退職記念講演・最終講義
2013年3月22日（金），名古屋大学野依記念学術交流館

地球惑星磁気圏のシミュレーション
名古屋大学・太陽地球環境研究所
荻野瀧樹

学生の時心に残った言葉
おもいでは一人ひとり違うので、共通認識に達するのは厳密には不可能である。そう認識した上で人とのコミュニケーションをする必要がある。（早稲田大学の学生の言葉）「青春」とは何か。人生には数度必ず自分で道を選ぶことができる機会が生じる。その時、選択できる複数の道の中からより挑戦的な道、困難な道を選べるのが若者の特権である。その精神をもち続けれる時代が青春である。（大学の先輩の言葉）

略歴
昭和４８年
昭和５１年
昭和５３年

名古屋大学大学院工学研究科
修士課程・博士課程（電気系）
名古屋大学工学部電気工学科助手
名古屋大学空電研究所
名古屋大学太陽地球環境研究所

この間
フェルミ国立加速器研究所（米国）の研究員
UCLA/IGPP（地球・惑星物理学研究所、米国）の研究員

Fermilab Fermilab

UCLA/IGPP

学生／工学部時代
工学部電気武田研から空電研究所へ
非線形プラズマ波動の研究
ソリトンの衝突と球・円筒ソリトン
非線形分散関係
非線形Schrodinger方程式
トロイダルプラズマのMHD不安定性（プラズマ研究所）

反陽子の電子冷却（Fermilab）

非線形プラズマ波動の研究
谷内俊弥先生
私が研究結果を説明に行った時「それは証明できますか。証明できていないと危ないですよ。後でひっくり返るかも知れませんよ。」

ソリトンの衝突と球・円筒ソリトン
エントロピー増大の法則はポピュラーな非線形項では実
正面衝突
現しない！
正面衝突

追い越し

正面衝突

追い越し

イオン音波ソリトンの正面衝突
Boussinesq ×, 逓減摂動法○

ソリトンの回帰現象

ソリトンの衝突と球・円筒ソリトン
球・円筒ソリトンは必ずおつり（residue）がでる。全振舞
いをソリトンだけでは書けない。不均一効果が重要？
球ソリトン

非線形分散関係と非線形Schrodinger方程式
低減摂動法によるNonlinear Schrodinger Eq. の導出（谷内，矢島，共同研究者）
両者は一対一の関係
本当に一般的に解けたのか？
• プラズマでは磁場中の２流体でも運動力学的理論でも一般的な解法を与えてはいない。
• 何が問題か？
自己変調
非線形性

-１0

12

高調波

トロイダルプラズマのMHD不安定性
西川恭冶先生職に就いたなら、世界の研究者が興味を持つ研究テーマを選ぶべき。
「シミュレーションで新しい結果を出した時、同時にそれが簡単な物理描像で示せることが必要である。」
Physical Pictureで同時に説明できることが重要。
３次元MHDシミュレーションを開始

トカマクのSaw-tooth振動
Spontaneous Reconnectionとは？
3次元MHDシミュレーション グリッド数: (16,16,10) (26,26,16)，(JPSJ,1981)

完全な平衡解から開始

釣り合い条件
古い磁気島 新しい磁気島

座標系(1,1)モードの時間発展

磁気島の新旧交代

バルーニング不安定
グリッド数: (26,26,16)
円筒座標系

バルーニングモードの非線形発展の形状

モードの時間発展反陽子の電子冷却（Fermilab）
Fermilabの加速器での陽子－反陽子衝突実験を行う
ために冷たい電子を用いて反陽子を冷却（Teng博士）• Spitzer, Hubbard, Rosenbluthなど古典的なプラズマ輸送係数導出の長い理論論文を読む。
• 古典理論はいかに解析が難しいか。
• 古典理論と異常輸送理論がすべて繋がっていることが理解できた。
• 磁場に垂直と平行エネルギーが極端に違う場合の速度空間の摩擦係数と拡散係数の導出に成功し、ソ連の実験結果を説明できた。異方性はどんなに大でも適用可（回転楕円体の厳密解）。
米国での理論研究は真剣勝負だと実感Fermilabからの帰国途中にUCLAを訪問
UCLA物理学科のDawson教授の研究室を訪問• LeBoeuf, Taｊima, Kennel and DawsonのMHD粒子モデルによる磁気圏の２次元グローバルシミュレーション研究を知る。

