PEM26-01

会場:302

時間:5 月 24 日 09:00-09:15

高粘性プラズマにおける磁気リコネクション
Magnetic reconnection in viscosity-dominated plasmas
簑島 敬 1∗ ; 今田 晋亮 2 ; 三好 隆博 3
MINOSHIMA, Takashi1∗ ; IMADA, Shinsuke2 ; MIYOSHI, Takahiro3
1
海洋研究開発機構 数理科学・先端技術研究分野, 2 名古屋大学太陽地球環境研究所, 3 広島大学大学院理学研究科物理科学専攻
1Japan Agency for Marine-Earth Science and Technology, 2 Solar-Terretrial Environment Laboratory, Nagoya University, 3 Departmentof Physical Science, Graduate School of Science, Hiroshima University

Magnetic reconnection is essentially multi-scale phenomenon. From fully kinetic to magnetohydrodynamic (MHD) scales, awide variety of models are utilized to identify triggering mechanisms for fast reconnection. The so-called GEM reconnection
challenge has compared numerical simulations with fully kinetic (Particle-In-Cell), partly kinetic (Hybrid and Hall-MHD), andconventional resistive MHD models under the same initial condition, and it has shown that only the MHD model cannot achieve
fast reconnection (Birn et al. 2001). This result indicates that kinetic effects are the essential physics and the resistive MHD isinsufficient to model fast reconnection.
There are several kinetic effects proposed for the candidate to trigger fast reconnection, such as the Hall effect, the dispersionof whistler waves, the electron inertia and pressure anisotropy. We particularly focus on a two-scale structure in the diffusion
region. In the fully kinetic model of electron-ion plasmas, the diffusion region is composed of a thinner electron diffusion region
embedded in a thicker ion diffusion region. We hypothesize that fast reconnection may be triggered even in the MHD model if it
attains a two-scale diffusion region like the kinetic model. Since the ion and electron diffusion regions are respectively measured
as the vortex and current sheet, the two-scale diffusion region may be observed in the visco-resistive MHD with the viscosity
larger than the resistivity (i.e., magnetic Prandtl number is larger than unity). However, this is not expected in conventional MHD
simulations because they often use only the resistivity and ignores the viscosity (i.e., magnetic Prandtl number is almost zero).
Then, we perform two-dimensional visco-resistive MHD simulations of magnetic reconnection in viscosity-dominated plasmas. A simple Harris sheet configuration with uniform viscosity and resistivity is assumed as an initial configuration. When theviscosity is sufficiently high, the two-scale structure of thicker vortex and thinner current sheet is observed in the diffusion region,and subsequently, the diffusion region begins to thin down. The thinning speed increases with decreasing the thickness, implyingthat the thinning is driven by the viscous vortex motion. The vortex originates from the viscous heating at the downstream. Highviscosity immediately dissipates and opens the outflow jet, thus tends to localize the diffusion region. We observe the upstream
propagation of rarefaction waves, which accelerate the plasma toward the diffusion region. As a result, the current sheet in thevisco-resistive MHD model becomes much thinner than in the resistive MHD model. Explosive reconnection is expected in thevisco-resistive MHD. Since the magnetic Prandtl number is estimated to be much larger than unity in hot and tenuous astrophysical plasmas (e.g., stellar corona and active galactic nuclei disks), our result indicates the importance of the visco-resistive MHD
against the conventional resistive model.
キーワード: 磁気流体力学, 磁気リコネクション
Keywords: magnetohydrodynamics (MHD), magnetic reconnection

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PEM26-02

会場:302

時間:5 月 24 日 09:15-09:30

GPU を用いた非対称磁気リコネクションの数値計算
Numerical simulation of asymmetric reconnecton with GPU
淵田 泰介 1∗TAISUKE, Fuchida1∗
1
1

愛媛大学大学院理工学研究科
Graduate School of Science and Engineering

磁気リコネクションは地球磁気圏における重要な素過程の一つとして受け入れられている。 特に非対称な磁気リコネ
クションは対称なものよりも一般的であり、太陽表面におけるアネモネ型フレアや、地球前面で起こる FTE などの解明に重要である。しかし、未だ未解決な問題の多い現象でもある。我々は、MHD 方程式を基礎方程式とした数値計算を行うことで非対称磁気リコネクションを理解することを目指している。
本研究では GPU を用いた並列化 (GPGPU) を行い、計算の高速化を図っている。現在は GPU デバイスを一つのみ稼働させて並列実行させているが、今後複数の GPU デバイスを用いた並列計算を行う予定である。この際問題になるのがCPU-GPU 間の通信速度の遅さである。複数の GPU デバイスで並列化を行う場合、計算領域を分割し各領域に GPU を割り当てて計算を行うこととなる。GPU は自分の計算に必要な値をそれぞれの Device Memory 内に保持している必要がある。そのため各計算領域の接する部分でデータのやり取りを行う必要があるが、GPU デバイス間で直接通信を行うことは出来ないため、CPU を経由してデータの転送を行わなければならない。ここで CPU-GPU 間の通信が発生し、この部分がボトルネックとなって GPU 内での並列計算が高速に行われても全体として処理速度を向上することができなくなる。
そこで、CPU-GPU 間の通信を GPU の計算中に行い、低速な通信を隠蔽するようなメソッドを考え、コーディングした。
さらに、GPU 並列化を行ったコードを用いて先行研究である Cassak&Shay(2007) との定性的、定量的な比較を行った。
この論文では非対称なリコネクションが起こった際、リコネクションポイントが弱磁場側に移動することが示されており、本計算結果でもそれを確認した。
キーワード: 非対称磁気リコネクション, GPGPU, 並列計算
Keywords: asymmetric reconnection, GPGPU, parallel calculation

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PEM26-03

会場:302

時間:5 月 24 日 09:30-09:45

無衝突磁気リコネクションの MHD スケールダイナミクス
An MHD-scale dynamics of collisionless magnetic reconnection
藤本 桂三 1∗ ; 高本 亮 2
FUJIMOTO, Keizo1∗ ; TAKAMOTO, Makoto2
1
1

国立天文台理論研究部, 2 Max-Planck-Institut fur Kernphysik
Division of Theoretical Astronomy, NAOJ, 2 Max-Planck-Institute for Nuclear Physics

We usually believe that an MHD-scale dynamics can be adequately described with the MHD approximation. However, thisidea is not always straightforward in collisionless plasmas, where the time scale of thermal relaxation is much larger than that ofphenomena of interest. The present study considers this problem for magnetic reconnection.
Magnetic reconnection is an explosive energy converter from the magnetic field energy into plasma kinetic energy. The
reconnection processes are believed to play a key role in energetic phenomena in space such as geomagnetic substorms, solar
flares, and the generation of the pulser wind. One of the main issues in reconnection has been the mechanism that enables fast
energy release in a realistic time scale. Since the reconnection processes give rise to a MHD-scale dynamics, a lot of reconnection
models have been developed historically in the MHD framework. One of the most promising models is the Petschek model
suggested in 1964. The Petschek model provides a fast reconnection in a wide range of plasma conditions (leading to magnetic
Reynolds number). The key assumptions of the model are a compact diffusion region localized in the vicinity of the x-line and apair of the switch-off slow shocks extending from the x-line. The compact diffusion region is necessary to keep the reconnection
rate high, avoiding the current sheet from elongation. Most part of the plasma is accelerated at the slow shocks, which allow
the energy conversion in a broad area downstream the x-line. Although the Petschek model has been demonstrated by the MHD
simulations under certain setups, the model has not been accepted. In fact, the dynamical behavior of reconnection depends
significantly on the resistivity model in the MHD simulations, and clear slow mode shocks have merely been observed in geomagnetosphere.
To assess the MHD reconnection model, the present study has performed huge-scale particle-in-cell (PIC) simulations withthe help of the adaptive mesh refinement (AMR). The simulation domain extends to more than 600 ion inertia length in theoutflow direction with a large ion-to-electron mass ratio and an open boundary condition. We believe that the system size issufficiently large to describe the MHD-scale dynamics of reconnection. After a long-time evolution, we find that a long current
layer is formed in the exhaust, which is reminiscent of the Sweet-Parker reconnection model. However, the magnetic dissipation
takes place only around the x-line, so that the reconnection rate remains high as in the Petschek model. The transient region
formed around the field line separatrix almost satisfies the Rankine-Hugoniot relation for the slow mode shock. However, wefound that no plasma acceleration occurs in the transient region. Instead, the ions are accelerated in the current layer through the
Speiser motions, while the electrons gain the energy in the Hall region from the reconnection electric field. Therefore, the plasma
acceleration mechanism in collisioneless reconnection is different clearly from that in the Petschek model. The decouplingmotions between the ions and the electrons generate the Hall current even far downstream the x-line. Thus, the dynamics inthe exhaust is not able to be described in the MHD framework. The present study suggests that magnetic reconnection is an
MHD-scale phenomenon, but the MHD approximation is not adequate in collisionless plasmas.
Keywords: magnetic reconnection, particle-in-cell simulation, MHD-scale dynamics, plasma acceleration

