Transcript スライド - 宇宙惑星科学講座

浮上磁場、フレアエネルギー蓄積、実コロナ
宮腰剛広（JAXA）、
磯部洋明（東大）、横山央明（東大）、柴田一成（京大）
GBO2006, Feb 6
目次
•Matsumoto et al. (1998)
•Fan (2001)
•Magara & Longcope (2003)
•Magara (2004)
•Fan & Gibson (2003)
•Fan (2005)
•Abbett & Fisher (2003)
•Manchester et al. (2004)
•Archontis et al. (2004)
•Miyagoshi et al. in prep.
•今後の課題
Matsumoto, R., et al. 1998, ApJ, 493, L43
世界で最初の3次元磁束管MHD
シミュレーション
Grids : 64 X 64 X 150
初期捩れ：約3.2回転
初期に対流不安定層に管
浮上に伴いキンク不安定が成長しS字
構造が形成された
計算はコロナと彩層の境界付近に浮上
するまで
Y. Fan, 2001, ApJ 554, L111
320 X 300 X 285 grids
捩れ：約1.6回転
計算はコロナと彩層の境界付近に浮上
するまで
強
下降流
似てる
似てる
下降流～3
＞音速、
衝撃波
似てる
強捻れ、
上半分-、下半分＋極性
(極に向かう shear flow)
Magara, T. & Longcope, D. W., 2003, ApJ 586, 630
（フルペーパー）
初期に浮上領域で約2.5回転
Grids : 215 X 215 X 168
太陽表面上1万km程度まで
浮上するまで計算
1. 管の外側と内側の浮上磁束の振る舞いの違い
内側の寝たループ
外側のループ
→ほぼ自由膨張
ここが曲率大きいので
ものが落ちやすい
→真ん中よりサイドが
浮力が働きやすい、より
浮上
dip形成
ループの半径と高さの比がその後のダイナミクスに大きな影響を
及ぼしているのではないか
2. 直接的な浮上と、シア運動それぞれが磁気エネルギー、ヘリシティ注入
に関わっている
Magnetic  Kinetic converted
この辺で軸（一番B強い）
が光球面通過
磁気エネルギーフラックス
Shear Term
Emerging Term
ヘリシティフラックス
どちらに対しても、前半は浮上項、後半はシア項が
効いている
rorational flow
シア項は捻りAlfven波を発生させ、
磁気エネルギーとヘリシティを上空へ
注入している
初期磁束管の磁力線の向き
管の中心
管の最外
Polarity の時間発展
（速度場、磁場）
Magara, T. 2004, ApJ 605, 480
捻り：約3.2回転
コロナ上空16000km程度まで計算
・半解析的に Evolution Equation を
導出
・Outer Field と Inner Field に分けて
解析→これらは違う振る舞いをする
ループが左右対称構造だと近似
Z方向1次元の運動のみを
解析
ループトップ流体素片の運動方程式
ガス圧無視（コロナ）
・
・
・
・
・
・
（シミュレーション結果
を使用）
κ＝0.04, H＝12、Bi=0.13 （シミュレーションから）
解析式
位置
速度
シミュレーション
振動：
プラズマ落下→磁気浮力増大
→速度、位置増加
ループが大きくなると磁気圧
減少、重力が相対的に大きく
なると減速
再びプラズマが落下し磁気圧
支配的になると・・・
の繰り返し
力
力は傾向があってない
非等間隔メッシュで
コロナ上空はΔｚ＝２
磁気圧勾配などは精度
よく出せないため？
Curvature、 時間と共に
一定
増大
減少
Type A ： Outer Loop
自由膨張に近い
Type B ： Inner Loop
周囲のループにより横への膨
張が抑えられ、たてに長くなる
Type C ： Inner Loop
リコネクションにより長い
ループに
Type A
Type B
Type C
位置
速度
力
（Curvature 増大の効果）
（Curvature 減少の効果）
Type B： 最初の傾向はAと同じ ｔ＞60では
曲率大きいため物が落ちやすく重力小さく無視できるようになる 張力
と磁気圧がほぼ釣り合う(Force-Free)感じになる そのため位置は一定値
に近づき、速度減少
Type C： 大体Aと似ているが、曲率小さいので物が落ちにくく上昇速度減少
Type A が一番 dynamical
Type B: less massive, force free 何らかのメカニズムで熱化
すればコロナループとして輝く
Type C: ゆっくりゆっくり上昇、中性線にだいたい沿っている、
長い水平な磁場フィラメントやプロミネンスの元となるかもしれない？
Y. Fan & S. E. Gibson, 2003, ApJ 589, L105
等温等密大気にポテンシャルアーケード
を置き
下の境界から Flux Tube をゆっくりと
（0.01Vaくらいで）押し込む
（浮上のダイナミクスは解いていない）
重力無視、エネルギー式等温
捻り：約1.9回転、キンク条件満たす
240 X 160 X 200 Grids
浮上速度
シア角度
キンク不安定の成長により、途中から
浮上速度が上昇、磁場の変形が増加
キンク不安定、外部磁場との接触の結果
S字型電流構造が形成された
表面付近（z=0.25）
磁場
電流
Bｚの中性線に沿っている
なぜX線のシグモイドのようにここが光るのかは分からないが
ともかく電流がここで強くなることが分かった
Fan, Y. 2005, ApJ 630, 543
初期条件
球座標系 360X192X240
計算領域 6Rまで
重力により密度成層、等温大気
エネルギー方程式：等温
両端間で約1.9回転：キンク不安定
キンク不安定により
Flux Rope が外層コロナへ噴出
上昇する磁束管の、
最終速度：～600km/s (6Rで)
速度
