学際大規模情報基盤共同利用・共同研究拠点 平成 27 年度共同研究 最終報告書 2016 年 5 月

jh150011-NA08

太陽磁気活動の大規模シミュレーション
横山央明（東京大学）
概要
太陽表面対流コロナ結合系シミュレーションのために， FX10 の並列化性能を引き出せかつ，精度の高い計算が可能な天体大気中での輻射磁気流体コードを開発した．完成したコードをもちいて，太陽天体プラズマ物理シミュレーションを将来実施することを視野において現有コードでも物理的な研究をすすめた．

1.

共同研究に関する情報ションコードを構築し，(1) 彩層中の波動生成・(1) 共同研究を実施した拠点名

伝播・熱化過程や，(2) スピキュールと呼ばれる東京大学 大学院理学系研究科ジェット現象の解明，(3) 彩層加熱の問題，(4)太東京大学 情報基盤センター

陽大気中でのさまざまな現象（プロミネンス形(2) 共同研究分野

成・磁気リコネクションなど）への応用に取り組



超大規模数値計算系応用分野

む．このような輻射磁気流体コードの開発は国内(3) 参加研究者の役割分担

では初めてであり，世界的にみてもほとんどない．

横山央明：全体統括

本研究では，最新の数値流体力学の知見を使って，飯島陽久，金子岳史，王爍洋，河野隼也，庄田宗最適化されたコードを開発し，従来のものより大人，鳥海森，堀田英之，市村千晃，大井喜智：開規模な計算を実施して，実観測の解釈に役立てる．

発されたコードを用いた太陽天体活動現象のシミ「ひので」太陽観測衛星による最大の成果のひとュレーション

つは，彩層が非常にダイナミックな領域であった

中島研吾，松本正晴：コードの効率化・高性能化ことの発見である．これは，衛星打ち上げ前には2.

予想していなかったことであり，太陽物理学には研究の目的と意義

本研究の目的は，太陽表層に代表される天体大気未開拓な分野がまだ残っていることを印象付けた．

中での輻射磁気流体力学大規模計算への適用をめ

彩層は，温度が 1 万度前後であるため，部分電離ざし，東京大学情報基盤センターFX10（と理化学状態にあり，温度最低層から外層コロナまで水素研究所「京」と）の並列化性能を引き出せるよう電離度が 6 桁も変動している．また光球がガス圧なコードを開発すること，またあわせて科学計算優勢（高ベータ．ベータはガス圧割る磁気圧）で，を実施すること，が大きな柱である．数値計算技

コロナが磁場優勢（低ベータ）大気であるのに対術面からの目的は，輻射輸送スキームの効率化をし，彩層はその途中でちょうど両者がほぼ拮抗すめざす．開発したコードを使って目指す科学目的る場所である．つまりプラズマダイナミクスがガは，太陽彩層における，プラズマ・磁場・輻射がスにより磁場を捻るレジームから磁場がガスを駆織りなす物理現象について数値シミュレーション動するものに変化する．また輻射も，非局所熱力を用いて解明し，Solar-C 衛星観測計画のための学平衡状態にあり，非常に複雑な物理が相互にか理論的裏付けを準備することである．

らんでいる．

具体的には，非局所熱力学平衡状態（non local

彩層のようなガスは，他の恒星にも存在している．

thermodynamic equilibrium 以 後 NLTE と 記

その様相はたとえばカルシウム吸収線などにより，述）の輻射輸送を含む多次元磁気流体シミュレー

多くの恒星で観測されていて，天体大気の構造や1

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そのダイナミクス・磁気活動を理解するのに使わて，熱伝導拡散は陰的時間積分が必要で，そのたれている．これらはすべて太陽彩層をもとに解釈

めの行列反転については計算機科学分野の研究者されており，そもそもの太陽の理解が重要なこととの共同研究が必須と考えた．共同研究で議論しはいうまでもない（が，その理解は十分とはいえながら調査した結果，行列反転による陰解法ではない）．特に「彩層の基底加熱（basal heating）」