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PEM26-04

会場:302

時間:5 月 24 日 09:45-10:00

高精度 MHD 計算を用いた高速磁気リコネクションの研究
Study of fast magnetic reconnection by using newly high resolution MHD scheme
小川 匡教 1∗
OGAWA, Masanori1∗
1
1

東京大学大学院理学研究科地球惑星科学専攻
Department of Earth and Planetary Science, The University of Tokyo

磁気リコネクションとは反平行な磁力線が繋ぎ変わることで磁場のエネルギーを爆発的に解放する現象である。この現象は太陽フレアでの粒子加速や地球磁気圏内の大規模な対流などを駆動する重要な物理過程である。磁気リコネクショ
ン研究の有用な手法には計算機シミュレーションがあるが、その中でも本研究では電磁流体力学 (MHD) シミュレーショ
ンを用いた．MHD はプラズマを流体として扱うため，個々の粒子の集団的な振る舞いを記述できる．すなわち MHD はマクロスケールの物理現象の再現に適した手法だと言える．しかし，磁気リコネクションは大規模な物理現象を駆動する過程である一方で，磁力線がつなぎ変わる現場である拡散領域では MHD 近似が破れ，プラズマ粒子の運動論的効果が重要になる．従って運動論的効果を含まない MHD では，磁気リコネクションのエネルギー解放効率を示すリコネク
ションレートが小さくなる（遅いリコネクションと呼ばれる）．過去の研究において，運動論的効果を含む粒子コードな
どの計算では高いリコネクションレートが達成できるのに対し，MHD コードによるリコネクションレートは低くなり，
MHD では速いリコネクションが再現できないことが示された [e.g., J. Birn et al., 2001]．
本研究では S. Kawai[2013] により提案された、新たな高精度 MHD スキームを用いて高速磁気リコネクションの再現を試みた．その結果，過去の MHD 計算のリコネクションレートよりも高い値が得られた．またリコネクションレートが解像度に依存するかどうかを確かめた．解像度が良くなると，より薄い電流層が再現できるため，より爆発的なリコネクションが起こり，リコネクションレートが高くなると予想される．結果として，グローバルなリコネクションレート
は解像度に比例して高くなる傾向が見られた．しかし同時に，精度の良い計算ほど磁気島が複数発生し，複数の X-lineができることが分かった．つまり，解像度に比例したグローバルなリコネクションレートの増加は複数の X-line の影響を反映したものである．しかし，その中の 1 つの X-line に注目して，ローカルなリコネクションレートを求めると，どの解像度でも粒子計算と同等の値に収束することが分かった．このことは低解像度でも一定の高速磁気リコネクションが再現できることを示しており，今後大規模なスケールのリコネクションの研究に今回用いたコードが適用できることを示唆している．
キーワード: 磁気リコネクション, 電磁流体力学
Keywords: magnetic reconnection, magnetohydrodynamics

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PEM26-05

会場:302

時間:5 月 24 日 10:00-10:15

動的ぺチェック過程による磁気リコネクションの新たな高速化機構
Dynamical Petschek Reconnection: New Mechanism of Fast Magnetic Reconnection
柴山 拓也 1∗ ; 草野 完也 1 ; 三好 隆博 2 ; 中坊 孝司 1 ; Vekstein Grigory3
SHIBAYAMA, Takuya1∗ ; KUSANO, Kanya1 ; MIYOSHI, Takahiro2 ; NAKABOU, Takashi1 ; VEKSTEIN, Grigory3
1
1名古屋大学 太陽地球環境研究所, 2 広島大学, 3 University of Mancheter
Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University, 2 Hiroshima University, 3 University of Mancheter

磁気リコネクションは磁力線のつなぎかえにより磁気エネルギーを運動エネルギーや熱エネルギーに変換する過程であり、太陽フレアや磁気圏サブストーム、トーラスプラズマの緩和現象の原因と考えられている。しかし、フレアが起こる太陽コロナ中は電気抵抗が非常に小さく、Sweet-Parker 理論によると効率的にリコネクションを起こすのは難しい。
Petschek 理論では非常に小さい磁気拡散領域を仮定することで太陽コロナのパラメータでも効率的にリコネクションを起こすことができるとされたが、これまでの数値計算によると Petschek リコネクションは一様抵抗では安定に存在せず、これを実現するには異常抵抗モデルなどで磁気拡散領域を局所的に維持するためのメカニズムが必要であることが示唆されている。このため、Petschek リコネクションが自発的に発生し得るかという問題は未だに解決していない。
我々は今までよりも大きなシステムサイズで精密な数値計算を行うことで、一様抵抗モデルであっても非線形発展段
階で Petschek 理論で予想されるスローショック構造が自発的に形成することを発見した。この過程では非線形発展により形成した大きなプラズモイドが電流シート内を速い速度で運動することが重要な役割を担っており、スローショック
構造は運動するプラズモイドの前面に形成される。ただし、Petschek 理論とは異なりスローショックは X ポイントから
1 方向にのみ現れる（図 1）。プラズモイドは電流シートからの排出と新たなプラズモイドの形成を繰り返すため、この過程は非定常的に繰り返し起こり磁気リコネクションを進行させる。これによりリコネクションの高速化が起こり、太陽フレアを説明するのに必要とされる 0.01 程度のリコネクション率が高 Lundquist 数領域で得られることを明らかにした。（図 2）
我々はこの高速リコネクションレジームを「動的ペチェックリコネクション (Dynamical Petschek Reconnection)」と名付けた。このレジームではリコネクションを高速化させるためにミクロスケールの物理過程や異常抵抗モデルなどは必
要なく、一様抵抗のみでリコネクションの高速化が実現する。プラズモイドの運動が周囲のプラズマの流れに影響を与えることで電流を局在化させる働きをする。これにより Petschek 理論で予想されるスローショックが自発的に形成し、効率的にエネルギー変換を行うことができる。

キーワード: 磁気リコネクション, 太陽フレア
Keywords: Magnetic reconnection, Solar flare

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PEM26-06

会場:302

時間:5 月 24 日 10:15-10:30

プラズマ流中での抵抗性磁気リコネクション
Resistive magnetic reconnection in a plasma stream
三好 隆博 1∗ ; 草野 完也 2 ; 柴山 拓也 2
MIYOSHI, Takahiro1∗ ; KUSANO, Kanya2 ; SHIBAYAMA, Takuya2
1
1

広島大学大学院理学研究科, 2 名古屋大学太陽地球環境研究所
Graduate School of Science, Hiroshima University, 2 Solar-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University

磁気リコネクションは様々な宇宙・天体爆発現象に対して重要な役割を果たす基礎的なプラズマ物理過程である。特に高磁気レイノルズ数プラズマでの磁気リコネクションの高速化機構の解明は、プラズマ物理学における最重要課題の一つである。近年、高解像度の磁気流体力学（MHD）シミュレーションによって、プラズマの流れを伴う薄化した電流層（スイート・パーカー型の電流層）の 2 次的不安定性に起因する新たな高速磁気リコネクション過程が示されてきた[1]。また、最新の超高解像度 MHD シミュレーションでは、薄化した電流層におけるプラズマ流れが磁気リコネクショ
ン過程と強く連関し、動的にペチェック型の磁気リコネクションを実現することが指摘された [2]。したがって、プラズ
マ流中での磁気リコネクション過程は、高磁気レイノルズ数プラズマにおける高速磁気リコネクションの物理機構解明の鍵になると予想できる。
これまでに沿磁力線プラズマ流れを伴う反平行磁場における抵抗性テアリング不安定性、ストリーミング・テアリング
不安定性、について幾つか理論・シミュレーション研究がなされてきたが [3]、プラズマ流中で強く発達する磁気リコネ
クションの非線形ダイナミクスについてはほとんど未解明である。そこで本研究では、プラズマ流中での抵抗性磁気リコ
ネクションの非線形ダイナミクスを高解像度 MHD シミュレーションによって明らかにする。電流層と同程度の厚さを持つ局所的な沿磁力線流を加えたハリス型平衡配位に対し、大振幅の初期擾乱を与えることによって、プラズマ流中での非線形磁気リコネクションを駆動した。その結果、沿磁力線流のバルク速度に応じて、磁気リコネクション点の電流構造が変化することがわかった。特にバルク速度がアルフェン速度程度以下では、電流が局在化し得ることが見出された。

[1] N. F. Loureiro, et al., Phys. Plasmas, 19, 042303 (2012)[2] T. Shibayama, et al., in preparation[3] T. Sato, R.J. Walker, J. Geophys. Res., 87, 7453-7459 (1982)
キーワード: 磁気リコネクション, プラズマ流れ, 磁気流体力学
Keywords: magnetic reconnection, plasma stream, MHD