J2乗
位置
キンク不安定が
成長し飛び出す
初期：quasi-statically
quasi-statically phase:磁気エネルギー蓄積
磁気エネルギー
（計算領域で積分）
キンクが劇的に成長、磁気エネルギー解放
dipのある磁束
（プロミネンスの元となる
materialを支えていると
期待される）
プロミネンスの
足元の回転の
観測例
プロミネンスの
足元の回転が
見える
浮上する磁束管の捻れがそのまま
プロミネンスの捻れになっている点は
いいか分からないが
このスケールで光球のダイナミクスから
解いてたら大変
計算としてはおもしろいのでは
W. P. Abbett & G. H. Fisher, 2003, ApJ 582, 475
密度ガス圧の高い光球彩層と
低密低圧のコロナの計算領域を分け、
下の計算結果を上に受け渡す
エネルギーの流れは一方向
計算時間の節約につながる
今後期待出来る手法
（参考）
空間スケール約2万km、
（Grids 300X300X320）
国立天文台 富士通VPP5000 32PE
で6時間計算して、
約30分の時間発展が計算可能
Manchester, W. et al. 2004, ApJ 610, 588
浮上領域で約0.9回転
Vx
yz面と磁場
との角度
シアフローにより
リコネクション、
Opoint形成
(λ＝10)
O point の時間発展
Opointにはたらく力
加速（磁気圧）
減速（張力）
磁気圧と張力が大体釣り合い
Force-Free
(重力とガス圧は相対的に無視できる
くらい小さくなっている)
V. Archontis et al. 2004, A&A, 426, 1047
捻り：1.3回転
コロナと彩層の境界
ー水平方向への膨張速度 ～25km/s
ー上空への膨張速度 ～20km/s
ー下降流 ～20km/s
Miyagoshi, T., Isobe, H., Yokoyama, T. & Shibata, K., 2006, in prep
これまでの数値計算では、浮上領域で半回転以上するよう
な非常に強い捻れを仮定して計算が行われている
(Matsumoto et al., Magara et al, Fan et al., Archontis
et al…等々)
いっぽう観測からはあまり捻りの強くない磁束管が多いよ
うである。そこで、捻りを0までどんどん弱くしていってどう
なるかを調べたい
(京大飛騨天文台)
コロナ
z
遷移層
光球
y
x
•下方に一様重力
•初期に平衡状態
•管の内外で初期は圧力平衡
•理想MHD方程式
•初期プラズマβ：3
磁束管
数値計算初期条件
q=0.1
コロナ上空およそ14000kmへ浮上後
の磁力線構造（俯瞰図）
t=110
(捻りが弱くなる)
q=0.05
q=0.005
t=140
(捻りが弱くなる)
t=210
q=0.1
上空から見た構造 (xy面)
q=0.05
q=0.005
q=0.1 (捻れ強)
q=0.05 (捻れ中)
q=0.005 (捻れ弱)
浮上磁束
黒点・活動領域形成過程、エネルギー蓄積過程、
磁気プラズマ爆発のトリガー過程
―（δ型のような、大きなフレアを起こしやすく複雑な）黒点構造と、エネルギーの
溜め込まれた上空コロナの構造がどのように結びついているか
―（大きな）フレアを起こしやすい活動領域とそうでない活動領域とでは何が
物理的に異なっているか
表面での観測と
シミュレーション結果の比較
から
もともと磁束管がもっていた
捻りや磁場強度など推定
できる はず
どういう解析方法を使うか
黒点 ⇔
ephemeral region
フレア ⇔ 磁束管諸量
確立すれば、浮上磁場の兆候見えたらすぐ計算開始できる
実際の現象より早く計算して、どういう活動領域構造ができるかの予測ｌ、
磁気プラズマ爆発の予報につなげる
実際の Solar-B データでやる前に、コロナ中のエネルギー蓄積過程の物理をもっと単純な
ケースでがっちり理解しておきたい
どういう計算をするのがよいか？
既存コロナ磁場は？ どうモデリングするのか？
シンプルな磁束管だけの基礎的浮上過程も充分解明されたとはいいがたい
管の半径
初期磁場強度
軸が上がるか
ポテンシァル (Free Energy)
Force Free (Bzから計算、シミュレーション結果からα計算、const.α妥当性)
MHS などのどれに近いか パラメータに依って
電流構造（時間発展とともにどこどう溜め込まれてくか）
(セパラトリックス)、浮上管が自分自身で光るか
放射冷却
今後の課題
・計算の空間時間スケール(～2万km、１時間)
を現実の活動領域形成（5万km～、数日）に近づける
---太陽表面磁場の時間発展を観測と詳細比較
・熱的プロセス（エネルギー式：断熱）をリアリスティックに
---浮上磁束によるコロナループ形成
---放射冷却による黒点形成
・浮上磁束と周囲の磁束の相互作用
・浮上磁束によりどのように磁気エネルギーがコロナに蓄積
されるか、安定な磁場構造から不安定な状態へどのように
遷移するのか
－周囲の黒点群との関係 （黒河先生）
周囲のコロナ磁場をどう作るか
－間欠的な磁場浮上（石井さん）
・Solar-B実データを境界条件としシミュレーション
yz面での磁場強度
q=0.1
q=0.075
q=0.05
Z=0
t=110
t=115
q=0.01
q=0.005
t=140
q=0
14000km
t=190
t=230
t=210
loge|B|
-6.0
•捻り弱 → fragment した構造
•捻り0でも浮上（時間は遅れる）
-2.0
•上がっている磁束量は全く違う→後述
•Z=0付近での広がった構造
管の断面(yz面) 磁場強度時間発展 (1)
Z=0
管の断面(yz面) 磁場強度時間発展 (2)
(一旦分裂)
(再浮上)
Z=0
捻り弱(q=0.005)の場合 表面付近での時間発展（磁場強度+速度場）
Z=10
z=0(太陽表面)
浮上磁束管が太陽表面付近を通過するときの、4力の関係
（横軸：ｚ座標、縦軸：各力の大きさ）
 B2
  
