太陽コロナ質量放出の 3 次元 MHD シミュレーション

D2 塩田 大幸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。

コロナ質量放出とは？コロナ質量放出（ Coronal Mass Ejection; CME ）

SOHO/LASCO( 白色光、人工日食 )

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

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。

Standard model of flares and CMEs

Hα two ribbon

(Shibata 1996; Shiota et al. 2005)

(Tsuneta et al. 1992, X 線 , ようこう )

カスプ型ループ

(Asai et al. 2002, Hα, 飛騨天文台 )

Hα two-ribbon

巨大アーケードprominence eruption (Hα, 1945, USA)

フィラメント噴出

（ McAllister et al. 1996, X 線 , ようこう )

solid lines: magnetic field linesarrows: velocity field

これまでの研究 Three-Part Structure

core

cavity

edge?

density t=100SOHO/LASCO

The numerical results reproduce the three-part structure.It is thought that the cavity corresponds to the density-decreased-region in the simulation.

Slow shocksDimming mechanism

New Interpretations suggested by the Numerical Results

(Shiota et al. 2005, ApJ, 634, 663–678, Nov. 20)

コロナ質量放出 (CME) の観測的特徴•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。

SOHO/LASCO

Coronal Dimming and CME

UT 24 Jan 199206:00 11:00 16:00 21:00 02:00

X-r

ay F

lux

“dimming”

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。

time

Hiei et al. (1993)Hudson (1996)

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 ?

フレア・ CME のトリガー機構の解明は、宇宙天気予報の分野にとって必要不可欠な問題！

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

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

(Fan 2005) 境界からねじれた flux rope を押し込む　

(Rossev et al. 2004)shear motion

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

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)

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)

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

計算方法• 3 次元球座標 MHD シミュレーション

– 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

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

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

乞うご期待！

Solar-B によるリコネクションフローの観測

Position of Slit

Emission Measure

Emission Measure

Emission Measure

Emission Measure

Line of sight

Line of sight

Line of sight

Line of sight

Fe XV 284.147 A log(T)=6.30

Fe XV 195.119 A log(T)=6.15 Si VII 275.361 A log(T)=5.75

Ca XVII 192.82 A log(T)=6.70XRT Thin Al poly image

30 ,30 Slow shock

Inflow behind conduction front

Reconnection outflow

Inflow outside of conduction front

Conduction front

Conduction front

inflow

inflow

Reconnection outflow + conduction front

Reconnection outflow

cm1010

(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

太陽フレア

(Asai et al. 2002, Hα, 飛騨天文台 )

Hα two-ribbon

(Tsuneta et al. 1992, X 線 , ようこう )

カスプ型ループ

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。

フィラメント噴出

prominence eruption (Hα, 1945, USA)

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。

電波、野辺山ヘリオグラフ

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

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

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。

サーベイ結果Year Arcade CME Rate

1996 25 9 36%

1997 32 22 69%

1998 35 27 77%

1999 52 37 71%

2000 54 34 63%

Total 198 129 65%

大きさで分類してみるSize 1 2 3 4 ×1021cm

　 CME associated events 　　　　

1996 19 3 3 3 3 3

1997 20 12 12 10

1998 18 11 15 14 1 1 1 1

1999 34 22 18 15

2000 46 27 7 6 1 1

Total 137 75 55 48 5 5 1 1 55% 87% 100% 100%

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。

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。

Yashiro et al. (2005)