研究内容紹介

 総合解析研究部 (Integrated Studies Division) では、太陽から地球大気圏までのエネルギーと物質の流れの解明と太陽地球環境の変動予測を目指し、人工衛星や地上観測によって得られたデータの解析と、コンピュータシミュレーション/モデリングを組み合わせた太陽地球環境システムの総合解析研究を行っている。特に、非線形過程や領域間相互作用の結果として起こる現象 (太陽フレア、CME、磁気嵐、オーロラなど) の発生メカニズムや、これらの現象が社会に及ぼすさまざまな影響を定量的に解明していくことに重点をおいている。また、総合解析部門が中心となり推進しているGEMSISプロジェクトでは、太陽、磁気圏、電離圏の3つのサブグループを核に、ジオスペースにおける各領域での実証型モデルを構築し、宇宙嵐時に強く発動する多圏間相互作用と放射線帯高エネルギー粒子生成・消滅を担う物理機構の解明を目指している。また、コミュニティのニーズに応じて、太陽観測衛星ひので、ジオスペース探査計画ERGのサイエンスセンター機能 (イベントカタログ、メタデータ付データベース、統合解析ツール等) の整備を進めている。

  • GEMSIS-Sun:第二期におけるGEMSIS-Sunの大目標は、「太陽フレアにおけるエネルギー蓄積過程、トリガー機構、エネルギー解放、粒子加速過程を統一的に理解すること」である。そのため、より現実的なモデルを構築し現象を再現すると共に、観測結果 (特に大フレア) との比較研究を行う。また、Hinode衛星を中心にサイエンスデータベースの構築・整備を行っている。特に本年度は、国立天文台と協力し「ひのでサイエンスセンタープロジェクト」を開始し、衛星データの解析環境を整備した。また、京都大学との地上ネットワーク観測大型共同研究 (重点研究)を進め、フレアの高速撮像に成功すると共に、理論と観測の連携を通してフレア発生機構の解明につながる新たな知見を得た。
  • GEMSIS-Magnetosphere:科学研究に加え、ERGサイエンスセンター機能の整備に向けて、地上観測データ提供元の諸機関および大学間連携プログラムIUGONET等と協力しながら、ERG地上観測データのCDFデータベース設計とTDASをベースとした統合解析ツールへの実装プログラムの開発を行っている。今年度は、磁場およびHFレーダーのデータの一部について、世界公開を開始するとともに、HFレーダーの世界的観測ネットワークであるSuperDARNのPI会議において、ERGサイエンスセンターの設計したCDFデータベースを、SuperDARNの全レーダーの共通データに関して作成することに合意を得たため、国外のレーダーについても一部データベース化を開始した。
  • GEMSIS-I:沿磁力線電流を与えて電離圏全球の電場・電流の分布を計算するポテンシャルソルバーの開発、およびSC、サブストームなどの宇宙天気事象の電場・電流・粒子分布に関するデータ解析を行い、新しい知見を得た。特に、電離圏全体で過遮蔽であっても限られた観測点で対流電場が支配的になりうることが明らかになった。また、過遮蔽がサブストーム開始時に発生すること、diffuse電子とbroadband電子が共存することなどが明らかとなったほか、ネガティブSI時において、東向き電離圏対流が高緯度方向に移動することを見出した。

研究内容

1. GEMSIS-Sun

2. GEMSIS-Magnetosphere

3. GEMSIS-Ionosphere

4. 磁気圏シミュレーション

1. GEMSIS-Sun

(1) 太陽フレア粒子加速モデリングと多波長観測の比較研究

 昨年度までの簑島らによるクーロン散乱過程を含んだ太陽フレア粒子加速モデリングにより、フレアループトップ付近の加速電子の存在する高度分布にエネルギー依存性があることが示唆された。その高度構造は、クーロン散乱/ループ内のバウンス運動/ループの縮退のタイムスケールによって決定される。このモデルが正しい場合、野辺山電波ヘリオグラフの2周波 (17 GHzと34 GHz) のループトップ電波源の高さは、34 GHz電波源のほうが下方に位置することが予想される。それを検証するために、ループトップ電波源の位置決定に適したフレアを選んで、17 GHz電波源と34GHz電波源の高度の時間変化を詳細に解析した。その結果、予想に反し、34 GHz電波源は17GHz電波源よりも常に上方に位置し、フレアのピーク時刻付近では両者の差が大きくなることが分かった。そこで、この違いを生む要因がモデルでは考慮されていなかった別の散乱過程ではないかと考え、17 GHzと34 GHzの電波強度の高度曲線から減衰 (=ロスコーンへの降り込みによる消失) のタイムスケールの比を求め、クーロン散乱過程で予想される値と比較した。特に高高度では、クーロン散乱だけでは説明できない比の値になり、より高いエネルギーの電子を効率よく散乱させる散乱過程の存在を観測的に初めて示唆する結果が得られた。