なく，SuperTime Stepping（STS）法が最適な結問題など未解決な魅力的な問題もある（Schrijver果であることが分かった．数値計算研究者との議1995）．そして，星形成領域における原始惑星系論のなかでさまざまな可能性を検討することがで円盤は低温部分電離ガスからなっており，共通物き最適な方法をみつけることができたことは、本理を介してその理解にも貢献したいと考えている． 公募型共同研究の重要な成果であった．
このような状況のもと，現在太陽コミュニティでは 「 ひ の で （ Solar-B ）」 に 続 く 太 陽 観 測 衛 星

4. 前年度までに得られた研究成果の概要「Solar-C」を策定している．そのめざす重要科学2013 年度の HPCI-JHPCN 課題により，太陽ダイ課題のひとつが「彩層ダイナミクスの解明」であナモ研究のための，星全球磁気流体コードのチュる．
「ひので」では彩層は撮像観測のみであったのーニングを実施している．これまでのところ「京」に対し，Solar-C では偏光分光器を搭載する予定での最大実行性能が 14%まで向上した．これと独で，「ひので」で発見された現象の物理機構解明を自開発の音速抑制法とを組み合わせて，世界最大めざす．

ダイナミックレンジかつ最大解像度の磁気熱対流

本研究では，このような状況のもと，理論シミュ計算を実施した（Hotta， Rempel， Yokoyama，レーション的側面から Solar-C プロジェクトをサ2014)．また太陽表面対流コロナ結合系シミュレーポートするとともに，最新の計算技術をとりこむションのために，非等方非線形熱伝導の陰的時間ことでこの分野に大きな進展をもたらしたいと考

積分コードの主要エンジンであるマトリックスソえている．

ルバ―の開発を実施している．並行して，太陽表面熱対流の 3 次元輻射磁気流体シミュレーションを実施した．

3. 当拠点公募型共同研究として実施した意義

また 2014 年度は，非等方熱伝導の解法という課

本研究における計算は，きわめて大規模なもので題で陰解法のスキーム効率化と陽的なあり，いずれも大規模並列計算機の性能をフルにSuper-Time Stepping 法の比較を行った．また同発揮することが求められる．したがってコードの時に磁気流体コードについても検討を行い，特に，チューニングは非常に重要であるが，手持ちのコ「磁気大気と非磁気大気とが共存する系におけるードでの実行効率にはのびしろがあると考えられ高精度計算での divB=0 維持」に着目したあたらたが，本共同研究によって大幅に改善し，磁気流しい方法を開発した（Iijima & Yokoyama 2015

体計算で理研「京」での実行効率 24%を達成した．

として投稿中）．また科学的成果としても，宇宙線また，本研究の計算では輻射輸送計算を実施する．

圧拡散効果をいれた銀河中での磁気浮力不安定や，これは各グリッド点において数十方向に向かう光

3 次元磁気リコネクションのシミュレーションを線にそって物理量を積分するもので，従来の流体実施した（Wang et al. 2015）．

計算とは異なる並列化技術が必要とされた．そし2

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図 1：太陽彩層ジェットのコロナ温度依存性に関する 2 次元輻射磁気流体シミュレーションの結果．上パネルはプラズマの温度，下パネルは密度の対数．左からコロナ温度が 2，1，0.4 MK の場合の結果．

5. 今年度の研究成果の詳細
5.1. 太陽彩層ジェットの輻射
磁気流体シミュレーション
前年度に開発した磁気流体計算スキーム(Iijima, Yokoyama,2016, 投 稿 中 ) とShort

Characteristic 法による輻射輸送，Super Time Stepping
法による非等方熱伝導の効果を取り入れた太陽大気計算コードを用いた太陽対流層上部からコロナ下部までを含む輻
射磁気流体計算により，太陽彩層に普遍的に見られるジェット構造に関する研究を行った．
(1)

図 2：太陽彩層ジェットの 3 次元輻射磁気流体シミュレーションの結果．左パネルは温度の対数（黄色が熱い），右パネルは密度の対数（黄色が重い）．の領域依存性にコロナが与える影響に注目し，コ