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PEM26-07

会場:302

時間:5 月 24 日 10:30-10:45

粒子シミュレーションのための相対論分布関数の初期化アルゴリズム
Loading Relativistic Maxwell Distributions in Particle Simulations
銭谷 誠司 1∗ZENITANI, Seiji1∗
1
1

国立天文台
NAOJ

乱数を用いた速度分布関数の初期化は、粒子シミュレーションの基本的な要素技術の１つである。非相対論プラズマ
では、例えば正規分布を生成する Box-Muller 法など、さまざまなアルゴリズムが知られている。しかし、相対論プラズ
マで粒子分布を生成するアルゴリズムはあまりよく知られていない。本講演では、相対論的 Maxwell 分布（Juttner-Synge
分布）を生成するアルゴリズムとして、モンテカルロ業界で使われている Sobol 法（1976）を紹介する。また、系が動いている場合にはローレンツ変換を考慮する必要があるが、多くの粒子コードでは分布関数のローレンツ変換を適切に扱えていない。我々は、棄却法に基づく簡単なローレンツ変換アルゴリズムを提案し、この処置がプラズマ系のエネル
ギー収支に及ぼす影響を議論する。
キーワード: 粒子シミュレーション, 相対論, モンテカルロ
Keywords: PIC simulation, relativity, Monte-Carlo

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PEM26-08

会場:302

時間:5 月 24 日 11:00-11:15

電磁イオンサイクロトロントリガード放射による内部磁気圏高エネルギープラズマ
環境の変化
Effects of EMIC rising tone emissions on energetic particles in the inner magnetosphere
小路 真史 1∗ ; 大村 善治 2
SHOJI, Masafumi1∗ ; OMURA, Yoshiharu2
1
1名古屋大学太陽地球環境研究所, 2 京都大学生存圏研究所
Solar-Terrestrial Environment Laboratory, 2 Research Institute for Sustainable Humanosphere

Rising tone electromagnetic ion cyclotron (EMIC) emissions, or so-called EMIC triggered emissions, have been observed in
the inner magnetosphere. In order to reproduce the EMIC triggered emissions, we perform self-consistent hybrid simulations
with a real scale non-uniform ambient magnetic field model. We obtained two different triggered emissions, coherent rising
tone emission and broadband EMIC bursts, which are generated in high and low magnetic field gradient model, respectively.
We estimate effects on plasmas by the EMIC rising tone emissions in the inner magnetosphere. For energetic protons, which
drive EMIC waves, broadband emissions induce rapid precipitation of energetic protons into the loss cone since the scatteringby the concurrent triggering takes place faster than that of the coherent emissions. On the other hand, the coherent triggeredemission causes efficient proton acceleration around the equator because of the stable particle trapping by the coherent rising
tone emission. The rising tone EMIC waves also causes an effective heating of cold heavy ions by parallel electric field inducedby counter-propagating EMIC waves. The generation of the EMIC waves are also modulated due to the cold ion heating.
Relativistic electron scattering by the rising tone emissions reproduced by the hybrid simulations are also estimated by test
particle simulations. Nonlinear trapping causes significant electron scattering in wide energy range. Broadband EMIC waves
induce rapid, weak and continuous precipitations.
キーワード: 内部磁気圏, ハイブリッドシミュレーション, 波動粒子相互作用
Keywords: inner magnetosphere, hybrid simulation, wave-particle interaction

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PEM26-09

会場:302

時間:5 月 24 日 11:15-11:30

コーラス放射発生過程の高エネルギー電子の温度異方性に対する依存性について
Dependencies of the generation process of whistler-mode emissions on temperature anisotropyof energetic electrons
加藤 雄人 1∗ ; 大村 善治 2 ; 三宅 洋平 3 ; 臼井 英之 3 ; 中島 浩 4
KATOH, Yuto1∗ ; OMURA, Yoshiharu2 ; MIYAKE, Yohei3 ; USUI, Hideyuki3 ; NAKASHIMA, Hiroshi41

東北大学大学院理学研究科, 2 京都大学生存圏研究所, 3 神戸大学大学院システム情報学研究科, 4 京都大学学術情報メディアセンター1
Graduate School of Science, Tohoku University, 2 Research Institute for Sustainable Humanosphere, Kyoto University, 3 Graduate
School of System Informatics, Kobe University, 4 Academic Center for Computing and Media Studies, Kyoto University

By a series of electron hybrid simulations, we study dependencies of the generation process of whistler-mode chorus andhiss-like emissions on temperature anisotropy of energetic electrons.
Whistler-mode chorus emissions are electromagnetic plasma waves commonly observed in planetary magnetospheres. In the
Earth’s inner magnetosphere, chorus emissions are observed mostly on the dawn side and are enhanced during geomagnetically
disturbed periods. Chorus emissions appear in the typical frequency range from 0.2 to 0.8 fce0 with a gap at the half fce0 , where
fce0 represents the electron gyrofrequency at the magnetic equator. Recent in situ observation in the magnetosphere revealed thepresence of whistler-mode hiss-like emissions, whose wave amplitude is comparable to those of chorus emissions.
The generation process of chorus has been reproduced in electron hybrid simulations and has been explained by the nonlinear
wave growth theory [see review by Omura et al., in AGU Monograph ”Dynamics of the Earth’s Radiation Belts and Inner Magnetosphere, 2012]. The generation mechanism of hiss-like emissions is also explained by the nonlinear wave growth theory and has
been reproduced by simulations [Katoh and Omura, JGR 2013]. In the present study, by an improved electron hybrid code with
OhHelp library [Nakashima et al., 2009], we conduct a series of electron hybrid simulations for different temperature anisotropy(AT ) of the initial velocity distribution function of energetic electrons. We vary AT in the range from 3 to 9 with changing thenumber density of energetic electrons (Nh ) so as to study whether distinct rising-tone chorus emissions are reproduced or not in
the assumed initial condition. Based on the simulation results, we reveal properties of the chorus generation for the assumed AT
parameter range.
Keywords: whistler-mode chorus, the Earth’s inner magnetosphere, numerical experiments

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PEM26-10

会場:302

時間:5 月 24 日 11:30-11:45

ヘリコンプラズマ生成の自己無撞着モデル
A self-consistent model of helicon plasma production
諌山 翔伍 1∗ ; 羽田 亨 1
ISAYAMA, Shogo1∗ ; HADA, Tohru1
1
1

九州大学総合理工学府
Interdisciplinary Graduate School of Engineering Sciences, Kyushu University

Helicon plasma is a high-density and low-temperature plasma generated by the electromagnetic (Helicon) wave excited in
the plasma. Then, helicon plasma is expected for various applications. On the other hand, there still remain a number of
unsolved physical issues regarding how the plasma is generated using the helicon wave. The mechanism of helicon plasma
production includes the wave propagation in the plasma (dispersion relation), collisional or non-collisional wave damping andplasma heating, and ionization/recombination of neutral particles which causes time evolution of the dispersion relation. In
this study, we use the linear theory of helicon plasma, fluid simulation, and particle simulation to construct self-consist model
including these physics.
In previous, we studied the helicon wave propagation and the process of plasma heating. And we showed the efficiency of mode
conversion in bulk plasma depends strongly on the magnitudes of dissipations. However, there is a problem that has not beenmuch studied: How do the helicon and TG modes influence the plasma density, electron temperature and their profiles? Whilethe helicon mode is absorbed in the bulk plasma, the TG mode is mostly absorbed near the edge of the plasma. The local power
deposition in a helicon plasma is mostly balanced by collision loss. This local power balance can give rise to an inhomogeneouselectron temperature profile which is related to time evolution of density profile. In our study, we construct a self-consistentdischarge model which includes wave excitation, classical electron heat transfer, and diffusion of charged particles.

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PEM26-11

会場:302

時間:5 月 24 日 11:45-12:00

運動論的な圧縮モードを含む非線形磁気流体波の理論モデル
A theoretical model of nonlinear Alfven waves including kinetic compressional modes
成行 泰裕 1∗NARIYUKI, Yasuhiro1∗
1
1

富山大学人間発達科学部
Faculty of Human Development, University of Toyama

It is well known that magnetohydrodynamic (MHD) turbulence in solar wind plasmas often has clear correlations between
magnetic field and velocity field (Alfvenic correlations). Although it is widely believed that Alfvenic fluctuations play importantrole in making developed MHD turbulence and scattering charged particles, damping processes of the fluctuations have not beenclarified yet. Over the nearly four decades, nonlinear evolution equation of Alfven waves has been discussed by many authors.
Mio etal(1976) and Mjolhus(1976) derived a nonlinear evolution equation of envelope-modulated Alfven waves. Rogister(1971),
Mjolhus and Wyller(1988), and Spangler(1989,1990) derived a kinetic-fluid model including nonlinear Landau damping ofcompressional fluctuations. Hada (1993) derived a nonlinear evolution equation set including compressional propagating modeby using a novel expansion. In the present study, we discuss a nonlinear evolution equation of Alfven waves including bothkinetic effects and compressional modes. Such a model was phenomenologically discussed by Nariyuki and Hada(2007). We
here systematically derive and discuss the expansion of Hada (1993) in the resultant kinetic-fluid model. We also discuss effectsof mean fields and thermal noises.

