が増大 D 磁気圏 UCLA トロイダルプラズマ Year

20 グローバル MHD シミュレーションからみた磁気リコネクションの 3 次元問題と磁気圏ダイナミックス成分リコネクションと反平行磁場リコネクション

21 成分リコネクション Component Reconnection B i B i B 0 B ll Bll B 0 cos B 0 / B i cos B 0 / Bi Sonnerup, 1974 Reconnection is not possible

23 Crooker, 1979 Schematic view form the sun of the dayside magnetopause. Z Antiparallel merging Schematic view form the sun of merging (solid) at the dayside magnetopause for various orientations of IMF (dashed line) IMF Y

24 Polar cap convection pattern in the dayside NH (e) (d) (f) Z IMF (c) (g) Y (b) (h) (a) 朝夕方向の流れは昼夜で逆方向 Noon Throat

25 磁気リコネクションの起こる場所 Anti-parallel field condition Angle of reconnected field lines, θ Magnitude of reconnected field lines Relative velocity of reconnected field lines ( V ) Inclination of the magnetic dipole axis Weakest place of magnitude along the field lines Anti-parallel field condition B I M F ~ B g Magnetic equator B g B I M F reconnection line B IMF magnetic equator

26 IMF の方向と IMF の回転 2. Effect of IMF By and Bz Two important conditions (1) Anti-parallel field condition (2) Magnetosheath plasma flow How far is the reconnection region from the subsolar point.

27 z B y 磁気圏境界

28 Southward IMF Pattern of Polar Cap Potential z B y Northward IMF

29 z B y

30 地磁気の傾き Dipole Tilt of Geomagnetic Field 2. Effect of IMF By and Bz Two important conditions (1) Anti-parallel field condition (2) Magnetosheath plasma flow

31 Dipole tilt and southward IMF Magnetic Equator

32 3D visualization by VRML (Virtual Reality Modeling Language) dipole tilt and southward IMF

34 Southward IMF Dipole Tilt Magnetic Axis θ Hinging Point Reconnection Point (X= 10~ 20Re) Reconnection Point

35 Comparison of Shape of the Neutral Sheet Between Simulation and Observations by Fairfield and Gosling Z 30Re TAIL BOUNDARY -30Re Y 30Re G -30Re Southward IMF Bz -5nT (Gosling et al ) F Fairfield near 30Re FS Fairfield near 20Re G Gosling near 15Re

36 Dipole tilt and Northward IMF

37 dipole tilt and northward IMF

39 Northward IMF Dipole Tilt Magnetic Axis Reconnection Point Reconnection Point

40 地磁気の傾きと IMF By 成分の効果 Effect of dipole Tilt and IMF By component Tilt angle is 30 degrees Northern hemisphere is summer

41 2 7 0 IMF Z Y Magnetic Equator Anti-Parallel Field Region

42 Z Reconnection for existence of dipole tilt and IMF By Divergent flow From the subsolar point B IMF Geomagnetic field Anti-parallel reconnection Y Magnetic Equator Flow

43 2.4 Discussion 1. Study of the Dayside Magnetic reconnection AP: IMF lines are antiparallel to the geomagnetic field line SP: the stagnation point of the magnetosheath flow SS: the subsolar region on the magnetopause MM: the minimum magnitude along the geomagnetic field lines (The magnetic equator) Park and Ogino, JGR, 2006 FE: the first encounter region where IMF field lines first reaches the magnetopause

44 Effect of IMF Bx component by Parker spiral Sun Earth

45 z 30Re y 30Re z 30Re x 30Re y 30Re x 30Re Dawnward IMF B=12.2nT, Bx=-By and Bz=- Bx Ms=Vsw/Vth=6.39 Ma=Vsw/Val=2.52 M = Vsw/Vfms=2.34

46 IMF bend decrease of magnetic pressure Duskward IMF B=15.0nT, Bx=-By and Bz=- Bx Ms=Vsw/Vth=4.04 Ma=Vsw/Val=2.05 M = Vsw/Vfms=1.83 plasma flow x 30Re plasma flow enhancement of reconnection on dusk push by magnetic pressure straight y 30Re

47 Dawnward IMF Z B=12.2nT, Bx=-By and Bz=- Bx Dawnward IMF B=12.2nT, Bx=-By and Bz=- Bx Ms=Vsw/Vth=6.39 Ma=Vsw/Val=3.08 M = Vsw/Vfms=2.78 Y

48 高精度 MHD シミュレーション High Resolution MHD Simulation Steady Configuration of Earth s Magnetosphere

49 Magnetic Reconnection in Earth s Magnetosphere Northward IMF Bz=20 nt High Latitude Tail Reconnection (HLTR) t = 480 min (0 min) Southward IMF Bz=-20 nt Dayside Magnetopause Reconnection (DMR) Tail Reconnection (TR) or Near Earth Neutral Line (NENL) t = 600 min (120 min)