(2) 可視光高速撮像観測による太陽フレア研究

 2011年度太陽地球環境研究所地上ネットワーク観測大型共同研究 (重点研究) として、京都大学大学院理学系研究科附属天文台と可視光高速撮像観測による太陽フレア共同研究を開始した。まず、フレア高速撮像システム (SMART/HSP High Speed Imager) を製作し、京都大学飛騨天文台のSMART望遠鏡に設置した。これはHα線と連続光を同時に且つ25フレーム/秒という高いレートでフレアの撮像を行うものである。2011年8月に試験観測を開始し、9月には2つの白色光フレアの観測に成功した。試験観測以降も、順調に観測を続けており、今後、この高速撮像システムのデータは、白色光フレア高速観測による粒子加速研究、Hαカーネルの観測によるフレアトリガー研究などの共同研究に活用される。

2011年9月6日(UT)に発生したXクラスフレアの白色光写真。四角で囲まれた部分に白色光フレアが捉えられている。

 

(3) Hinode衛星フレアデータベース作成

 2006年10月のHinode衛星の観測開始から現在までに3つの搭載機器 (SOT・XRT・EIS)で観測された太陽フレアのカタログ作成を行い、随時更新している。今年度は、カタログ中に野辺山電波ヘリオグラフの観測情報を追加した。また、3つの観測装置それぞれの撮像観測画像とGOES衛星のX線強度変化を含んだサマリープロット (PDF) も作成し、Web上で公開した。URL: http://st4a.stelab.nagoya-u.ac.jp/hinode_flare/index.html/

(4) 太陽コロナ磁場データベースの開発

 GEMSIS-Sunでは、多くの太陽活動現象を理解するために必要なコロナ磁場のデータベースとして、高精度磁場データを境界条件としたNon-linear force free field (NLFFF) データベース (DB) の作成を行っている。現在、NLFFFDB 作成のための自動計算プログラムを開発中である。また今年度は、より適切なNLFFF計算のために、プリプロセスと呼ばれる手法の研究も行った。プリプロセスとは、ローレンツ力(以下、jxB)が0でない光球面で取得された磁場データを、jxB=0の状態に近づける手法である。本研究の結果、活動領域10953の磁場データについて、このjxBの空間積分値に相当する指標を5桁近く引き下げる事ができ、NLFFF計算により適した磁場データを得る事ができた。

(5) フレアトリガー機構の理論的・観測的研究

 太陽フレアは激しい宇宙天気擾乱の原因であることからその発生を予測する試みが古くから行われている。しかし、突発現象であるフレアの発生原因は未だに十分理解されておらず、その予測性は低いままである。我々はフレア発生条件を明らかにするため、200通り以上の異なる磁場構造に関して3次元電磁流体シミュレーションを実施した。その結果、コロナ磁場を構成する2つの成分(ポテンシャル磁場及びシア磁場)のどちらかに対して反転する磁束が太陽表面に現れることによってフレアに対応するエネルギー解放現象が発生することを見出した。さらに、ひので衛星が観測したデータの詳細な解析を通して、大型フレアが発生した領域の磁場構造はシミュレーションによって見出された磁場の反転構造を持つことを発見した。この結果は太陽表面の精密な磁場観測に基づいてフレア発生を予測が可能であることを示唆しており、宇宙天気予報につながる画期的な成果として世界的に注目されている。 