 8




 p
 1

 B   B 

 4
z
g z
捻り強 q=0.1 (t=70)
捻り弱 q=0.005 (t=130)
x=0 の断面の磁場強度を比較 先端が同じ高さ(z~0)に達した時で比較
初期条件
q=0.1
q=0.005
q=0.1
q=0.005
浮上するに従い管は膨張するが、捻りが大きい方が膨張しないので(磁気張力はq=0.1の方が大きい事がグラフから分
かる)、磁場強度（断面図）・磁気圧勾配（グラフ）共にq=0.1の方が高い。またグラフからは、浮力としては磁気圧勾配が
最も効いている事が分かる。
2段階目の浮上が開始される条件
1. 波長
2. 磁場強度
一旦 fragment した後、再浮上する直前段階
 c  4 H  12
(磁場強度
等値面)
|B|
Vz
(z=3.9)
17
~10
20
Ｚ（鉛直方向座標） 対 プラズマβ ： 時間発展
捻り弱
（q=0.005）
Parker の線形解析、不安定の条件
  1   
捻り強
（q=0.1）
2
3 

1   
2 

 
12
13
初期の捻りの強さ 対 コロナ中の磁気エネルギー
一旦光球面付近でほとんど分裂する場合
基点の磁場強度が大体同じになると考えられる
ので、磁気エネルギーもほぼ同じになると考えられる
分裂が顕著に起こらない場合
エネルギーはqに正比例する
浮上後のコロナでの捻れ角について
横軸にz軸、縦軸にそこでの
磁場のｘ軸からの角度
q=0.05
q=0.1
  cos
1






