磁気対流とその関連現象の数
値シミュレーション
磯部洋明（東大・地球惑星
帰国報告
• 行ってたところ：Cambridge大学応用数学理論
物理学部(DAMTP) ２００５年５月〜２００６年6
月
• イギリス国内で訪問（セミナー）した研究所：St.
Andrews（2回）、MSSL、Glasgow、Warwick
• その間参加した大きな会議
– Chromospheric and coronal magnetic field ('05 9
月、ドイツ・リンダウ）
– 6th Solar-B Scientific meeting（'05 11月、京都）
– Sun-Earth energy transfer('06 1月、ハワイ)
– Harry Petschek sypm. on magnetic reconnection
('06 3月、メリーランド)
DAMTP/Cambridge
DAMTP Astro group
• Atrophysical fluid dynamics group
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Nigel Weiss (retired): 黒点、対流、ダイナモ
Mike Proctor: 磁気対流、ダイナモ、パターン形成
John Papaloizou: 降着円盤、惑星形成
Gordon Ogilvie: 降着円盤、惑星円盤
Alex Schekocihin: 乱流ダイナモ、銀河ダイナモ
Posdoc 4〜５人、院生３〜４人
非線形力学も同じグループ(John Dawes)
Nigel Weiss
• Atomic Astrophysics group
– Helen Mason: CHIANTI、EUV/X-ray spectroscopy,
SOHO/CDS, Solar-B/EIS
– Posdoc 1人、院生１人
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• 有名な宇宙論・素粒子グループは別物
Mike Proctor
Cambridgeでやってたこと
• CANSをベースに、磁気対流を解くコードを作る
• 応用は
– 対流＋浮上磁場の計算、黒点形成
– 対流と磁場の相互作用＝＞彩層、コロナ加熱
– 対流層〜tachoclineの磁場のダイナミクス、ダイナモ
• 輻射輸送をまじめに解くわけではない。
• CANSのLax-Wendroff、CIP-MOCCT版に、熱・粘性・磁場の散逸
を陽的に解くモジュールを追加＋境界条件の実装
• コードはテスト中。磁気対流はCIPでよりうまくいった。
• ２次元磁気対流＋彩層コロナの計算。コロナ加熱に関して実際の問
題に取りかかりつつある段階。
• 詳細は後述
Cambridgeでやってたこと ２
• Atomic astrophysics グループと共同で、主に
フィラメント噴出の観測的研究
– 噴出するフィラメントの振動
– 非対称なフィラメント噴出と3次元リコネクション
–
– 噴出のトリガー関連現象の多波長観測
Durgesh Tripathi
Helen Mason
Cristina Chifor
噴出するフィラメントの振動
Isobe & Tripathi, 2006, A&A, 449, L17
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YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ
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観測結果：
•フィラメントはゆっくり上昇＝＞突然加速
•ゆっくり上昇時、加速直前に振動
結論：
•「ゆっくり上昇」時でも、大振幅
（>20km/s）に対して安定な平衡状態にあ
る（線形不安定のゆっくりした成長ではな
い。）
非対称なフィラメント噴出と3次元リコネクション
Tripathi, Isobe & Mason A&A in press.
•巨大アーケード形成が磁気中性線に沿って進
行する＝＞リコネクションの3次元的な進行
(Isobe, Shibata & Machida, GRL 2002)
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•Grigis & Benz (2005): フレアの硬X線ソース
が同様の（みかけの）動きを示すのを発見＝＞
"standart 2D model"では説明できないと結論
•EIT（極紫外線望遠鏡）データでアーケード形
成の進行とフィラメント噴出の関係を調べた
結果：
•アーケード形成進行方向とフィラ
メントの噴出方向は一致
•2次元モデルの簡単な拡張
最も好評だった部分
非対称なフィラメント噴出とトリガーメカニズム
Chifor, Mason, Tripahi, Isobe & Asai A&A submitted.
•横から見たプロミネンスの片
方の端でX線増光(RHESSI、
非熱成分有り)
•フィラメントはゆっくりと上昇
開始
•上昇の初期、電波（NoRH)
の輝度温度上昇
•極紫外でフィラメントの一部
が増光
•フィラメントは増光と共に、加
速度的に噴出
解釈：最初のリコネクション→
端から上昇開始→磁力線が
延ばされて次々リコネクショ
ン（加熱）→「ドミノ」のような
効果で端から加速度的に噴
出
Emergence of LONG sheet
Tripathi, Isobe, Archontis
磁気対流コード開発とテスト
• http://www-space.eps.s.utokyo.ac.jp/~isobe/work/cvcip/mcvciptest.html
• をみてください。
（磁気）対流に関連した現象と重要な問題
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粒状斑、中間粒状斑、超粒状斑
黒点とその構造形成
MHD波動の発生と彩層・コロナ加熱
音波、重力波の発生、光球／彩層振動、日震学
ダイナモ
– グローバルダイナモ
– ローカルダイナモ
（磁気）対流のシミュレーション：
realistic vs idealized
• "Realistic" simulation
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–
–
–
輻射輸送（grey/non-grey, LTE）
状態方程式（電離、水素分子形成etc.）
"open" bottom boundary
「観測でどうみえるか」を再現できる
Stein, Nordlund, Schuessler, Voegler
Stein & Nordlund 1998
• "Idealized" simulation
– MHDのみ、単純化したモデルで物理を理解する
– 広いパラメータサーベイ
– Weiss, Hurlburt, Cattaneo...