(6) ICMEの形態に関する理論的研究

 惑星間空間におけるコロナ質量放出 (ICME) は地球磁気圏の擾乱の原因と成り得るため、宇宙天気の理解と予測にとって重要な研究対象である。しかし、広大な惑星間空間に広がるICMEの構造の理解は未だ十分ではない。我々はICMEとその前面の衝撃波までの距離及びICMEのマッハ数からICMEの形状を理論的に推定する方法を開発した。さらにこれを用いて45イベントのデータ解析を行った。その結果、ICMEのアスペクト比 (進行方向とそれに直交する方向の大きさの比) はイベントごとに大きく異なる可能性があることを見出した。このことはICMEの変形を捉えるためには、より精密なモデルが必要であることを示唆している。

(7) ひのでサイエンスセンター プロジェクト

  2006年に打ち上げられた太陽観測衛星「ひので」は搭載された3つの観測装置によって太陽表面とコロナのダイナミクスをこれまでにない高い精度で観測し、太陽物理学に数々の新しい発見をもたらしつつある。太陽地球環境研究所では国立天文台と協力し、ひのでデータのさらなる科学利用を目指して太陽地球環境研究所ひのでサイエンスセンタープロジェクトを開始した。このプロジェクトでは国立天文台に設置されているひのでサイエンスセンターの全ての機能を名古屋大学においても実現すると共に、太陽地球環境研究所で行われている太陽風および地球電磁気圏の観測およびシミュレーション研究とひのでによる太陽観測の有機的な連携を実施することを目的としている。

 

2. GEMSIS-Magnetosphere

(1) 磁気圏尾部のサブストーム過程とプラズマシート構造の関係

 サブストーム開始時に磁気圏近尾部のプラズマシートで発生する磁気リコネクションや磁場双極子化は、サブストーム開始に重要な役割を果たしていると考えられている。これらの過程がプラズマシートのどのような構造の中で発生するかを特定することは、これらの過程の物理機構や因果関係を理解する上で一つ重要な点である。まず、背景となるプラズマシートの構造をGeotail衛星のデータを用いて統計的に調べた。その結果、地球からの距離が10-12 Re付近を境に特徴が異なり、その境界はわりと明確であることが示された。すなわち、イオンの密度・温度・圧力・フラックスおよび磁場の大きさとそれらの勾配は、地球側では大きいのに対して、尾部側では小さくなっていた。磁力線形状から、地球側は双極子状から尾部状への遷移領域であり、尾部側は尾部状の領域になっていた。ここで、それぞれの領域を、内部プラズマシート、外部プラズマシートと呼ぶ。次に、これらの結果をふまえて、GeotailとTHEMIS衛星によって観測されたサブストーム事例について、サブストーム過程の発生位置を調べた。その結果、磁場双極子化は内部プラズマシートで始まるのに対して、磁気リコネクションは外部プラズマシートで発生することがわかった。磁気リコネクションによる地球方向の高速流の振る舞いや磁場双極子化領域の拡大は、サブストーム開始と発達を理解する際の検討課題であるが、これらについて本解析結果をふまえて議論した。

(2) GEMSIS-リングカレントモデルを用いたULF波動の研究

 ジオスペース環境に多大な影響をもたらす宇宙嵐現象の理解に向け、内部磁気圏の数値シミュレーションモデル (GEMSIS-RCモデル) の開発を行った。 GEMSIS-RCモデルの特徴は、ドリフト近似した5次元の運動論的 (Vlasov) 方程式とマックスウェル方程式を連立させた、電磁場とプラズマ粒子の運動を 自己無撞着に解き進める方程式系に基づいているところにある。このことにより、内部磁気圏での電磁流体波動の伝搬や、粒子のドリフト軌道が場との結合によって 変形する様子など、従来の磁気圏モデルでは解くことのできなかった現象をシミュレートすることが可能となっている。 本年度は、このGEMSIS-RCを用いて内部磁気圏におけるPc5帯のULF波動の空間分布およびSCに伴う波動励起と伝播のシミュレーションを開始した。 その結果得られた電磁場構造を用いて、GEMSIS-放射線帯モデルと組み合わせることにより、MHD波動と放射線帯電子との相互作用による輸送計算も進め、 ドリフト共鳴加速が理論的予測通り起こることを確かめた。 また、単色ULF波動の波動スペクトルが、リングカレントとの相互作用によって変更を受けることなどの初期結果を得た。

 

 

