太陽コロナ質量放出の 3次元MHDシミュレーション

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1 太陽コロナ質量放出の 3次元MHDシミュレーション
明日から地球シミュレータセンターの草野さんの下で研究を進めます。

2 コロナ質量放出とは？ コロナ質量放出（Coronal Mass Ejection; CME） 典型的物理量 大きさ：106~7 cm
速さ：102.3~3.3 cm s-1 質量：1014~16 g エネルギー：~1032 erg 地球磁気圏の擾乱と相関。宇宙天気予報にとって最も重要な現象 SOHO/LASCO(白色光、人工日食)

3 CMEの他の活動現象の関係 フレア・フィラメント噴出にともなって観測される。ただし1対1対応ではない。
CMEのうち40％がフレアに伴い、75％がフィラメント消失などに伴う （Munro et al. 1979; Webb & Hundhausen 1987） 「ようこう」の観測により、フィラメント噴出にともない、フレアと同様の性質を持つ巨大なアーケードが観測された。 フレア・フィラメント噴出・CMEなどの活動現象は、大局的な磁場構造の不安定化によって生じる磁気エネルギーの解放現象（大きな意味での「フレア」）の異なる側面である（Shibata 1996）と解釈されるようになってきた。

4 Standard model of flares and CMEs
フィラメント噴出 Hα two ribbon (Shibata 1996; Shiota et al. 2005) prominence eruption (Hα, 1945, USA) 巨大アーケード Hα two-ribbon カスプ型ループ (Asai et al. 2002, Hα, 飛騨天文台) (Tsuneta et al. 1992, X線, ようこう) （McAllister et al. 1996, X線, ようこう)

5 これまでの研究 New Interpretations suggested by the Numerical Results
(Shiota et al. 2005, ApJ, 634, 663–678, Nov. 20) これまでの研究 New Interpretations suggested by the Numerical Results Three-Part Structure core cavity edge? density t=100 SOHO/LASCO The numerical results reproduce the three-part structure. It is thought that the cavity corresponds to the density-decreased-region in the simulation. solid lines: magnetic field lines arrows: velocity field Dimming mechanism Slow shocks

6 コロナ質量放出(CME)の観測的特徴 明るいコア（core） 空洞 (cavity) 外側のループ (edge)
Three Part Structure 多くのCMEで見られる構造 明るいコア（core） 　Hαフィラメント 空洞 (cavity) 　フィラメントを覆っている構造　　（よくわかっていない） 外側のループ　(edge) 　（cavityが上昇したためにかき　　集められた磁気ループと考え　　られている） の3つの部分で構成されている SOHO/LASCO この構造は、らせん状の磁気フラックスロープが噴出・膨張することで形成されることが2次元の数値シミュレーションで確認されている。

7 Coronal Dimming and CME
Hudson (1996) time Hiei et al. (1993) Dimming CMEの発生領域で観測されるX線または極紫外線の輝度の減少 密度の減少によるもので、CMEに質量が供給されるために起きると考えられている。 どのように供給されるかはよく理解されていない。 シミュレーション結果から、この現象はリコネクションインフローと膨張の効果によって発生していることが明らかになった。 “dimming” This slide shows a formation of an X-ray helmet streamer associated with a coronal mass ejection. Hiei et al. showed a dimming in this event. It is illustrated by these light curves. Each curve corresponds to the box in this image. The X-ray flux from the cusp region decreases initially, namely showing the dimming, and then increases as the arcade forms. The dimming seems to be generally interpreted in two ways. One is that the plasma is carried away as a part of the CME. The other is that the plasma is rarefied because of the inflow into the reconnection region. It is still an open issue. X-ray Flux 06:00 11:00 16:00 21:00 02:00 UT 24 Jan 1992

8 CMEについて解明すべき点 フレア・CMEはどのようにして引き起こされるのか？いつ、どこで、どれくらいの質量がどのように放出されるのか?
3次元MHDシミュレーションを用いてこの問題を明らかにしていきたい

9 (To¨ro¨k and Kliem 2005) twist motion
CME initiation model 現在、MHDシミュレーションを用いた研究がいくつかのグループでなされている。 (To¨ro¨k and Kliem 2005)　twist motion (Rossev et al. 2004) shear motion (Fan 2005) 境界からねじれたflux ropeを押し込む　

10 CME initiation model これらを大まかに分類すると以下のようになる。 エネルギー（ねじれ、ヘリシティ）注入
初期に仮定、 境界からねじれたフラックスロープを押し込む Shear motion Twist motion 不安定化のプロセス converging motion ⇒リコネクション キンク不安定性 磁気圧増加による flux rope 膨張⇒リコネクション 　など ⇒force-free field 一般化したモデルの構築が最終目的だが、どれもまだその構築には至っていない

11 Chen & Shibata (2000) 浮上磁場によるフラックスロープの不安定化
Semi-analytic study: Lin, Forbes, Isenberg (2001)

12 (Fe XII 195 A (1.5MK) EIT/SOHO, courtesy D. Tripathi)
フレアアーケードと浮上磁場 (Fe XII 195 A (1.5MK) EIT/SOHO,　courtesy D. Tripathi) フィラメント噴出と浮上磁場の相関： Feynman & Martin (1995)