キーワード: 磁気流体波, 運動論, 太陽風
Keywords: Alfven waves, kinetic theory, solar wind

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PEM26-12

会場:302

時間:5 月 24 日 12:00-12:15

磁気流体波から考える分極ベクトルの意味
A Pedagogical Calculation on the Poraziation Vector in an MHD Wave
中村 匡 1∗NAKAMURA, Tadas1∗
1
1

福井県立大学
Fukui Prefectural University

教科書などで電場 E と電束密度 D の関係を説明するときに、ほとんどの場合分子分極をもちだして、電流なり電荷なりを分極部分とそれ以外にわけて、という手順をふむ。これに従うと，分極とそれ以外という区別は物理的になにか本質をついたものであり、電束密度 D も物理的実体であるかのようにな気分になる。それに対して，いくつかの教科書（代表はファインマン物理）では電束密度 D というのは計算を簡単にする数学的な補助場で，本質的なものは E ひとつであるという立場で説明してある。しかし，ファインマンでも分極ベクトル P というものは使っていて，これを分子分極から導出している。
しかし本当に分極ベクトル場 P というのは必要なのであろうか？ われわれのプラズマ物理の分野では磁場中の粒子のサイクロトロン運動から導かれる分極電流というものがよく知られており，MHD 理論の基礎になっている。このプラズマ中での分極電流の計算をするときに，この電流に対応した分極ベクトル P というものが数学的には定義できるが，調べてみると実際にこれに対応した物理的実体は存在しないことがわかる。したがって，分極ベクトルというものは計算上の導入する便宜的なベクトル場であり，本質的なものは分極電流であると考えるほうが妥当である。
標準的な論法では，アンペールの法則の電流項を「真電荷」による電流と「分極電流」による部分にわけるが，そう考えるよりも電流項の中にたまたま電場の時間微分に比例すると近似できるものがあった場合に，それを分極電流としてあつかうという立場の方が，直感的に理解しやすい。
そして，不導体の分子分極や，MHD プラズマの分極電流などは，この近似がよくなりたつので，分極ベクトル P を導入して電束密度 D でマックスウェル方程式を書き直すと，真空中の場合と同じ形になってあつかいやすいわけである。この立場，「真電荷」というのは何になるかというと，比例関係で近似しきれなかった電流がつくる電場という定義になる。
本講演は新しい研究成果というより，プラズマ物理でよく知られているサイクロトロン運動からくる分極電流をつかって，電場と電束密度の関係を説明するという教育的観点からの意味に充填をおく。講演では以上に述べた立場から，無衝突プラズマの分極電流を例に，電束密度 D および分極ベクトル P の一般論を議論する。
キーワード: MHD 波, 分極ベクトル, 電場と電束密度
Keywords: MHD wave, Polarization Vector, Electric field and Electric Flux

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PEM26-13

会場:302

時間:5 月 24 日 12:15-12:30

衝撃波-衝撃波相互作用における粒子加速のモデル化
Modeling of Particle Acceleration in Shock-Shock Interaction
中野谷 賢 1∗ ; 松清 修一 1 ; 羽田 亨 1
NAKANOTANI, Masaru1∗ ; MATSUKIYO, Shuichi1 ; HADA, Tohru1
1
1

九州大学大学院総合理工学府
IGSES,Kyushu University

無衝突衝撃波は高エネルギー粒子（宇宙線）を生成すると考えられている。しかしながら、これまでの研究では単一の衝撃波を仮定しており、複数の衝撃波による加速はあまり研究されていない。しかし複数の衝撃波による加速は高効率であると考えられている [Gieseler and Jones, 2000, Melrose and Pope, 1993]。宇宙において、二つの衝撃波が近接・衝突することは頻繁に起こる。例えば、コロナ質量放出により生じた衝撃波と地球磁気圏衝撃波の衝突 [Hietala et al., 2011,Concharov
et al., 2014]、惑星間空間衝撃波が太陽圏終端衝撃波を横切ることなどが報告されている [Lu et al., 1999]。
この衝撃波‐衝撃波相互作用を調べるために 1 次元フル粒子シミュレーションを用い、対称な二つの斜め衝撃波の近接・衝突を再現した。結果として、電子が二つの衝撃波の間で反射を繰り返すことで加速されることが分かった（フェルミ加速）。さらに、これらの電子は二つの衝撃波の間で波動を励起する。この波動が上流の電子をピッチ角散乱し、電子の衝撃波面での反射確率を高めることが分かった。これらの効果を含めて衝撃波-衝撃波相互作用における電子の加速機構をモデル化し、加速における最適なパラメータを示す。

キーワード: 無衝突衝撃波, 衝撃波-衝撃波相互作用, 粒子加速
Keywords: Collisionless Shocks, Shock-Shock Interaction, Particle Acceleration

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会場:302

時間:5 月 24 日 12:30-12:45

デカメータ電波パルスの観測に基づく我が銀河系中心部ブラックホール・バイナリ―群――電離層効果を考慮した位置決定（その２）
Detection of Group of Black hole Binaries at the Center Part of Our Galaxy Based on
大家 寛 1∗
OYA, Hiroshi1∗
1
1

東北大学
Tohoku University

１．序
わが銀河系中心部より到来するデカメータ電波パルスの解析を通じてカー・ブラックホールがバイナリ―を形成していることを結論してきた。前回に引き続き東北大学・長距離基線デカメータ電波干渉計による 2014 年の観測に基づき、Gaa-Gab バイナリーシステムの他３ system のバイナリーの存在を明らかにし、３層電離層モデルを採用して 2 分角以内の精度で SgrA∗を中心に位置することを明らかにした。
２．観測システムと観測実施期間
観測は東北大学長距離基線デカメータ電波干渉計を用いて行われた。干渉計システムは Yoneyama, Zao、および Kawatabiの 3 局よりなり、最長 83km, 最短 44km の 3 基線が設定される。22.816MHz にて帯域 1kH で観測された受信信号は仙台
局にテレメータ伝送される。各信号は帯域幅 100Hz の狭帯域 3 チャンネルに分割され、各々サンプリング率 6kHz でＡ
Ｄ変換された後干渉データとして処理される。観測期間は銀河中心部が出現する以前の 1 月下旬から銀河中心部観測の条件が整う 4 月 10 日にわたる期間にて実施された。
３．データ解析
データ解析は第一段階として、銀河系中心部が、観測点地方時、午前１時半より観測可能となる 3 月 18,19, 及び 20 日、
3 観測日について行った。解析に際しては、電離層を３層モデルで近似し、その方位を起点に実際の電離層効果による銀河中心の方位 (RA ,Dec) を補正しつつ追跡する方式をとった。電離層パラメターは各観測日ごとに対応し、国分寺観測点
における foF2 の 15 分値を基礎に３次補間関数を用いて１分値として使用した。
方位決定には、探索する方位に対応して算出される基準干渉計フリンジと、観測データに内在する干渉計フリンジとの相関を求める方法によっている。即ち、検出すべき方位を掃引しつつ結果として得られるパルスの波形の整形度とパルスレベルが最大となる点を探査する方式である。
４． 結果
4.1 方位
観測周波数 22.186MHz においては、電離層による銀河中心部の方位角の偏向は、仰角の低い時刻にはかなり顕著で、24arc min 近くのずれを示し、南中時にも 3 arc min 程度の差のあることが 3 層モデル電離層から示された。
解析の結果、モデル電離層効果のもとで算出される SgA∗の方位と実際の電離層効果のもとで決定された各 Binary 方位との補正値が得られ、４組のブラック・ホールバイナリ―、Gaa-Gab, Gac-Gad, Gae-Gad, および Gag-Gah に対し以下とうりとなっている。結果の記述に当たり、Gaa（RA（0.01,0.53）;Dec(-0.45,0.63)）―Gab（RA（0,109）;Dec(-1.53,1.33)）とするフォーマットを用いるが、この表現の意味するところはバイナリ―の片方 Gaa 場合、方位の補正値は赤経（RA）
が平均値 0.01arc min、 標準偏差 0.53 arc min 赤緯（Dec）が平均値-0.45 arc min 標準偏差 0.63 arc min であることを示す。続いてバイナリ―のパートナー Gab の記述が同じフォーマットで示される。同じフォーマットで以下、Gac（RA（1.34,1.89）;Dec(-0.30,0.0.41)）―Gad（RA（-0.28,0.40）;Dec(-1.53,1.33)）；Gae（RA（0, 0）;Dec(0, 0)）―Gaf（RA（0.47,0.67）;Dec(-1.09,1.54)）； Gag（RA（-0.14,0.70）;Dec(0.81,1.08)）―Gah（RA（-0.681.22）;Dec(0.27,0.54)）となっている。以上の結果は Gab の赤緯 の場合の一例を例外として、すべての結果はの平均値が標準偏差の 1.89 arc min 以内にありこれらの BH バイナリーからのデカメータ電波パルスが SgrA∗に源を持っていることを示唆している。すなわちすべてのパルス源は赤経 17h45m40s, 赤緯-29o00 28 に対し約 2 arc min 以内で同じ方位に位置することが認められる。
4.2 導出される BH パラメタ―
BH バイナリ―の公転周期は Doppler 効果による周波数変調から得られ、また、変調度からは視線方向に投影された軌
道運動速度が求められる。公転には円軌道・ケプラー運動を仮定し BH バイナリ―の質量を求めた。この場合観測されるパルス周期がカーブラックホールのスピン周期と仮定し、パルス周期の比が質量比となることによりそれぞれの質量を得ている。軌道傾斜角が不明のため、質量の制限値を 1 巨大 BH の想定で恒星運動より導出された値（たとえば Eizenhauer,
2004）に準拠している。
5. 結論
今回解析した 4 組の BH バイナリ―からの電波源からのパルスはその源がパートナー BH と軌道運動することを示し、公転周期はそれぞれ Gaa-Gab 系 2050sec、Gac-Gad 系 1024sec, Gae-Gaf 系 1200sec Gag-Gah 系 325sec を示し、質量範囲
は、1 万太陽質を単位として、Gaa ,130-132；Gab,104-107；Gac,82-84；Gad, 57-60；Gae,15-17；Gaf,11-14；Gag,17-18；
及び Gah,14-15 となる。これらの質量をもって公転する BH バイナリ―はその位置が 2arc min の精度で SgrA ＊にあると1/2