50 Convection for Southward and Northward IMF Poynting flux (blue), plasma pressure (green) and Bz=0 line (red) Southward IMF Bz=-10nT Red lines show Bz=0. Tail Reconnection Northward IMF Bz=10nT High Latitude Tail Reconnection (HLTR) Dayside Reconnection

51 Polar Plots for Southward and Northward IMF Parallel vortex, field aligned currents and parallel velocity 12 2B 2 J dl constant Southward IMF Bz=-10 nt o Northward IMF Bz=10 nt V and Ω

52 IMF が南向きから北向きに変わった時 IMF Changes from Southward to Northward

53 IMF turns from south (Bz=-10 nt) to north (Bz=10 nt) at t=540 min. Movie is shown every 10 seconds for min.

54 IMF turns from south (Bz=-10 nt) to north (Bz=10 nt) at t=540 min. Movie is shown every 10 seconds for min. Red lines show Bz=0. Red lines show Bz=0.

55 IMF が北向きから南向きに変わった時 IMF Changes from Northward to Southward

56 IMF turns from north (Bz=10 nt) to south (Bz=-10 nt) at t=540 min. Movie is shown every 10 seconds for min.

57 IMF turns from north (Bz=10 nt) to south (Bz=-10 nt) at t=540 min. Movie is shown every 10 seconds for min. Red lines show Bz=0.

58 北向き IMF に対する磁気圏ダイナミックス Magnetospheric Dynamics for Northward IMF

59 2. Results Magnetic Reconnection E c J c B J B L Vortex train was rolled up in Low Latitude Boundary Layer (LLBL). 59

60 Earth s Magnetosphere for Northward IMF (Bz=20 nt) Movie of polar cap is shown every 1 minute for min.

61 Earth s Magnetosphere for Northward IMF IMF Bz=20 nt Vsw=300 km/s Nsw=5 /cc t=461 min Magnetic Reconnection E cj = ηj c = B J η B relationship L vortex train 12 L: connection length Field aligned currents show relationship open-closed boundary o

62 Northward IMF Bz = 20 nt n = 5/cc Vsw = 300 km/s t = 340 min Temperature E c J c B J B Sun size of vortex: (lx, ly, lz)=(11, 4, 14) Re Green : Close Red, Purple : unconnect to the Earth magnetopause Formation of vortex train

63 磁気リコネクションと磁気圏ダイナミックス

64 南向きと北向き IMF に対する磁気圏対流と極域対流南向き IMF 磁気圏対流は IMF の南北向きで逆向き北向き IMF リコネクションリコネクション 00 極域対流

65 磁気リコネクションの問題高精度シミュレーションでリコネクションの性質は変化しないか? 斑状で間欠的な特性はリコネクションの自然な特性? プラズマシートに現れるストリーマー構造の原因? 磁気中性点 (null point) は重要か? トポロジーの問題極端な条件ではダイナミックスに本質的な違いが現れるのか. リコネクションの抑制機構は? 昼側と尾部リコネクションの対流を通しての結合? 磁気圏全体のグローバルな結合

66 磁気圏対流 1. 磁気圏対流は磁気リコネクションによって一義的に駆動される. 2. 磁気リコネクションの起こる場所は反平行磁場条件を満たす領域. 3. IMF の向きが南北で異なる時, 磁気圏対流は逆向きになる. 4. 朝夕方向のプラズマ流は昼側磁気圏と夜側磁気圏では逆方向になる. これは夜側磁気圏対流は昼側対流を補償するためである.

67 磁気圏電離圏ダイナミックス 1. 3 種類のエネルギー ( 運動, 熱, 磁場 ) の分配と分布は 3 種類のエネルギー束 ( 運動, 熱,Poynting Flux ) によって決まる. 2. 磁気圏対流を担うのは主に Poynting Flux である. 地球近くでは Poynting Flux 寄与が最も大きい. 3. IMF が非常に大きくなると磁気リコネクションが強められて磁気圏対流と境界層乱流も増大するその結果グローバルな磁気圏対流とローカルな現象が強く結合するようになる. 4. 磁気圏電離圏結合を解く方法はまだ未完成である. 5. 磁気圏力学の統合的解析もまだ不十分である. 新しい解析方法と 3 次元可視化方法の必要性

68 宇宙天気研究スーパー磁気嵐

69 Horizontal Intensity (nt 10⁴) 過去の大規模磁気嵐表. Chonological List of Large Magnetic Storms No. Date Dst (nt) Station /09/ Bombay /09/ Alibag /02/ Alibag /03/ Kakioka 過去最大の磁気嵐 - The Carrington Storm of Dst 1760nT と見積もられる過去最大の磁気嵐大規模磁気嵐の研究においてスーパーストームの一つのモデル図. Carrington Storm に対して Bombay で観測された磁力計の水平成分