• 帰国後、太陽風と地球磁気圏相互作用の２次元・３次元グローバルMHDシミュレーションを開始。
• UCLA/IGPPのAshour-Abdalla教授のグループで招聘研究員としてスパコンCRAY-1を用いた地球磁気圏のシミュレーション研究を行う好機を得る。

地球磁気圏の３次元MHDシミュレーション開始
UCLAで• ロスアンゼルスで住居を見つけるのに苦労した。
（５歳と１歳未満の子供がいたため）
しかし、米国社会を理解するのにとても役立った。

• 「郷に入っては郷に従え」で、表向き公平に扱われていればそれで不満は感じない。
日本でも外国人に対しては米国流にすべき！

磁気圏尾部ローブの分岐（Bifurcation）

磁気圏尾部ローブの分岐（Bifurcation） 2
北向きIMFの３次元MHD：グリッド数（60,30,30）

1/4モデルの座標系

３次元磁力線図

太陽方向の対流

極域投影図

磁気圏対流の投影図、南向きIMFと逆方向

磁気圏尾部ローブの分岐（Bifurcation） 3
北向きIMFの３次元MHD：グリッド数（48,48,24）

1/2モデルの座標系

IMFの回転に伴いローブ分岐は極域を横断

IMFの方向に依存するローブの分岐
反平行磁気リコネクションの発生が原因

IMFのy-z成分に依存する磁気リコネクションモデル

投影

磁気圏
境界

IMFの方向に依存する磁気リコネクションの起こる位置と磁力線構造

IMFの方向に依存する磁気リコネクションの起こる位置と反平行磁場条件の関係

11104 times / 3 years or 10 times / 5 years

2D and 3DMHD
Simulation
３年で４倍、５年で１０倍程度の割合で計算規模が増大

4096*4096*4096
2048*2048*2048

1011

3D磁気圏
UCLA
トロイダルプラズマ

2008
2010YearグローバルMHDシミュレーションからみた磁気リコネクションの３次元問題と磁気圏ダイナミックス
成分リコネクションと反平行磁場リコネクション

成分リコネクション
Component Reconnection
BiBiB0

Bll



Bll


B0cos   B0 / BiSonnerup, 1974

cos   B0 / BiReconnection is not possible

Antiparallel merging

Crooker, 1979Schematic view form the sun ofmerging (solid) at the daysidemagnetopause for various
orientations of IMF (dashed line)

Schematic view form the sun of thedayside magnetopause.
ZIMFYPolar cap convection pattern in the dayside NH
(d)

(e)

(c)

Z

(f)

IMF

Y

(b)

(g)

(a)

(h)

朝夕方向の流れは
昼夜で逆方向NoonThroat磁気リコネクションの起こる場所
・ Anti-parallel field condition
Angle of reconnected field lines, θMagnitude of reconnected field lines
・ Relative velocity of reconnected field lines ( V )Inclination of the magnetic dipole axis
Weakest place of magnitude along the field lines
Anti-parallel field condition | B I M F |~ | B g |Magnetic equatorBgreconnection line
B IM FBIMF

magnetic equatorIMFの方向とIMFの回転
2. Effect of IMF By and Bz

Two important conditions(1) Anti-parallel field condition(2) Magnetosheath plasma flow
How far is the reconnection region fromthe subsolar point.

z B


磁気圏境界yz BSouthward IMF

Pattern of Polar Cap PotentialNorthward IMFyz By地磁気の傾き
Dipole Tilt of Geomagnetic Field
2. Effect of IMF By and Bz
Two important conditions(1) Anti-parallel field condition(2) Magnetosheath plasma flowDipole tilt and southward IMF

MagneticEquator3D visualization by VRML (Virtual Reality Modeling Language)
dipole tilt and southward IMF

Southward
IMF

Dipole Tilt

Magnetic Axisθ

Reconnection
Hinging Point Point(X=‐10～‐20Re)