Realistic simulationの最近の成果
• faculareの起源：磁束管の壁を見ている(Spruitモデル)
• 黒点暗部のoscillatory convection (Voegler, Schessler)
• 深い計算領域でマルチスケール対流(Benson, Stein,
Nordlund)
• 対流＋磁束管浮上(Cheug, Schessler, Moreno-Insertis)
磁気対流とコロナ加熱
Steiner et al. 1998
これの3次元化は重要。対流の渦運動とtorsional Alfven wave
磁気対流とコロナ加熱
• Katsukawa & Tsuneta 2005, Nagata et al.
2006 ...高温コロナループ(>2MK)と低温コロ
ナループ(〜1MK)の足下で、ASPの偏光デー
タを比較
• どちらも磁場強度は1kG程度。高温ループの
方がフィリングファクターが小さい
• 磁束管が自由に動けるから？
磁場強度、対流、ポインティングフラックス
Poynting flux ∝ E x B ∝ BxBzVx + Bx^2Vz
•磁場が弱いと磁場が弱いから
•磁場が強いと対流が弱いから
ポインティングフラックスが小さい
（コロナ加熱が弱い）
ポインティングフラックス
z=0
•Q=1000（今のパラメータではB=数百ガウス）あたりでピーク
•上空に達するまでに減衰。特にBx^2Vzの項。
z=6
今後の発展と問題点
• 3次元性（渦運動、Alfven波）
• 波の発生、伝播（モード変換）、散逸まで解く。
Alfven波 or リコネクション？AC or DC?
• 光球（ニュートン近似）、彩層（断熱）の取り扱い
は妥当か？
• どこまでrealisticにすべきか？
• 光球の擾乱スペクトルはgivenで、波の伝播と散
逸の特性を調べるのも大事 。（Moriyasu et al. 2004の
多次元化、Galsgaard & Nordlundの発展）
浮上磁場、黒点形成と崩壊
• 今の浮上磁場の３次元計算はどれも小さい、時
間も短い。
• 対流が入るとあっという間に壊れる。(Isobe &
Shibata 2004、Cheung et al. 2005)
深く大きな計算領域が必要
対流のスケール？
• 黒点、活動領域 〜10^4-5 km
• 粒状斑 〜1000km、超粒状斑〜30000km
• 深さは？どうやって実現する？
QuickTimeý Dz
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Benson Stein Nordlundの"realistic" simulation
黒点のモデリング
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光球下の磁場構造は？
光球下の音速分布、速度場(Kossocichev)
これを地球シミュレータを使って
やりたい。（午後の講演）
Thomas et al. 2002 半暗部
の構造の起源:pumping?
日本の太陽グループは「輻射MHD」に
手を出すべきか？
• 観測と直接比較できる（観測家には受ける）
– Solar-Bのデータがでてくる。ヨーロッパ勢は当然やっ
てくるだろう。アメリカは？
– しかしどこまで現実的なのか？
• ダイナミクスにどれほど重要か？
• 応用としてはnon-solarの方が面白い？
– 降着円盤の状態遷移とか
– とか？
輻射以外のマルチフィジクス：部分電離
• Leake & Arber （2006）ー部分電離、中性水素
(ambipolar diffusion)の効果を入れた浮上磁場（2D）の
MHDシミュレーション
オームの法則
理想MHD
部分電離有り
•ambipolar diffusion（磁場垂直方向の電気抵抗）の影響で、理想MHDの
計算より浮上した磁場がForce-freeに近い（人工的な加熱の影響あり？）
•光球・彩層リコネクションへの応用が面白いのでは？
•原始惑星系円盤への応用は？MRI、リコネクション
輻射以外のマルチフィジクス：非平衡電離
• 非平衡電離と流体をカップルさせて解く。1Dフレア／ナノ
フレアループ：Bradshaw, Mason, (Cargill, Doyle)
• 非平衡電離のダイナミクスへのフィードバックがどれほど
あるのかはよく知らない
• EUVライン放射等には大きな影響あり。Solar-B/EISの
観測に重要。
• MHDと非平衡電離ーリコネクション。
• CHIANTIの発展版は非Maxwell分布からのライン放射
を含む方向に。粒子加速の情報が得られるかも？
まとめ
• 対流の関わる現象はSolar-Bの重要ターゲット
– コロナ加熱
– 光球ー彩層ーコロナカップリング
– 黒点・活動領域の形成と崩壊
• より長期的なターゲット：ダイナモ。段々と奥深く
へ。
• 輻射輸送MHDに手をだすか？ポストプロセスで
やるか？
– 観測との直接比較には必要だが、、、
出国報告
• 7/2-9/9まで、Max-Plank Institute for Solar
System Research（ドイツ・リンダウ）に滞在。受
け入れはSchuesslerさん、Cheungさん
• Newton近似等、光球の簡略化した扱いがどこま
で妥当か、realistic simulationを元にして経験的
な光球冷却モデル（例えばローカルな物理量の
関数）が作れないか、など相談予定。
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