70 大規模磁気嵐における条件太陽風と IMF が大規模磁気嵐を引き起こすような極端な条件になった場合を考える nsw(/cc) vsw(km/s) Bz(nT) Average Middle Extreme x 0.1Re をさらに小さく太陽風動圧が高くなるため極端な条件でのシミュレーションを従来の平均的な値との中間に当たる条件でのシミュレーションと比較

71 極端値における MHD シミュレーション南向き IMF

72 結果 : 南向き IMF における電流の 3 次元構造電流の絶対値時間 : t 5m00s 磁力線の内側での電流の増大リコネクションからの流れと渦からの流れが複雑に絡み合っている非常に激しい渦

73 y 南向き IMF 時のエネルギーとエネルギー束エネルギー運動エネルギー熱エネルギー磁場エネルギーエネルギー束運動エネルギー束熱エネルギー束ポインティング束 z y z 南向き IMF x x

74 y 南向き IMF 時の平行電流と垂直電流 z 南向き IMF x y z x

75 シミュレーション結果の比較南向き IMF の場合 Average Middle Extreme Bow Shock : xbs 18.4Re 8.15Re 4.46Re Magnetopose : xmp 11.3Re ( 理論値 ) 10.5Re (simulation) 6.03Re ( 理論値 ) 5.57Re (simulation) 3.24Re ( 理論値 ) 2.95Re (simulation) Tail Reconnection : xtr -8.52Re -4.75Re -2.45Re Max T : xmt -5.90Re -3.44Re -2.13Re

76 データベース構築データベース作成共同研究 (STE 研,H8~) STEPデータベース ( : 荒木, 家森 ) S-RAMPデータベース ( ) CAWSES 宇宙天気データベース (2003, ) CAWSES-II 宇宙天気データベース ( ) IUGONET 超高層大気長期変動の全球地上ネットワーク観測研究 (H21-H26) 一般財源化を目指す (H25)

77 シミュレーション連携研究計算機利用共同研究 (STE 研,H8~) 名古屋屋大学 HPC 計算科学連携研究プロジェクト (H22~) JHPCN( 学際大規模情報基盤共同利用共同研究拠点公募型共同研究,H21-24) HPCI コンソーシアム (H24~) 京コンピュータと HPCI スパコンの利用 ( 梅田, 深沢, 塩田, 草野, 荻野, 共同研究者 )

78 学際大規模情報基盤共同利用共同研究拠点公募型共同研究平成 24 年度採択課題 12-MD02 次世代ジオスペースシミュレーション拠点の構築荻野竜樹, 梅田隆行, 深沢圭一郎, 共同研究者 MHD Simulation of Earth s Magnetosphere MHDコードのベンチマークテスト Full Particle Simulation of Collisionless Shock ブラソフコードのベンチマークテスト Vlasov Simulation of Kelvin-Helmholtz Instability Vlasov Simulation of Magnetic Reconnection 並列コードのベンチマークテストどのシステムでもほぼ線形なスケーラビリティどのシステムでも実効効率は 10-20% 以上まとめと今後の方針 x86 系は 2 or 3 次元分割が最速 ( 実効性能 15~30%) SR16000 FX1 と FX10 は cache ヒットが重要 ( 実効性能 :~20%) 新たに稼働するシステムのベンチマークテストとチューニングを実施観測データに基づく土星磁気圏の MHD シミュレーション ( 深沢 ) 大規模粒子シミュレーションによる無衝突衝撃波 ( 梅田 ) 世界初となる第一原理磁気圏グローバルブラソフシミュレーション ( 梅田 ) 弱いスケーリング MHD:245MB/core, Vlasov:1GB/core MHD は領域分割の次元を変えて計測

79 国立大学法人名古屋大学太陽地球環境研究所名古屋大学豊田講堂育ててもらった先生方共同研究を行った仲間学生, 支援してもらった職員及び研究の場を与えて頂いた名古屋大学と太陽地球環境研究所に心から感謝します Thank you for everyone!!

80 ご清聴ありがとうございました

Spacecraft Propulsion Using Solar Energy Spacecraft with Magnetic Field Light from the Sun Solar Wind Thrust Mirror Solar Sail Thrust production by li

2004.3.28 物理学会シンポジウム磁気プラズマセイルの可能性と深宇宙探査への挑戦宇宙航空研究開発機構船木一幸 Spacecraft Propulsion Using Solar Energy Spacecraft with Magnetic Field Light from the Sun Solar Wind Thrust Mirror Solar Sail Thrust production