Reconnection
PointComparison of Shape of the Neutral Sheet Between
Simulation and Observations by Fairfield and Gosling
Z 30ReTAIL BOUNDARYY30Re-30Re

G-30ReSouthward
IMF Bz-5nT(Gosling et al.
1986 )
FFSG･･･ Fairfield near –30Re･･･ Fairfield near –20Re･･･ Gosling near –15Re

Dipole tilt and Northward IMF

dipole tilt and northward IMF

Northward IMF

Dipole Tilt
Reconnection
Point

Magnetic Axis

Reconnection
Point地磁気の傾きとIMF By成分の効果
Effect of dipole Tilt and IMF By component

Tilt angle is 30 degrees

Northern hemisphere is summer  270

IMFZ  300  300

Y
MagneticEquator  0
  0

  315  315
Anti-Parallel
Field Region

Z

Divergent flow
From the subsolar point

Reconnection for existenceof dipole tilt and IMF By

B IMFGeomagneticfield
Anti-parallelreconnection
YFlow

Magnetic Equator2.4 Discussion

1. Study of the Dayside Magnetic reconnection

AP: IMF lines are antiparallel to thegeomagnetic field line

SP: the stagnation point of themagnetosheath flow

SS: the subsolar region on themagnetopause
MM: the minimum magnitude along
the geomagnetic field lines(The magnetic equator)
FE: the first encounter region where
IMF field lines first reaches themagnetopause

Park and Ogino, JGR, 2006

Effect of IMF Bx component by Parker spiralEarthSunz 30Rex30Re

z 30Rey30ReDawnward IMF
B=12.2nT, Bx=-By and Bz=|Bx|
x30Re

Ms=Vsw/Vth=6.39
Ma=Vsw/Val=2.52
M = Vsw/Vfms=2.34
y 30ReＩＭＦ

decrease ofbend magnetic pressureDuskward IMF

B=15.0nT, Bx=-By
and Bz=-|Bx|
Ms=Vsw/Vth=4.04
Ma=Vsw/Val=2.05
M=Vsw/Vfms=1.83

plasma flow
x30Re

plasma flowenhancement ofreconnection on dusk

push by magnetic pressurestraight
y 30ReDawnward IMF
Z
B=12.2nT, Bx=-By and Bz=-|Bx|

YDawnward IMF
B=12.2nT, Bx=-Byand Bz=-|Bx|
Ms=Vsw/Vth=6.39
Ma=Vsw/Val=3.08
M = Vsw/Vfms=2.78

高精度MHDシミュレーション
High Resolution MHD Simulation

Steady Configuration ofEarth’s MagnetosphereMagnetic Reconnection in Earth’s MagnetosphereNorthward IMF
Bz=20 nTHigh Latitude Tail Reconnection (HLTR)t = 480 min(0 min)Southward IMF
Bz=-20 nT

Dayside Magnetopause
Reconnection (DMR)t = 600 min(120 min)Tail Reconnection (TR) or
Near Earth Neutral Line (NENL)

Convection for Southward and Northward IMF
Poynting flux (blue), plasma pressure (green) and Bz=0 line (red)Southward IMF Bz=-10nTRed lines show Bz=0.

DaysideReconnection

Tail Reconnection

Northward IMF Bz=10nT
High Latitude Tail Reconnection (HLTR)

Polar Plots for Southward and Northward IMF
1Parallel vortex, field aligned currents and parallel velocity     J dl  constant
2B
2||

12Southward
IMF
18
Bz=-10 nT

660o0012Northward
IMF
Bz=10 nT

V|| and Ω||

20||

IMFが南向きから北向きに変わった時
IMF Changes from Southward
to Northward

IMF turns from south (Bz=-10 nT) to north (Bz=10 nT) at t=540 min.
Movie is shown every 10 seconds for 540 – 610 min.

IMF turns from south (Bz=-10 nT) to north (Bz=10 nT) at t=540 min.
Movie is shown every 10 seconds for 540 – 610 min.
Redlinesshow
Bz=0.
Redlines
show
Bz=0.