PEM26-14

会場:302

時間:5 月 24 日 12:30-12:45

結論される。

キーワード: ブラック ホール, 銀河系中心, デカメートル電波, 干渉計
Keywords: Black Hole, Binary, Decameter Radiowave, Interferometer, Galaxy Center

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会場:302

時間:5 月 24 日 14:15-14:30

無衝突系磁気回転不安定でのガス降着と粒子加速
Gas accretion and particle acceleration during collisionless magnetorotational instability
星野 真弘 1∗HOSHINO, Masahiro1∗
1
1

東京大学
University of Tokyo

Enhanced angular momentum transport and efficient particle acceleration during the magnetorotational instability (MRI) in acollisionless accretion disk are studied using three-dimensional particle-in-cell (PIC) simulation with a pitch-angle isotropization
model. It is well known that the magnetic reconnection plays an important role on the nonlinear saturation of MRI, and we findthat the plasma pressure anisotropy inside the channel flow with pk >p⊥ induced by active magnetic reconnection during thenonlinear stage of MRI suppresses the onset of subsequent reconnection, which in turn leads to high magnetic field saturationand enhancement of Maxwell stress tensor of angular momentum transport. Meanwhile, during the quiescent stage of reconnection the plasma isotropization progresses in the channel flow, and the anisotropic plasma with p⊥ >pk due to the dynamo
action of MRI outside the channel flow contributes to rapid reconnection and strong particle acceleration. This efficient particle
acceleration and enhanced angular momentum transport in a collisionless accretion disk may explain the origin of high energy
particles observed around massive black holes.
キーワード: 降着円盤, 磁気回転不安定, 角運動量輸送, 粒子加速, 磁気リコネクション, 乱流
Keywords: accretion disk, magnetorotational instability, angular momentum transport, particle acceleration, magnetic reconnection, turbulence

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PEM26-16

会場:302

時間:5 月 24 日 14:30-14:45

降着円盤中の非一様トロイダル磁場による不安定性と乱流生成
Instability and Turbulence Generation through Non-uniform Toroidal Magnetic Field in
Accretion Disks
平林 孝太 1∗ ; 星野 真弘 1
HIRABAYASHI, Kota1∗ ; HOSHINO, Masahiro1
1
1

東京大学大学院理学系研究科
Graduate School of Science, The University of Tokyo

Plentiful dynamics observed in accretion disks, e.g. disk winds, jets, and outflows, are believed as the results of angularmomentum transport highly enhanced by magnetohydrodynamic turbulence. The magneto-rotational instability (MRI) is oneof the most successful mechanisms to drive the required turbulent state, and generates a large toroidal magnetic field in the
nonlinear evolution. In this study, we investigate the local stability of accretion disks especially focusing on the stage when thetoroidal field is dominant, which is important to understand the dynamics and the nature of turbulence in well-developed disks,and suggest another possible path leading to the turbulent generation.
It is known that the differentially rotating plasmas threaded by the uniform toroidal field are unstable essentially for the
perturbation with a vertical wavevector. Our linear analysis, however, shows that if the initial toroidal field has non-uniformity,
the unstable modes confined within the equatorial plane, or with no vertical wavenumber, appear. Furthermore, a series of twodimensional nonlinear simulations reveal that when the plasma beta is not so low (roughly β>1), this unstable mode can growas far as the background field configuration breaks down. As another possible situation, we study the stability of the toroidal
field with wavy structure. The simulations show that after the above unstable modes grow enough to interact with neighboringmodes, they couple, marge, and eventually evolve to very turbulent state. In the saturated stage, the alpha parameter describing
the efficiency of the angular momentum transport reaches to the same level with the previous studies of a toroidal MRI. Thisinstability plays an important role in plasma transport since it may couple with magnetic reconnection occurring in an equatorial
plane and then contribute to the saturation mechanism of MRI.

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会場:302

時間:5 月 24 日 14:45-15:00

Hybrid simulation of an ion scale magnetosphere: Structure of the magnetopause boundary
Hybrid simulation of an ion scale magnetosphere: Structure of the magnetopause boundary
中村 雅夫 1∗NAKAMURA, Masao1∗
11

大阪府立大学
Osaka Prefecture University

An ion scale magnetosphere is studied by performing a three-dimensional hybrid simulation. The hybrid simulation treats
the ions as kinetic super particles via a particle-in-cell method and the electrons as a massless fluid. In this study, the ion scale
magnetosphere has a dayside stand-off distance which is several to a hundred times larger than the ion Larmor radius of the solar
wind proton in the magnetic field strength which magnetic pressure equals to the solar wind dynamic pressure. The daysidemagnetopause boundary has a double- or triple-layer flow structure due to the finite Larmor radius effect in the interaction between the solar wind and the magnetosphere. The flow structure is controlled by the interplanetary magnetic field. For the small
ion scale magnetosphere, the bow shock cannot well steepen because the dayside sheath thickness is an order of the ion Larmor
radius and the shock transition region overlaps with the boundary flow structure. We will discuss the plasma convections, current
flows, and field structures in various solar wind conditions.
キーワード: イオンスケール磁気圏, ハイブリッドシミュレーション
Keywords: Ion scale magnetosphere, hybrid simulation

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PEM26-18

会場:302

時間:5 月 24 日 15:00-15:15

惑星間空間における宇宙機能動帯電の数値シミュレーション
Numerical simulation of active spacecraft charging in interplanetary space
星 賢人 1∗ ; 村中 崇信 2 ; 小嶋 浩嗣 3 ; 山川 宏 3
HOSHI, Kento1∗ ; MURANAKA, Takanobu2 ; KOJIMA, Hirotsugu3 ; YAMAKAWA, Hiroshi3
1

京都大学工学研究科電気工学専攻, 2 中京大学工学部電気電子工学科, 3 京都大学生存圏研究所
Kyoto University, Graduate School of Engineering, Department of Electrical Engineering, 2 Department of Electrical and Electronic Engineering, School of Engineering, Chukyo University, 3 Research Institute for Sustainable Humanosphere, Kyoto University1

一般に宇宙機における帯電現象は, 放電の危険性や観測への支障につながるとして, 回避すべき現象と捉えられている.
しかし近年, 宇宙機を能動的に帯電させ, 帯電した宇宙機に働く電磁気力を用いて軌道制御を行う, 新たな推進方式が提唱されている.
帯電制御のためにイオンまたは電子の放出を行い, 電場・磁場との相互作用によって推力を得るシステムは, 推進剤を噴出して推力を得る従来の宇宙推進システムとは全く異なった推進方式となる.
電子放出の場合は電力のみ, イオン放出の場合は少量のイオン源と電力のみで推力を発生できるため, 推進剤が不要となり, 大幅な軽量化が期待できる.
さらに, 想定されている荷電粒子エミッタは数 kg 以下で従来のエンジンに比べて非常に軽量であるため, 軽量・長寿命な小型衛星のための推進機関と成り得る.
本発表では, 特に惑星間空間における電磁気力を用いた宇宙機推進について, その能動帯電性能を評価するため, 太陽風
環境における宇宙機からの荷電粒子ビーム放出を模擬した三次元 Full PIC シミュレーションを行った結果について報告
する.
特に, 太陽風速度, 太陽風流入とビーム放出方向の依存性, 光電子による影響による宇宙機帯電電位の変化について, 惑
星間空間における自然帯電を解析した先行研究との比較も含めて, 評価を行う.
また, 惑星間空間における応用例として提案されている帯電セイルについて解析した結果についても述べる.
帯電セイルとは, 帯電した長大なテザーを帆のように伸ばすことで太陽風中のプロトンの運動量をうけ、推力とする推進方式である.
本発表では, 帯電テザーの長さや太さによる帯電特性の変化について解析し, その推力特性へ与える影響について検討する.

