彩層磁場観測に基づく⾮非線形  force-‐‑‒free  磁場  (NLFFF)  モデリング：
フレア・コロナ質量量放出研究の⽅方向性
塩⽥田 　⼤大幸

名古屋⼤大学太陽地球環境研究所

草野完也、今⽥田晋亮亮、井上諭
⽇日本天⽂文学会2014年年秋季年年会 　A07a
@⼭山形⼤大学  2014.  9.13

太陽フレア・コロナ質量量放出(CME)
コロナ質量量放出(CME)

太陽フレア

Hinode太陽フレア・CME
コロナ磁場に蓄積された磁気エネルギーが解放される爆発現象
SoHO

太陽に限らず多くの天体に共通 　地球磁気圏に擾乱フレア・CME研究の位置づけ
天体物理理学上の物理理課題• エネルギー蓄積問題

どれだけの⾃自由エネルギーがどこに蓄積されているか？

• トリガ問題

何をきっかけとしてフレア・CMEが始まるか？

宇宙天気予報• どの規模の現象がいつ起こるか？
• 地球へどの程度度影響があるか？
磁気リコネクション  ←  コロナ磁場の三次元構造

The Astrophysical Journal, 760:31 (9pp), 2012 November 20

フレアトリガ過程
The AstrophysicalJournal, 760:31(9pp), 2012 November 20
Kusano+(2012)

than the realistic speed of emerging flux (the orderthe physically meaningful process of simulation
flux injection terminates. Therefore, we focus mdynamics caused by magnetic structures formedof flux injection rather than the dynamics of flu
Which process, flux emergence or horizontal msolar surface is more efficient for forming suchbeyond the scope of this paper, although we parthis issue in Section 3.
The length, magnetic field, and time are descrdimensional units, L, B0 , and the Alfvén transi
Figure 1. Illustration of the simulation setup. Curved solid lines with arrows
L/VA ), respectively, where VA is the Alfvén speed
correspond to magnetic field lines in the pre-existing force-free field and thefor ion mass mi , plasma number density n, and va
small-scale injected field, which rotate θ0 and ϕe , respectively, with respectability µ0 . In a typical AR (B0 ∼ 0.05 T, n ∼ 1to the large-scale potential field. White and gray areas on the bottom surface
スケールの異異なる2つ磁場構造20 Mm), τA ∼ 0.4 s and VA ∼ 50 Mm s−1 .
indicate positive
and negative magnetic polarity regions.
We adopted the zero-beta model for the simula
シアアーケード  (energy reservoir)
plasma pressure and variations in plasma density aeruptions＋浮上磁場  (perturbation)
as well as the predictability of these eruptions on thebe less effective. This model is applicable when thbasis of this paper’s conclusion.
(i.e., the ratio of thermal to magnetic pressure) is⇒ 　フレアless than unity. The coronal plasma within an AR
2. SIMULATION MODEL
phase, which is the focus of this paper, is thus comodel. The governing equations are the same a
The simulation box includes a rectangular domain
in our previous study (Kusano et al. 2004; Kusan(−3L, −0.75L, 0) ! (x, y, z) ! (3L, 0.75L, 3L), which cor3. Simulation
result for ϕe resistivity= 180◦ and θ0 η
=and77.◦ 5,viscosity
in which the OP-type
Figurelectricalν are initiallycresponds to the solar atmosphere above the photosphereFigure
withinFlare diagram (Kusano+ 2012)

The Astrophysical Journal, 760:31 (9pp), 2012 November 20Kusano et al.

シアアーケード
磁場の⾓角度度＝エネルギーの蓄積量量

Figure 2. Summary of simulations for Be = 2, re = 0.13, τe = 20, ve = 6.7 × 10−3 , ye = 0 on parameter space of ϕe and θ0 . Different marks (squares and diamonds)
represent the types of dynamics, and contours show the maximum total kinetic energy produced by eruption (Ek ). Squares indicate that no eruption has occurred at
the corresponding parameter; diamonds indicate the appearance of eruptions at each parameter. Pink and blue diamonds indicate eruption-induced reconnection andreconnection-induced eruption processes, respectively. The yellow diamond corresponds to a special case in which the potential field collapses because of reconnection
with the small-scale injected field, which exhibits a completely antiparallel polarity compared with the initial potential field. The right-hand and top subsets illustrate