2
2 
Bx  By

Bx
q=0.005
q=0
q=0は、磁力線がぐちゃぐちゃになっているようで捻れているところとそうでない所
がばらばら。Q=0.005はほぼ左下がりの直線。Q=0.1,0.05に比べるとずっと捻れ
角は小さい。
ところでｑ＝0.1と0.05では、ｚ=50位まで関係が逆転（q=0.05のほうが捻れ角が
大きい）が、これはどのように考えればよいか？
q=0.05
q=0.1
Ｑ＝0.05では芯はもっと
ずっと下
Ｑ＝0.1の角度0（磁束管の芯）の部分：y=12
くらいにある
次ページに続く
磁束間
中心部分
2 LB  RB z  const
角度
A
Ｑ＝0.05
Ｑ＝0.1
0度
B’
B
z
よりRが大きいほどBφも大きくなる
同じ高さまで浮上している時、上図のようになっている。
Q=0.1では coherent に浮上し、芯部分もかなり上まで
浮上している。Q=0.05では管の上の方の一部が浮上してい
るだけ（よってコロナ中磁気エネルギーも小さい）。
R1<R2となるので先端部分の捻り角はq=0.1に追いつける。
（但し追いつけるといっても限度はありq=0.005では全く追い
ついていない。）
磁場分布としては、A点（末端捻れ角）と芯の部分（B点、0度）
を結ぶほぼ直線になるはずなので、左図のようになる。
まとめ
・捻りが弱くなると一旦光球付近で分裂し、その後再浮上する（2段階浮上）
ようになる
・光球面付近で、浮力と重力が釣 り合うくらいに捻りが弱くなると顕著に分裂
するようになる。そこを境にコロナ中にもたらされる磁気エネルギーも傾向
が変わる。
・分裂により浮上が急激に減速(highβ)→磁束供給(lowβ)→βと波長の条件
がともに満たされると再浮上開始
・浮力＞重力となる位捻りが強ければ、ほとんど 分裂せず、コロナ中
磁気エネルギーは捻りの強さに正比例する。
・コロナ構造の詳細解析→今後
電流シートはコロナのどこにどう局在化するか、どう時間変化するか
捻りの強さの変化による違いを調べたい
彩層下で励起された波動による低温ジェット発生の
3次元MHD数値計算
1
宮腰剛広
磯部洋明2
横山央明2
柴田一成3
1. 宇宙航空研究開発機構
2. 東京大学大学院理学系研究科地球惑星科学専攻
3. 京都大学大学院理学研究科附属天文台
シミュレーション初期条件
β=0.08 (in the corona)
z
corona
y
x
β=3 (center of the tube)
初期に圧力平衡分布
transition region
chromosphere
photosphere
z
y
Initial Temperature and Density distribution
Density
Temperature
T
D
z
z
photosphere
 corona
corona
 photo  10
7
, T corona T photo  10
2
シミュレーション結果 Overview (1)
コロナへ向けて噴出する低温ジェット
・浮上磁束管と既存磁場の interaction をMHD数値シミュレーション
・浮上磁束管と既存磁場が遷移層下で interaction することにより波動発生
それが低温ジェットを形成
コロナ
遷移層
Overview of Results (1)
(Initial state)
(Boundary between corona and transition region )
•Time development of magnetic field lines and transition
region gas motion.
•A part of the flux of the tube and overlying fields reconnect
at the top of the emerging rube.
•This interaction causes spouting of the transition region
cool plasma into the corona.
•These cool jet is observed, for example, as Ha surges
(right picture) or spicules.
Ha surges
(Hida
Observatory,
Kyoto
University)
Time Slice along a jet (Density)
密度時間変化
log  
 0 
time
corona
distance
Time Slice along jet (Velocity)
V ||
V
time
distance
below corona
V || ～ 0.1 at chromosphere (Vs=1.0)
V  ～ 0.15 at chromosphere (Va=1.2)