キーワード: 宇宙機帯電, 太陽風, 帯電セイル
Keywords: Spacecraft Charing, Solar Wind, Electric Sail

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PEM26-19

会場:302

時間:5 月 24 日 15:15-15:30

球に対応した新しい重合格子「イン・ヤン・ゾン格子」の開発
Yin-Yang-Zhong: An overset grid for a sphere
陰山 聡 1∗
KAGEYAMA, Akira1∗
11神戸大学 システム情報学研究科
Graduate School of System Informatics, Kobe University

原点も含めた球全体を解くための新しい計算格子「Yin-Yang-Zhong（イン・ヤン・ゾン）格子」を開発した。球座標は球ジオメトリの数値計算には最も自然な直交座標系であるが、球座標をそのまま計算格子に使うと、極軸と原点の付近に格子点が集中するという問題がある。Yin-Yang-Zhong 格子は、球の外側付近に Yin-Yang 格子を張り、球の原点付近には（カーテシアン座標に基づく）Zhong 格子を張る。Yin-Yang 格子と Zhong 座標系の境界では互いに一部のグリッドが重なっており、重合格子法に基づいて重複部分で相互補間を行う。今回我々は Yin-Yang-Zhong 格子に基づく新しい磁気流体力学 (MHD) シミュレーションコードを開発した。このコードは MPI を使って並列化されている。球内部の拡散問
題と流体問題でコードの正しさを定量的に確認した。
キーワード: インヤン格子, 重合格子, 計算機シミュレーション, インヤンゾン格子
Keywords: Yin-Yang grid, overset grid, computer simulation, Yin-Yang-Zhong grid

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PEM26-P01

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

高エネルギー粒子ハイブリッドシミュレーションモデルの検討
Investigation of Energetic Particle Hybrid Simulation Model天野 孝伸 1∗AMANO, Takanobu1∗
1
1

東大University of Tokyo

宇宙空間には熱的なガスだけでなくエネルギーの大きく異なる高エネルギー成分が共存する系がしばしば見られる。高エネルギー成分の数密度は熱的成分に比べて無視出来るほど小さいが、そのエネルギー密度は無視できない量になっている。星間空間における熱的成分と銀河宇宙線、地球内部磁気圏における電離圏起源の低エネルギー成分と環電流粒子などはその典型例である。
このような系の一つの大きな特徴として、熱的成分と高エネルギー成分でジャイロ半径に代表される典型的な空間ス
ケールが大きく異る点が挙げられる。このため、熱的成分だけであれば流体的な扱いで十分な巨視的なスケールにおいても、一般には高エネルギー成分の運動論的効果の寄与が無視できない。実際に高エネルギー成分はエネルギーや運動
量輸送、また種々のプラズマ不安定性へ影響を及ぼし、ひいては巨視的な動力学に対しても無視できない影響を及ぼす可能性が示唆されている。その一方で熱的イオンの運動論効果を考慮した古典的なハイブリッドモデルは、熱的成分の典型的空間スケールを分解する必要があり、2 成分間の大きな空間スケール差が計算コストを無用に増大させてしまう。
以上のような問題意識を踏まえて、本研究では低エネルギー成分を流体とし、高エネルギー成分のみを運動論的に扱う数値計算モデル (高エネルギー粒子ハイブリッドモデル) について議論する。過去の類似の研究においては、しばしば
アドホックな手法によって高エネルギー成分の寄与を考慮する手法がとられていた。本研究ではこれに対して、これまで我々が独自に開発してきた準中性 2 流体コードの自然な拡張として高エネルギー成分を自己無撞着に組み込むことが出来ることを示す。また、いくつかの予備的な数値シミュレーション結果からモデルの妥当性について議論したい。

キーワード: 数値シミュレーション, プラズマ, 宇宙線
Keywords: numerical simulation, plasma, cosmic rays

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PEM26-P02

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

コンパクト差分法と LAD 法を用いた MHD シミュレーションコードの開発と磁気回転不安定性の非線形発展に関する計算機実験
Nonlinear evolution of MRI studied by an MHD code with the compact difference schemeand the LAD method
平井 研一郎 1∗ ; 加藤 雄人 1 ; 寺田 直樹 1 ; 河合 宗司 2
HIRAI, Kenichiro1∗ ; KATOH, Yuto1 ; TERADA, Naoki1 ; KAWAI, Soshi2
1

東北大学大学理学研究科 地球物理学専攻, 2 東北大学大学院工学研究科 航空宇宙工学専攻
Department of Geophysics, Graduate School of Science, Tohoku University, 2 Department of Aerospace Engineering, Graduate
School of Engineering, Tohoku University

1

The magnetorotational instability (MRI) is one of the most important phenomena in the accretion disk. Turbulence generatedby MRI causes the turbulent viscosity in the disk and is a strong candidate of the driver of mass accretion. Recent study suggested
that the turbulence induced by MRI also plays an important role in the planetesimal formation in the protoplanetary disk. In theplanetesimal formation process, both the ionized gas and dusts coexist in the disk and the motion of dusts is strongly affected by
the motion of gas through collisional and/or frictional effects. Kato et al. (2010;2012) showed the possibility that meter-sized
dusts are gathered locally due to the modification of the disk gas distribution through the evolution of MRI and that situations
favored for the planetesimal formation are created in the localized region. In addition to the effect pointed out by this simulation,
we should take into account effects through the Kelvin-Helmholtz instability (Sekiya, 1998; Barranco, 2009) and the streaming
instability (Youdin & Goodman, 2005) generated by the dust-gas interaction as well as the time evolution of the global discstructure (Suzuki et al., 2010). In order to carry out the MHD simulation considering these effects, we need to develop thescheme that can accurately resolve both short wavelength waves in turbulence and discontinuity appeared in the evolution of
instabilities.
In the present study, we develop an MHD simulation code using an 8th-order compact difference scheme with the local
artificial diffusivity (LAD) method (Kawai, 2013). The compact difference scheme proposed by Lele (1992) enables us to solve
turbulent flow accurately up to the wavenumber range corresponding to a few grid points. The LAD method for MHD simulation
proposed by Kawai (2013) enables us to reduce unphysical oscillations generated in central difference type scheme like thecompact difference scheme. We have also applied parallelization by MPI using the pipeline algorithm to the code in order toincrease the box size with keeping the high spatial resolution. By using the pipeline algorithm, we have applied the domain
decomposition to the code with maintaining the accuracy of the compact difference scheme. We carry out a series of standard
test problems for MHD simulations and clarify pros and cons of the developed MHD code for the study of MRI. By conducting
spatially 2-dimensional test problems, we find that the maximum value of the numerical error appeared in the computation of thedivergence of the magnetic field is the order of 10−12 , which is approximately consistent with the results of Kawai (2013).
We then carry out the 3-dimensional MHD simulation of MRI by the developed code. In order to realize the differential
rotation, we use the shearing box boundary condition (Hawley et al., 1995) and the 9-wave method (Dedner et al, 2010) so as
to suppress the divergence error caused by the interpolation in the shearing box boundary. We initially set the uniform verticalmagnetic field and assume the perturbation in the three-components of the velocity vector whose amplitude is 1% of the soundspeed. Our developed simulation code can solve the linear growth and nonlinear evolution of MRI. Our newly developed code
enables us to solve the MRI driven turbulence accurately, which is important in solving not only a wide range of the evolution of
the disk but also the fine structure of the saturation and nonlinear evolution mechanism of MRI. We show the characteristics ofthe developed code and study results of the 3-dimensional MHD simulation of the nonlinear evolution of MRI.