浮上磁場の向き

CMEトリガモデル  (Chen & Shibata 2000)
フラックスロープ(energy reservoir)＋浮上磁場  (perturbation) ⇒  フレア・CME

浮上磁場

浮上磁場

Shiota+(2005)

CME初期過程
Interaction between ejecting flux rope and ambient field	

Tubes：magnetic field lines, background：VrShiota+ (2010)7フレア・CME研究にとってコロナ磁場天体物理理学上の解明すべき物理理課題• エネルギー蓄積問題

どれだけの⾃自由エネルギーがどこに蓄積されているか？

• トリガ問題

何をきっかけとしてフレア・CMEが始まるか？

宇宙天気予報• どの規模の現象がいつ起こるか？
• 地球へどの程度度影響があるか？
磁気リコネクション  ←  コロナ磁場の三次元構造

コロナ磁場の求め⽅方• 観測による測定は⾮非常に困難• 密度度の⼤大きい光球では、偏光分光観測により 　ベクトル磁場分布を得ることができる
Hinode/SOT, SDO/HMI, etc…
• 観測された磁場分布を境界条件として満たす 　
三次元コロナ磁場をモデルにより計算で求める– ポテンシャル磁場モデル– 線形  force-free 磁場– ⾮非線形  force-free 磁場– 磁気静⽔水圧平衡場←  活動領領域磁場の 　計算に適したモデル

⾮非線形 force-free 磁場  (NLFFF)モデル
運動⽅方程式∂v
ρ + ρv ⋅ ∇v = J × B − ∇p + ρg
∂t=0
平衡状態

Plasma β ≪  1

三次元空間で  J×B=0 を満たす磁場を求める

J = ∇ × B = αB

⾮非線形：空間的に⾮非⼀一様なαNLFFFの計算例例• 名古屋⼤大学太陽地球環境研究所  GEMSISプロジェクト
NLFFFデータベース  (塩⽥田+ 2013秋季年年会)
MHD relaxation method (Inoue+ 2014)

ポテンシャル磁場

NLFFF

NLFFFモデルの現状の課題
運動⽅方程式∂v
ρ + ρv ⋅ ∇v = J × B − ∇p + ρg
∂t=0
平衡状態

Plasma β ≪  1

観測(SOT,HMI)ベクトル磁場が得られる光球では、
plasma β ~ 1 or ≫1
force-free 条件を満たしていない。
⇒  完全なforce-free 磁場を求めることができない。
• 観測をforce-free 条件を満たすように修正• ガス圧も含めた磁気静⽔水圧平衡場を求める

Solar-C/SUVITで観測される磁場の⾼高度度分布  2014年年2⽉月太陽圏連シンポ  (⼀一本さん講演資料料より抜粋)  Solar-C/SUVITの観測への期待• 彩層ベクトル磁場分布– plasma β ≪1 or ~1 　
を満たす領領域でベクトル磁場分布が得られれば、 　 　
より再現性の⾼高いコロナ磁場を求めることができる• 光球・彩層ベクトル磁場の同時観測– 視線垂直磁場180度度不不定性の解消∂Bx ∂By ∂Bz∇⋅B =++=0∂x∂y∂z

太陽⾯面の境界条件の問題点が解消されると期待今後の⽅方向性：全球コロナ磁場モデル

DeRosa+2009

現状の活動領領域  NLFFF  モデル  :• 活動領領域近傍を解く• サイド・上空の境界条件も考慮すべき要素
ポテンシャル磁場の値を固定して⽤用いている  <= 境界で不不連続を発⽣生 　• 全球磁場もNLFFFとして求めるネストしたモデルの開発が必要• 太陽⾵風によるグローバル磁場構造の変形も考慮する必要ありまとめ• 太陽だけでなく他の天体にとっても重要な現象フレア・
CMEの発⽣生過程（エネルギー蓄積・トリガ問題）の解明に加えて、宇宙天気予報を実現の観点から、コロナ三次元磁場構造の理理解が重要。
• 光球ベクトル磁場観測データから⾮非線形force-free磁場 　モデルを⽤用いてコロナ磁場が求められている。現状では、モデルと観測が適合していないため、詳細な研究ができていない。Solar-C/SUVITによる彩層磁場観測により、 　
現在のモデルの課題を克服できることが期待される。
• フレア・CME発⽣生過程の理理解にとって、活動領領域内部の磁場構造に加えて、グローバルな磁場構造の再現も重要な要素。活動領領域と全球の磁場を同時に計算するコードを今後開発していく。