IMFが北向きから南向きに変わった時

IMF Changes from Northward
to Southward

IMF turns from north (Bz=10 nT) to south (Bz=-10 nT) at t=540 min.
Movie is shown every 10 seconds for 540 – 610 min.

IMF turns from north (Bz=10 nT) to south (Bz=-10 nT) at t=540 min.
Movie is shown every 10 seconds for 540 – 610 min.
Red lines show Bz=0.

北向きIMFに対する磁気圏ダイナミックス
Magnetospheric Dynamics
for Northward IMF

2. Results
Magnetic Reconnection| B J |Ec   J c  |B|LVortex train was rolled up in Low Latitude Boundary Layer (LLBL).

59

Earth’s Magnetosphere for Northward IMF (Bz=20 nT)
Movie of polar cap is shown every 1 minute for 270 – 330 min.

Earth’s Magnetosphere for Northward IMF|B×J|
IMF Bz=20 nT Vsw=300 km/s Nsw=5 /cc t=461 min E = ηJc = η|B|
Magnetic Reconnection
cJ

relationshipL

L: connection
lengthvortex train
12Field alignedcurrents show
relationship
06

1860o

open-closed
boundary00

Northward IMF
Bz = 20 nT n = 5/cc
Vsw = 300 km/s
t = 340 min

TemperatureEc   J c  | B J ||B|Sun

size of vortex:(lx, ly, lz)=(11, 4, 14) Re

Green ： Close
Red, Purple ： unconnect to the Earthmagnetopause

Formation of vortex train

磁気リコネクションと磁気圏ダイナミックス

南向きと北向きIMFに対する磁気圏対流と極域対流
南向きIMF 磁気圏対流はIMFの南北向きで逆向き

1218

北向きIMF

リコネクション

リコネクション

0600

極域対流

磁気リコネクションの問題• 高精度シミュレーションでリコネクションの性質は変化しないか？
斑状で間欠的な特性はリコネクションの自然な特性？
プラズマシートに現れるストリーマー構造の原因？
• 磁気中性点(null point)は重要か？トポロジーの問題• 極端な条件ではダイナミックスに本質的な違いが現れるのか．リコネクションの抑制機構は？
• 昼側と尾部リコネクションの対流を通しての結合？
磁気圏全体のグローバルな結合

磁気圏対流
1. 磁気圏対流は磁気リコネクションによって一義的に駆動される．
2. 磁気リコネクションの起こる場所は反平行磁場条件を満たす領域．
3. IMFの向きが南北で異なる時，磁気圏対流は逆向きになる．
4. 朝夕方向のプラズマ流は昼側磁気圏と夜側磁気圏では逆方向になる．これは夜側磁気圏対流は昼側対流を補償するためである．

磁気圏電離圏ダイナミックス
1. 3種類のエネルギー（運動，熱，磁場）の分配と分布は３種類のエネルギー束（運動，熱，Poynting Flux ）によって決まる．
2. 磁気圏対流を担うのは主にPoynting Fluxである．地
球近くではPoynting Flux寄与が最も大きい．
3. IMFが非常に大きくなると磁気リコネクションが強められて磁気圏対流と境界層乱流も増大する。その結果グローバルな磁気圏対流とローカルな現象が強く結合するようになる．
4. 磁気圏電離圏結合を解く方法はまだ未完成である．
5. 磁気圏力学の統合的解析もまだ不十分である．
新しい解析方法と３次元可視化方法の必要性

宇宙天気研究
スーパー磁気嵐過去の大規模磁気嵐
表. Chonological List of Large Magnetic Storms
No.