13 これからの研究計画 3次元球座標MHDシミュレーションを用いた Chen & Shibata (2000)モデル3次元への拡張
初期条件　force-free field 将来的には観測された光球磁場をもとに構築 浮上磁場によるフラックスロープの不安定化 浮上磁場の位置・方向・大きさによる依存性 周辺の磁場構造による依存性

14 計算方法 3次元球座標MHDシミュレーション MHD-MHD連結階層コード開発 初期磁場構築 空間中心差分
時間Runge-Kutta-Gill法 CME time evolution 空間Halten-Lax-van Leer法 時間Runge-Kutta法 MHD-MHD連結階層コード開発 活動領域（fine grid）と全球を別々のノードで解く 完成 開発中

15 球座標のメリット 境界を少なくすることができる
Yin-Yang grid 観測された太陽全球の磁場を底面の境界条件、外側をopen-fieldとして、現実的な条件の下で惑星間空間までを解くことができる

16 研究計画タイムテーブル 3次元MHDコードの開発 初期条件とするforce-free fieldの構築 浮上磁場によるトリガー機構の解明
観測磁場に基づいた全球のコロナ磁場 静穏領域におけるフィラメントのモデル構築 観測された磁場の時間進化を境界に与える 計算領域を惑星間空間へ拡張（太陽風） 太陽表面から地球軌道までを同時に解く 最低限 目標 MOVIE

17 乞うご期待！

18

19 Solar-Bによるリコネクションフローの観測
Position of Slit Emission Measure Line of sight Fe XV A log(T)=6.30 Fe XV A log(T)=6.15 Si VII A log(T)=5.75 Ca XVII A log(T)=6.70 XRT Thin Al poly image Slow shock Inflow behind conduction front Reconnection outflow Inflow outside of conduction front Conduction front inflow Reconnection outflow + conduction front (a) (b) (c) (d) (e) (f) (g) (h) (i) Solar-B 打ち上げまでに出版できるように年内投稿を予定

20 太陽フレア Hα two-ribbon カスプ型ループ 大きさ：108~10cm タイムスケール:102~4s
(Asai et al. 2002, Hα, 飛騨天文台) (Tsuneta et al. 1992, X線, ようこう) 大きさ：108~10cm タイムスケール:102~4s エネルギ－: 1029~32erg 多波長で急激な増光が見られる現象 黒点の近傍で起きることが多く、そのエネルギー解放において磁気リコネクションが重要な役割を果たしていると考えられている。

21 フィラメント噴出 Hαフィラメント(プロミネンス)がゆっくりと加速され噴出する現象 静穏領域で起きるフィラメント噴出はフレアを伴わない。
prominence eruption (Hα, 1945, USA) 電波、野辺山ヘリオグラフ Hαフィラメント(プロミネンス)がゆっくりと加速され噴出する現象 静穏領域で起きるフィラメント噴出はフレアを伴わない。 ideal MHD process で引き起こされると考えられていた。

22 磁気リコネクション 磁力線のつなぎ換えによって磁気エネルギーを爆発的に解放するプロセス Petschek model (1964)
slow shock による加熱を考えることで格段に速くなり、フレアを説明できるようになった しかし、slow shockの証拠はまだ見つかっていない フレアでは磁気リコネクションによるエネルギー解放が起きている というコンセンサスは得られているが、どこでどのように起きているかなどの詳しい物理はほとんど解明されていない

23 巨大アーケード 「ようこう」･･･静穏領域でのフィラメント噴出現象に伴い、巨大なアーケードが形成されることを発見
空間スケールは大きい（＞1010　cm）にもかかわらず、全体のＸ線強度は低い。そのためようこう以前ではフレアと認識されていなかった （Tsuneta et al. 1992, Hiei et al. 1993, McAllister et al. 1996) カスプ型ループ、アーケードなど太陽フレアと同じ特徴をもつ 太陽フレアと同じメカニズム磁気リコネクション ようこう軟X線望遠鏡

24 CMEと他の現象との関係 統一モデルでは、ejection (plasmoid, or flux rope)が重要な役割を果たしている。フレア・アーケードがこのモデルで理解できるとすると、すべての活動現象でejectionが発生し、CMEとして外部に放出されると考えられる。しかし、CMEをともなわないフレア、フレア・フィラメント噴出を伴わないCMEが観測されており、他の活動現象とCMEの関係性はいまだに明らかにされていない。 本研究では、CMEが発生する条件を明らかにしていくために、その足がかりとして、巨大アーケード形成現象とCMEの関係性について統計的に調べた。

25 サーベイ結果 Year Arcade CME Rate 1996 25 9 36% 1997 32 22 69%
% % % % % Total %

26 大きさで分類してみる Size ×1021cm 　CME associated events　　　　 Total % 87% 100% 100%

27 フレアとの比較 フレアのCME Association Rate は、X線フレアのサイズ（peak intensity）とともに増加する。
Yashiro et al. (2005) フレアのCME Association Rate は、X線フレアのサイズ（peak intensity）とともに増加する。 巨大アーケード形成現象のpeak X-ray intensityは非常に低く、A、B、C-class程度になる。 C-class flare のCME association rateはおよそ30％であるから、巨大アーケード形成現象のCME association rate 65％はかなり高いことがわかる。