新しいリングカレントモデル (GEMSIS-RC) を用いたULFのシミュレーション結果の例。左:GEMSIS-RCモデルで計算された内部磁気圏電磁場分布の例。右図:GEMSIS-RCモデルの計算結果を背景場としてGEMSIS-放射線帯 (RB) モデルで計算された初期位置L=5から出発した放射線帯電子の空間分布。ドリフト共鳴により粒子が輸送され断熱的に加減速を受けることが再現されている。

(3) 脈動オーロラを起こす降下電子の微細構造

 れいめい衛星のデータを用いて、脈動オーロラ中の降下電子のエネルギースペクトルの微細構造の研究を行った。れいめいによる降下電子の観測からは、数keV以上の電子が間欠的に電離圏に降りこんで脈動オーロラを引き起こすとともに、1 keV付近に連続的な降りこみがあることが明らかになった。この2つの異なる降りこみの特性を検証するために、磁気圏赤道面において、lower-band chorusとupper-band chorusが励起し、磁力線に沿って伝わる過程でピッチ角散乱を引き起こすというモデルをたて、GEMSIS-WPIシミュレーションコードによる検証を行った。クラスター衛星データをもとに、周期的にON-OFFを繰り返すlower-band chorusと、連続的な放射を示すupper-band chorusという周波数スペクトル構造をモデル化して計算を行った。その結果、lower-band chorusによって間欠的に高エネルギー電子が降りこむ一方、upper-band chorusによって1 keV付近の電子が連続的に降りこんでいる様子が再現された。また、lower-band chorusを構成するrising toneエレメントの繰り返し周期によって、高エネルギー側の降りこみに数Hzの変調が作り出されていることが明らかとなり、脈動オーロラで典型的に見られる準3 Hz変調は rising toneエレメントの繰り返し周期に対応している可能性が示唆された。

3. GEMSIS-Ionosphere

(1) オーロラ爆発開始時における降下電子の2衛星観測

 オーロラ爆発開始時に、どのような電子が降下しているかを調べた。オーロラ爆発の開始6分前に、FAST衛星がオーロラ爆発の開始地点を通過し、1keV以下のbroadband型の電子と、10keV程度のdiffuse電子の共存を観測した。また、開始7分後には、DMSP衛星が開始地点の西 (15度) において、拡大してきたオーロラの前面 (surge horn) を通過した。そこで観測された電子は、開始6分前に観測された電子と比較して、broadband型の電子とdiffuseな電子が共存していた部分が、inverted-V型の電子に置き換わっていた点が異なっていた。以上の観測結果により、オーロラ爆発開始時における、diffuseオーロラからdiscreteオーロラへの変化の過程で、diffuse電子とbroadband電子が共存する段階があると考えられる。

(2) 極域沿磁力線電流分布と過遮蔽発生の関係

 電離圏全球ポテンシャルソルバーを用い、R1-FACとR2-FACの強度比・相対位置と過遮蔽発生の関係を調べた。電気伝導度分布は、NRLMSISE-00、IRI-2007をもとに算出し、オーロラ帯増大分[Hardy et al., 1987]を加えた。FAC分布は経験モデル[Hori et al., in preparation]を参照した。伝導度とR1は変化させず、R2の強度・位置を変化させ計算を行った。結果は以下である。(1) R2が夜側へ移動すると、過遮蔽発生のIR2/IR1 (R2とR1の電流量比) は0.69-0.82からIR2/IR1=0.55-0.69となる。即ち、R2が夜側へ移動するに従い小さいR2電流量で効率よく過遮蔽が発生する。(2) 一方同時に、R2電場ポテンシャルが夜側に偏るため真昼側で部分的に遮蔽が弱まりR1電場ポテンシャルが中低緯度まで侵入し、R2電場構造の中に局所的にR1電場構造を内包するという複雑な電場構造となる。これら結果は、R1・R2配置によっては、電離圏全体では過遮蔽となっていても、限られた観測点ではその徴候が検出されない可能性があることを示唆している。

(3) 電離圏電気伝導の導出方法の改良

 電離圏全球ポテンシャルソルバー (GEMSIS-POT) で用いる電気伝導度全球分布の導出方法の改良を行った。具体的には、(1) 基本となるPedersen, Hall, Parallel電気伝導度の導出過程の改良(MSIS-2000とIRI-2007モデルの組み込み、プラズマ粒子―中性粒子衝突周波数の見直し、粒子種と算出式の見直し)を行い、(2) 2次元電気伝導度テンソルを導出する際に生じる低緯度域での非物理的な電気伝導度増大の対処として、Tsunomura [1999]を参考にした補正方法を導入した。