彩層ジェットのコロナ温度依存性に関すロナの状態をコントロールしやすい 2 次元シミュる 2 次元磁気流体シミュレーション：太陽彩層ジ

レーションを用いてコロナが彩層ジェットに与えェットは観測される領域によって現象のスケールる影響を検証した．その結果，衝撃波の彩層中でが大きくことなる．本研究ではこの彩層ジェット3

学際大規模情報基盤共同利用・共同研究拠点 平成 27 年度共同研究 最終報告書 2016 年 5 月の増幅の違いにより彩層ジェットのスケールに大放現象において，磁気リコネクションはその基礎きな違いが現れた．さらに，コロナの状態により物理過程となっていることが知られている．反平ジェット運動モデルも影響を受け，自由落下に近行な磁場にはさまれた電流シートに，電流と平行い運動から周期的な衝撃波による減速を受けるレなガイド磁場を一様に加えた初期状態を考える．

ジームまで移行していくことを発見した．(Iijima,

これにランダムな速度擾乱を与えた後の発展を 3

Yokoyama, 2015)

次元磁気流体シミュレーションで調べた．磁気拡(2)彩層ジェットの 3 次元磁気流体シミュレーシ散係数は定数とした．

ョン：上記の 2 次元計算ではコロナの状態を上部昨年度我々が提案した「衝撃波生成に至る正のフ境界から熱伝導フラックスを注入することでコンィードバック機構」についてさらに詳しく解析しトロールしていた．これは 2 次元では磁気エネルた．素過程に注目するためにテアリング不安定性

ギーのコロナ中での散逸が効率的でなく，コロナの固有関数を与え，その時間発展を調べた（図 3）．

を十分加熱出来ないことも理由であった．本研究

ただし，固有モードは，電流シートに対して左右では，領域を 3 次元に拡張することにより，自発回転対称なものをふたつ重ね合わせて与えた．こ的にコロナを加熱しつつ，彩層ジェットを形成す

れはいま考えている「反平行磁場＋ガイド磁場」ることが出来た．

において，電流の極大値位置から左右に等距離の面において不安定が発展するのが，（昨年度実施し5.2. 磁気リコネクションの 3 次元シミュレーショた）ランダム擾乱での非線形シミュレーションでン得られたことによる．その素過程を調べたいとい

磁気リコネクションと呼ばれるプラズマ基礎物理うのがこの解析の動機である．
「フィードバック機過程の 3 次元磁気流体シミュレーションを実施し構」により，中央対称面付近に磁束が集積し新たている．太陽フレアなどのプラズマエネルギー解な電流シートが形成され磁気拡散領域となる．い

図 3：磁気リコネクションの 3 次元磁気流体シミュレーションの結果． 電流分布（背景カラー）と，磁力線のようす．
4

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っぽう左右の不安定面内でテアリング不安定の結reconnection simulations with a finite guide果成長した磁束管が中央付近でぶつかりあうこと

field:

でも別な磁気拡散領域（強電流領域）ができあがpositive-feedback model”, ApJ, 2015, 811, 31

る．これらの磁気拡散領域では，磁力線が活発に

Kaneko, T.; Yokoyama, T., 2015, “Numerical

つなぎかわり（リコネクションし），カオス的な構

Study on In-Situ Prominence Formation by造をかたちづくることがわかった．

Radiative Condensation in the Solar Corona”,

proposaloftheshock-evoking

The Astrophysical Journal, 806, 115
Hotta, H.; Rempel, M.; Yokoyama, T., 2015,6.