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PEM26-P03

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

ParaView/Catalyst を用いた Yin-Yang ダイナモシミュレーションの in-situ 可視化
Yin-Yang Dynamo Simulation with in-situ visualization Using ParaView/Catalyst
菅 新 1∗ ; 陰山 聡 1
SUGA, Arata1∗ ; KAGEYAMA, Akira1
1
1

神戸大学大学院システム情報学研究科
Graduate School of System Informatics, Kobe University

シミュレーション結果を解析するための可視化手法として、現在ではポストプロセス可視化が主流である。ポストプ
ロセス可視化手法では、シミュレーション計算が終了した後に出力データを可視化用計算機に転送し、その数値データに対して可視化処理を施す。この方法であれば、データを解析するために使用する可視化手法や、（カメラの位置も含めた）可視化の各種パラメータを対話的に操作しながら可視化解析を進めることができる。しかしながらシミュレーショ
ン規模が大きくなると、ポストプロセス用の数値データのサイズが大きくなり、ディスクスペースの圧迫やデータ転送にかかる時間の増大などが深刻な問題となる。大規模シミュレーションの解析方法としてポストプロセス可視化は限界に近づきつつあると言える。この問題を解決するための方法として、我々は in-situ（その場）可視化手法に基づく新しい
可視化方式を提案している。我々は最近、オープンソースの汎用可視化ソフトウェアである ParaView と、その in-situ 可視化用ライブラリである Catalyst を用いて、インヤン格子に基づく磁気流体ダイナモシミュレーションコードに「その場可視化」機能を実装することに成功した。
キーワード: 可視化, その場可視化, インヤン格子
Keywords: Visualization, in-situ visualization, Yin-Yang grid

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PEM26-P04

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

太陽探査衛星 Solar Probe Plus 周辺磁場変動に関する粒子シミュレーション
PIC simulations on magnetic perturbation around the Solar Probe Plus spacecraft船木 裕司 1∗ ; 木倉 佳祐 1 ; 三宅 洋平 1 ; 臼井 英之 1
FUNAKI, Yuji1∗ ; KIKURA, Keisuke1 ; MIYAKE, Yohei1 ; USUI, Hideyuki1
1
1

神戸大学大学院システム情報学研究科
Graduate School of System Informatics, Kobe University

将来の太陽探査ミッションに向け、人類未踏の太陽コロナプラズマ環境における衛星プラズマ相互作用を定量的に理解する必要がある。本発表では、そうした課題の一例として太陽探査衛星・プラズマ間相互作用に関する数値シミュレー
ション研究の取り組みを紹介する。太陽外部コロナ中など極太陽近傍環境では、高密度 (7000 /cc) 太陽風に起因する短デ
バイ長プラズマや、衛星表面からの大量の光電子・二次電子放出により、地球磁気圏近傍とは大きく異なるプラズマ環
境が衛星周辺に形成される。これにより、光電子放出時にも関わらず衛星電位が負となるなど、衛星帯電に関する通常の理解と異なる現象が生起することが知られている。本課題では現在 NASA で計画されている Solar Probe Plus を想定したシミュレーション解析を Particle-in-cell 法に基づく大規模数値シミュレーションを用いて行う。発表では特に、衛星周辺の複雑なプラズマ電流構造によって励起する周辺磁場変動について最近の解析の進捗を紹介する。
キーワード: 科学衛星プラズマ環境, 太陽コロナプラズマ, 衛星帯電, 光電子放出, 磁場変動, 粒子シミュレーション
Keywords: spacecraft-plasma interaction, solar coronal plasma, spacecraft charging, photoelectron emission, magnetic perturbation, PIC simulation

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PEM26-P05

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

イオン慣性長より分厚い電流層の圧縮における電子温度異方性Electron temperature anisotropy during compression of current sheets thicker than the ion
skin depth
清水 健矢 1∗ ; 藤本 正樹 2 ; 篠原 育 2
SHIMIZU, Kenya1∗ ; FUJIMOTO, Masaki2 ; SHINOHARA, Iku2
1
1

東大/理/地惑, 2 宇宙航空研究開発機構/宇宙科学研究本部
EPS, SOS, Univ. of Tokyo, 2 JAXA/ISAS

磁気リコネクションは、磁力線が繋ぎ変わることにより磁場のエネルギーを爆発的に解放しプラズマのエネルギーに変換する過程であり、地球磁気圏での磁場とプラズマの循環や太陽フレア等において重要な役割を担っている。地球磁
気圏尾部での人工衛星観測から、イオン慣性長の 10 倍以上の厚みを持つ初期電流層が、磁気リコネクション励起時にはイオン慣性長と同程度にまで薄くなることが知られている。線形解析によれば、磁気リコネクションの励起に関連する
ティアリング不安定性の成長率は、電流層幅が厚くなると急激に低下する一方で、電流層内プラズマの温度非等方性が強くなると上昇する。電流層幅の変化には、太陽風起源の朝夕電場による電流層圧縮や、低域混成ドリフト不安定などの関与が指摘される。しかし、初期にイオン慣性長よりも分厚い電流層における磁気リコネクションの励起過程についての理解は不十分である。
本研究では、一次元 PIC コードを用いて、様々な初期パラメータにおけるハリス型の電流層を、朝夕電場でローブ領域の磁場強度を増加させることにより圧縮し、電流層圧縮後の電流層内のプラズマ温度非等方性の強度やその分布、電流層の圧縮率などのパラメータ依存性を調べた。その結果、（１）電流層内のプラズマ温度非等方性の分布が、初期電流
層幅に応じて変化すること、（２）電流層中心におけるプラズマ温度非等方性は初期パラメータに因らず断熱過程で説明できること、（３）ローカルなイオン慣性長で規格化した電流層の圧縮率は、ローブ領域の磁場強度の増大率と比較してかなり低いことが分かった。この結果は、ティアリング不安定性や低域混成ドリフト不安定性を含む二次元電流層の圧縮過程の理解に役立つ。

キーワード: 磁気リコネクション
Keywords: magnetic reconnection

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PEM26-P06

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

Validity of gyro-averaging method for oblique whistler-mode wave particle interaction
Validity of gyro-averaging method for oblique whistler-mode wave particle interaction
HSIEH, Yikai1∗ ; OMURA, Yoshiharu1
HSIEH, Yikai1∗ ; OMURA, Yoshiharu1
11Research Institute for Sustainable Humanosphere, Kyoto University, Kyoto, Japan.
Research Institute for Sustainable Humanosphere, Kyoto University, Kyoto, Japan.

We perform test particle simulations of energetic electrons interacting with oblique whistler-mode waves in the Earth’s magnetic field. We first solve exact equations of motion of test electrons under the electric and magnetic fields of obliquely propagating coherent wave with right-hand polarization. In this test, the energetic electrons undergo multiple cyclotron resonances. We
also apply gyro-averaging method by treating electron motion as its guiding center motion to simplify the complicated cyclotron
motion [1,2]. The result shows that the gyro-averaging motion is successfully consistent with the direct motion of the electron.
Applying this result we can just use the guiding center motion of electrons to represent the completed motion of electrons. Therefore, these method can be utilized in the particle simulations of oblique propagation waves to reduce the relativistic equations of
motion and minimize the computation resources, which makes simulations of multiple particles more feasible.
References[1] Bell (1984), The nonlinear gyroresonance interaction between energetic electrons and coherent VLF waves propagating at
an arbitrary angle with respect to the Earth’s magnetic field. J. geophys. Res. 89, 905.
[2] Nunn and Omura, A computational and theoretical investigation of nonlinear wave particle interactions in oblique whistlers,
Submitted to J. Geophys. Res. .
キーワード: whistler-mode wave, oblique propagattion
Keywords: whistler-mode wave, oblique propagattion

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PEM26-P07

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

Effects of the alpha-proton drift velocity on alpha firehose instabilities in the solar wind
Effects of the alpha-proton drift velocity on alpha firehose instabilities in the solar wind
JUNGJOON, Seough1∗ ; NARIYUKI, Yasuhiro2 ; YOON, Peter H.3
JUNGJOON, Seough1∗ ; NARIYUKI, Yasuhiro2 ; YOON, Peter H.3
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Faculty of Human Development, University of Toyama / JSPS Postdoctor Fellow, 2 Faculty of Human Development, Universityof Toyama, 3 IPST, University of Maryland / School of Space Research, Kyung Hee University
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Faculty of Human Development, University of Toyama / JSPS Postdoctor Fellow, 2 Faculty of Human Development, Universityof Toyama, 3 IPST, University of Maryland / School of Space Research, Kyung Hee University
In situ measurements have shown that the less-abundant alpha particles are characterized by temperature anisotropy which
could drive the anisotropy-driven kinetic instabilities in the solar wind. In the collisionless limit, the differential alpha-proton
flow velocity usually has finite value of the order of the local Alfven velocity. The presence of such differential flow may affectthe properties of dispersion relations for anisotropy-driven instabilities. By making use of linear Vlasov theory, the present study
investigates the effects of the alpha-proton drift velocity on firehose instabilities driven by parallel temperature anisotropy of alphaparticles. It is found that for parallel firehose mode the dispersion properties are asymmetric in that the maximum growth rateis larger for forward propagating mode than for backward propagating one in the proton rest frame. For both parallel (forward
propagating mode) and oblique firehose instabilities overall growth rates increase as the alpha-proton drift velocity increases.
Consequently, the firehose instability thresholds are distinctly influenced by the presence of the alpha-proton drift velocity.
キーワード: firehose instability, solar wind ions, the alpha-proton drift
Keywords: firehose instability, solar wind ions, the alpha-proton drift