（コロナでのジェット速度：コロナ音速の～40%
～40km/s）
Time Slices along jet (Magnetic & Gas pressure) 1.
corona
time
磁気圧
ガス圧
distance
磁気圧増大後にガス圧増大
Fast mode (J X B force) による加速
e.g. Kudoh and Shibata (1999),
(Hollweg et al. (1982, 1992))
Time Slices along jet (Magnetic & Gas pressure) 2.
磁気圧
ガス圧
主にガス圧が増大
Slow mode (Gas pressure gradient )
による加速
e.g. Kudoh and Shibata (1999),
Suematsu et al. (1982), Shibata et al. (1982)
Energy Flux in the corona
•Alfven mode
V  V A ~ 0 . 05
 FA ~  V  V A ~ 2 . 5  10 (erg cm
2
10
 16
5
-2
-1
s )
-3
(g cm )
•Slow mode
V || V s ~ 0 . 4
 Fs ~  V || V S ~ 1 . 6  10 (erg cm
2
4
-2
-1
s )
•コロナへ抜けていく flux は Alfven mode の方が 1桁くらい大きい
（～quiet region coeona 加熱）
Energy Flux in the corona
•Alfven mode
V  V A ~ 0 . 05
 FA ~  V  V A ~ 2 . 5  10 (erg cm
2
10
 16
-3
(g cm )
5
3
-2
-1
s )
-1
10 (km s )
•Slow mode
V || V s ~ 0 . 4
 Fs ~  V || V S ~ 1 . 6  10 (erg cm
2
4
2
-2
-1
s )
-1
10 (km s )
(Comparison to energy flux needed for coronal heating)
3  10 (erg cm s )
5
-2
-1
8  10 (erg cm s )
7
-2
-1
10 (erg cm s )
5
-2
-1
(Quiet region)
(Coronal hole)
(Active region)
•Slow model flux is small than Alfven wave in the corona. On the other hand,
slow mode is probably important to produce jets.
Ha surges before flux emerges into the corona
Ha surges
(Hida Observatory,
Kyoto University)
From
Kurokawa et al. 1993
AFSが出現する前に
サージが発生している
サージがEFRの予兆？
Summary
•浮上磁束管と既存磁場の遷移層下の interaction により低温ジェット
が発生する
•Fast mode (JXB) による加速と slow mode (ガス圧勾配) による
両方の機構で加速される
•コロナへ抜けていく energy flux は、Alfven mode の方が slow mode
より1桁ほど大きい
•磁場強度を弱くしたり、遷移層の高さを低くするとジェットが出にくくなる
Miyagoshi et al. 2006, in prep.
Kurokawa et al. 1993
Galsgaard et al. 2004, ApJ,
Archontis et al. 2005, ApJ,
（終わり）
Bz, photosphere
simulation result
potential
初期条件
捻り弱(q=0.005)の場合 表面付近での時間発展（磁場強度+速度場）
Z=10
z=0(太陽表面)
シンプルな磁束管だけの基礎的浮上過程も充分解明されたとはいいがたい
管の半径
初期磁場強度
軸が上がるか
ポテンシァル (Free Energy)
Force Free (Bzから計算、シミュレーション結果からα計算、const.α妥当性)
MHS
電流構造、(セパラトリックス)、浮上管が自分自身で光るか
放射冷却
Solar-B開発チームの仕事
・地上運用システム構築
・チーフプランナー使用ツール開発 （DR, DP10）
・観測機器試験当番
・ロジスティクス
・Solar-B広報ビデオ
・７月下旬 鹿児島 衛星実物も
・チーフプランナー
・チーフオブザーバ3人（SOT, XRT, EIS）
・リアルタイム運用当番2人