"Efficient Small-scale Dynamo in the Solar今年度の進捗状況と今後の展望

太陽彩層ジェットの輻射磁気流体シミュレーショ

Convection Zone", The Astrophysical Journal,

ンについては，前年度開発した太陽大気計算コー

803, 42ドを用いて 2 次元，3 次元の計算を実施した．特Hotta, H.; Rempel, M.; Yokoyama, T., 2016,に，当初予定していた規模の 3 次元シミュレーシ"Large-scale magnetic fields at high Reynolds

ョンを実施することができ，国際会議などで公表

numbers in magnetohydrodynamic simulations",

し好評を博した．

Science, 351, 1427

次に，散乱を含んだ輻射輸送スキームの効率的な(2) 国際会議プロシーディングス

解法の検証については，（主たる従事者の大学院生該当なしが博士課程最終年であったため）太陽科学的成果(3) 国際会議発表の産出を優先し，既存の非散乱輻射輸送スキーム

Iijima, H.; Yokoyama, T.,“Effect of coronalを使用した計算を実施したた．そのため，輻射輸conditions

送スキームの解法に関する研究は行わなかった．

Workshop on Physics and Diagnostics of

磁気リコネクションの 3 次元シミュレーションにEmerging Flux Regions, Tokyo, 2015/10/16

ついて，固有モード初期条件による素過程解明を

Iijima, H.; Yokoyama, T.,“Effect of coronal

予定どおり実施できた．

temperature on the formation of the solar

onsolarchromosphericjets”,chromospheric jets”, Hinode-9 Science Meeting,Belfast, 2015/09/17

7.

Iijima,

研究成果リストH.;

Yokoyama,T.,“Two-dimensional(1) 学術論文

simulation of chromospheric jet formation with

Iijima, H.; Yokoyama, T., 2015, “Effect of coronalconvection and emerging magnetic flux”, Flux

temperature on the scale of solar chromospheric

Emergence Workshop, Boulder, 2015/06/18

jets”, The Astrophysical Journal Letters, 812,Iijima,

L30

simulation of the small scale structure in theKaneko, T.; Goossens, M.; Soler, R.; Terradas, J.;

solar chromosphere”, Japan Geoscience Union

Van Doorsselaere, T.; Yokoyama, T.; Wright, A.

Meeting, 2015/05/25

N., 2015, “Apparent Cross-field Superslow

Wang,

Propagation of Magnetohydrodynamic Waves in“Positive-feedback system in 3D resistive MHD

Solar Plasmas”, The Astrophysical Journal, 812,reconnection”, Hinode 9 Science Meeting, 2015,

121

ePosterWang,S.,

Yokoyama,“Three-dimensional

T.

MHD

Isobe,H.,H.;S.,

Yokoyama,

Yokoyama,T.,“Two-dimensional

T.,

Isobe,H.,(4) 国内会議発表

magnetic

飯島陽久, 横山央明, 磁気流体方程式における磁5学際大規模情報基盤共同利用・共同研究拠点 平成 27 年度共同研究 最終報告書 2016 年 5 月

場の拘束条件に基づく多次元リコンストラクション手法の提案, 日本流体力学会年会, 東京,2015/09/26
飯島陽久, 横山央明, 2 次元輻射磁気流体計算による彩層ジェット構造のコロナ温度依存性の検証,
日本天文学会 2015 年秋季年会, 兵庫, 2015/09/10(5) その他（特許，プレス発表，著書等）「太陽最古の謎解決に王手」，記者発表，2016 年 3月 24 日，千葉大学主催，文部科学省記者クラブ

・ 目安として 8 ページ程度でまとめて下さい・ 概要，および，1.～5.の見出し項目に従って記述して下さい．行間や文字サイズ等の調整は自由です．
・ 必要であれば，参考文献は該当する項の中に記載して下さい．
・ 中間報告書の内容からの進捗が分かるよう，最終報告書を作成して下さ当報告書は，2014い．
年 5 月中に Web 上で一般へ公開開始します．公開日については，別途ご連絡します．
発表内容に特 許出願予定の発明が含まれる場合には，Web 公開日までに所属機関内での手続及び特 許出願が完了できるよう，可能な限り余裕をもって発明届出されるようお願いいたします．

目
安として
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2
節は
2
ページ
以内，
全体で
6
ページ
程
度でまとめて下さい
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概要，