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PEM26-P08

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

レイリー・テイラー不安定性のブラソフシミュレーション
Vlasov simulation of the Rayleigh-Taylor instability
和田 泰尚 1∗ ; 梅田 隆行 1 ; 上野 悟志 1 ; 町田 忍 1
WADA, Yasutaka1∗ ; UMEDA, Takayuki1 ; UENO, Satoshi1 ; MACHIDA, Shinobu1
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名古屋大学太陽地球環境研究所
Solar-Terrestrial Environment Laboratory

レイリー・テイラー (RT) 不安定性は密度の異なる二つの流体の界面で起こる流体的不安定であり、密度勾配とそこに働く力の方向が互いに逆向きのとき擾乱が発達する。理想 MHD シミュレーションによる先行研究では、RT 不安定性は
水平方向対称に発達することが確認されている。しかしながら、ホール効果やイオンジャイロ運動効果をはじめとする
非 MHD 効果により、RT 不安定性が非対称に発達することも報告されている。本研究では、RT 不安定性二次元ブラソ
フシミュレーションを行い、イオン慣性長やイオンジャイロ半径に対する密度勾配層の幅を変えることにより、非 MHD
効果が RT 不安定性の発達に与える影響について議論を行う。
キーワード: レイリー・テイラー不安定性, ブラソフシミュレーション, 宇宙プラズマ
Keywords: Rayleigh-Taylor instability, Vlasov simulation, space plasma

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PEM26-P09

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

広帯域静電ノイズ低周波成分に関する 3 次元電磁粒子シミュレーション
3-dimentional electromagnetic particle simulations about the low frequency componentof Broadband Electrostatic Noise
三宅 壮聡 1∗ ; 永安 翔 1 ; 岡田 雅樹 2 ; 大村 善治 3 ; 小嶋 浩嗣 3
MIYAKE, Taketoshi1∗ ; NAGAYASU, Sho1 ; OKADA, Masaki2 ; OMURA, Yoshiharu3 ; KOJIMA, Hirotsugu3
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富山県立大学, 2 国立極地研究所, 3 京都大学生存圏研究所
Toyama Prefectural University, 2 National Institute of Polar Research, 3 RISH, Kyoto University
地球磁気圏のプラズマシート境界層を始めとする様々な宇宙プラズマ領域中で広帯域
静電ノイズ（BEN）が観測されている．BEN の波形は GEOTAIL 衛星の観測によって，静電孤立波（ESW）の孤立したパルス状の波形によって構成されていることが確認された．BEN の高周波成分は ESW として解明されているが，その低周波成分の波動モー
ド，励起メカニズムに関しては未解明である．これまでにビーム不安定性を初期状態とする 2 次元静電粒子シミュレーションを行った結果，ビーム不安定性と BEN の低周波成分との明確な関係は確認出来なかった．本研究では BEN の低周波成分の励起メカニ
ズムが電磁波に起因している可能性を考慮して 3 次元電磁粒子シミュレーションを行い，そのパラメータ依存性について検討した．
様々なパラメータでシミュレーションを実行した結果，背景イオンが低い場合と高い
場合のどちらの環境も BEN の低周波波動と断定できる磁場に垂直方向の波動は励起しなかった．さらに衛星観測によって観測された地球周辺領域のデータに基づいてシミュ
レーションを実行した結果，磁場に垂直方向の広帯域な波動が励起し，この波動が BENの低周波波動である可能性を確認した．

キーワード: 粒子シミュレーション, BEN 低周波成分, Geotail, EFD
Keywords: particle simulations, low frequecy component of BEN, Geotail, EFD

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PEM26-P10

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

テスト粒子シミュレーションを用いた Enceladus 衛星起源の H2O 分子と電子の弾性
衝突
Test-particle simulation of electron elastic collision with neutral H2O molecule originatedfrom Enceladus
田所 裕康 1∗ ; 加藤 雄人 2
TADOKORO, Hiroyasu1∗ ; KATOH, Yuto2
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東京工科大学, 2 東北大学
Tokyo University of Technology, 2 Tohoku University

Water group neutrals (H2 O, OH, and O) in Saturn’s inner magnetosphere play the dominant role in loss of energetic electrons
and ions because of abundance of the neutral particles [e.g., Paranicas et al., 2007; Sittler et al., 2008]. The observations ofinjected electrons and ions in the inner magnetosphere suggest that these particles do not survive very long time due to theneutral cloud originated from Enceladus [e.g., Paranicas et al., 2007; 2008]. Thus, the previous study suggested that the neutral
cloud contributes to loss processes of plasma in the inner magnetosphere. However, little has been reported on a quantitative
study of the electron loss process due to electron-neutral collisions.
In the present study, we examine the variation of energetic electron pitch angle distribution at the magnetic equator and loss rateof precipitated electrons into Saturn’s atmosphere through pitch angle scattering due to elastic collisions with neutral H2 O along
Saturn’s dipole magnetic field line around Enceladus. We conduct one dimensional test-particle simulation for monoenergetic
electrons along Saturn’s dipole magnetic field line around Enceladus when the co-rotating electron flux tube passes the dense
H2 O region in the vicinity of Enceladus (˜6.4 minutes). The initial electron pitch angle distribution is assumed to be isotropic. In
case of 1 keV electron, Tadokoro et al., [2014] showed that
1. the equatorial electron pitch angle distribution near the loss cone (<20 degrees and >160 degrees) decreases with timethrough pitch angle scattering due to elastic collisions and that the distribution around 90 degrees shows significant scattering
due to the dense region of H2 O,
2. It is found that the electrons of ˜19 % to the total number of equatorial electrons at the initial condition are lost in ˜380
seconds.
3. The calculated loss time is fourth faster than the loss time under the strong diffusion.
We also show the loss rates through pitch angle scattering of electrons with not only 1 keV but also several hundreds eV ?
several tens of keV.

キーワード: テスト粒子シミュレーション, 弾性衝突, エンケラドス衛星, 土星
Keywords: Test particle simulation, elastic collision, Enceladus, Saturn

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PEM26-P11

会場:コンベンションホール

時間:5 月 24 日 18:15-19:30

ケルビン・ヘルムホルツ不安定性におけるイオンジャイロ運動効果
Ion kinetic effects to nonlinear processes of the Kelvin-Helmholtz instability
梅田 隆行 1∗ ; 上野 悟志 1 ; 中村 琢磨 2
UMEDA, Takayuki1∗ ; UENO, Satoshi1 ; NAKAMURA, Takuma2
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名古屋大学太陽地球環境研究所, 2 オーストリア科学アカデミー宇宙科学研究所-Terrestrial Environment Laboratory, Nagoya University, 2 Space Research Institute, Austrian Academy of Sciences

The nonlinear evolution of the Kelvin?Helmholtz (KH) instability at a transverse velocity shear layer in an inhomogeneous
space plasma is investigated by means of a four-dimensional (two spatial and two velocity dimensions) electromagnetic Vlasov
simulation. When the rotation direction of the primary KH vortex and the direction of ion gyro motion are the same (i.e.
the inner product between the vorticity of the primary velocity shear and the magnetic field vector is negative) there exists a
strong ion cyclotron damping. In this case, spatial inhomogeneity inside the primary KH vortex is smoothed and the secondary
Rayleigh?Taylor/KH instabilities are suppressed. It is also found that another secondary instability on the electron inertial scaleis simultaneously generated at secondary shear layers for both cases, but at different locations. The small-scale secondary
instability takes place only when the inner product between the vorticity of the secondary shear layer and the magnetic field
vector is positive, suggesting the damping of small-scale processes by ion gyro motion. These results indicate that secondary
instabilities occurring in the nonlinear stage of the primary KHI show different evolutions depending on the sign of the innerproduct between the magnetic field and the vorticity of the velocity shear layer. The difference of the nonlinear evolution
depending on the ion-to-electron mass ratio is also discussed.

キーワード: ケルビン・ヘルムホルツ不安定性, 計算機シミュレーション, ヴラソフ方程式, 非 MHD
Keywords: Kelvin-Helmholtz instability, computer simulation, Vlasov equation, non-MHD

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