Date

Dst (nT)

Station1

1859/09/01-02-1760

Bombay2

1957/09/13-427

Alibag3

1958/02/11-426

Alibag4

1989/03/13-589

Kakioka

Horizontal Intensity (nT×10⁴)

過去最大の磁気嵐 － The Carrington Storm of 1859
3.75

Dst  1760 nTと見積もられる

3.70

過去最大の磁気嵐

3.65

大規模磁気嵐の研究においてスーパーストームの一つのモデル

3.603.55
3.5016 20 0 48 12 16 20 048 12 16

図. Carrington Stormに対してBombayで観測された磁力計の水平成分

大規模磁気嵐における条件
太陽風とIMFが大規模磁気嵐を引き起こすような極端な条件になった場合を考える。

Average

MiddleExtremensw( /cc )530200vsw(km/s )

300

800

2000

Bz (nT)

1050200• x  0.1 Re をさらに小さく←太陽風動圧が高くなるため極端な条件でのシミュレーションを、従来の平均的な値との中間に当たる条件でのシミュレーションと比較

極端値におけるMHDシミュレーション・南向きIMF

結果：南向きIMFにおける電流の3次元構造
電流の絶対値
時間： t  5m00s

磁力線の内側での電流の増大
非常に激しい渦リコネクションからの流れと渦からの流れが複雑に絡み合っている南向きIMF時のエネルギーとエネルギー束z

南向きIMFxエネルギー
運動エネルギー熱エネルギー
磁場エネルギー

エネルギー束yz

運動エネルギー束
熱エネルギー束x

ポインティング束y南向きIMF時の平行電流と垂直電流
南向きIMFzxyz

xyシミュレーション結果の比較
南向きIMFの場合

Average

MiddleExtremeBow Shock : xBS

18.4Re8.15Re4.46ReMagnetopose :xMP

11.3Re (理論値)10.5Re(simulation)

6.03Re (理論値)5.57Re(simulation)

3.24Re (理論値)2.95Re(simulation)

Tail Reconnection :xTR-8.52Re

-4.75Re

-2.45ReMax T : xMT-5.90Re

-3.44Re

-2.13Reデータベース構築•••••

データベース作成共同研究 (STE研，H8～)
STEPデータベース(1990-1997:荒木，家森)
S-RAMPデータベース(1998-2002)
CAWSES宇宙天気データベース(2003,2004-2008)
CAWSES-II宇宙天気データベース(2009-2013)• IUGONET「超高層大気長期変動の全球地上ネットワーク観測・研究」(H21-H26)
一般財源化を目指す(H25)シミュレーション連携研究• 計算機利用共同研究（STE研，H8～）• 名古屋屋大学HPC計算科学連携研究プロジェク
ト（H22～）• JHPCN（学際大規模情報基盤共同利用・共同研
究拠点公募型共同研究，H21-24）• HPCIコンソーシアム(H24～)
京コンピュータとHPCIスパコンの利用（梅田，深沢，塩田，草野，荻野，共同研究者）

学際大規模情報基盤共同利用・共同研究拠点 公募型共同研究 平成２４年度採択課題

12-MD02

次世代ジオスペースシミュレーション拠点の構築
荻野 竜樹，梅田隆行，深沢圭一郎，共同研究者
MHD Simulation of Earth’s Magnetosphere

MHDコードのベンチマークテスト

Full Particle
Simulationof CollisionlessShock

ブラソフコードのベンチマークテスト
Vlasov Simulation of
Kelvin-Helmholtz Instability

Vlasov Simulation ofMagnetic Reconnection

並列コードのベンチマークテスト
・どのシステムでもほぼ線形なスケーラビリティ
・どのシステムでも実効効率は10 - 20%以上• x86系は2 or 3次元分割が最速（実効性能15~30%）• SR16000、FX1とFX10はcache
ヒットが重要（実効性能：~20%）

まとめと今後の方針
・新たに稼働するシステムのベンチマークテストとチューニングを実施☆観測データに基づく土星磁気圏のMHDシミュレーション（深沢）☆大規模粒子シミュレーションによる無衝突衝撃波（梅田）☆世界初となる第一原理磁気圏グローバルブラソフシミュレーション（梅田）◎弱いスケーリング。
MHD：245MB/core, Vlasov:1GB/core◎MHDは領域分割の次元を変えて計測。

国立大学法人

名古屋大学
太陽地球環境研究所
名古屋大学豊田講堂

育ててもらった先生方、共同研究を行った仲間・学生，支援してもらった職員及び研究の場を与えて頂いた名古屋大学と太陽地球環境研究所に心から感謝します。

Thank you for everyone!!

ご清聴ありがとうございました