 

電流密度および位置を固定したR1に対しR2を変化させた場合のポテンシャルパターンの概観。上段から下段に向かって、R2の電流量を増加させ、左列から右列に向かって、R2のピーク地方時をR1のそれから1時間ずつ夜側へ動かしている。R2が夜側へ移動するに従い、小さい電流量でも効率良くR2のポテンシャルが生じ、同時に、真昼側ではR2センスの電場が弱まるため、R1のポテンシャルが中低緯度に張り出す様子が見られる((b’)-(d’))。

(4) ネガティブSI時における電離圏プラズマ対流の変化

 負相の磁気急始に伴ってサブオーロラ帯に誘起される電離圏プラズマ対流に関して、SuperDARN短波レーダーデータ、地磁気データ、および人口衛星観測データを用いることで、電離圏プラズマ対流の時空間発展について詳細に調べた。その結果として、磁気急始の地磁気変動波形に見られる、地磁気南北成分の減少及びその高緯度方向への伝搬に関して、それに対応する過渡的東向き電離圏対流が数度の緯度幅を持ち、かつ地磁気と同様に高緯度方向に移動していたことを観測的に実証した。またそのような東向き対流が繰り返し起こっていたことも観測されており、このことから、磁気急始の原因となった磁気圏の急膨張によりグローバルな磁気圏振動が起こっていたことが示唆される。

(5) サブストーム開始時に発達する赤道カウンターエレクトロジェット

 高緯度から赤道の磁力計ネットワークとSuperDARNデータを用いて、サブストーム開始時にサブオーロラ帯と赤道で対流電場と逆向きの過遮蔽電場および赤道カウンターエレクトロジェット (CEJ) が発達することを見いだした。サブストームはcurrent wedgeすなわち領域1型沿磁力線電流 (R1 FACs) が発達することで特徴付けられるが、我々の解析は、昼間磁気赤道でCEJが発生し、数分遅れてcurrent wedgeが発達することを示した。これは、サブストーム開始時にR1 FACs だけでなく、R2 FACsが発達し、しかも過遮蔽を起こすほど強いものであることを示す。current wedgeのダイナモがプラズマシートにあるとすると、それより地球側でまずR2 FACsダイナモが働く。Growth phase期間中に内部磁気圏に蓄積されたエネルギーがまず領域2型沿磁力線電流を流すことによって電離圏へ解放されることを示唆する。

4. 磁気圏シミュレーション

(1) 無衝突垂直衝撃波の粒子シミュレーション

 無衝突垂直衝撃波の遷移領域で発生する微視的不安定性の解析を粒子シミュレーションにより行った。遷移領域で反射するイオンによって、電子と反射イオンまたは電子と入射イオンに相対速度が生じ、不安定性が生じる。イオンと電子の質量比を高くした場合、変形2流体不安定性により斜め伝搬の電磁ホイッスラー波が励起する。この斜め伝搬ホイッスラー波は衝撃波法線方向に電子スケールの波長を持ち、接線方向にはイオンスケールの波長を持っており、電子とイオンのスケール間結合を仲介する役割を示唆している。

(2) パルサー風における電磁エネルギー散逸の研究

 パルサー風は強磁場の中性子星からの星風であり、非常に強い磁場を伴うと考えられているが、観測から終端衝撃波における磁気エネルギーは粒子の運動エネルギーに対して非常に小さい値に制限されている。この問題 (シグマ問題) を解決するにあたって、本研究では新規に相対論的2流体シミュレーションコードを開発し数値シミュレーションを行った。パルサー風には太陽風で見られるような周期的な電流層構造が予測されるが、これが終端衝撃波と相互作用した時に磁気エネルギーが散逸される可能性が指摘されている。これまでは磁気リコネクションによる散逸が注目されてきたが、現実的なパラメータを用いた計算では無かった。実際には多くの場合で上流の周期的電流層構造の周波数がプラズマ周波数より高くなり、従って衝撃波との相互作用によって下流では電磁流体的な構造では無く大振幅の電磁波に変換されることが分かった。励起された大振幅の電磁波は不安定性により音波を励起し、急峻化で最終的には熱化する。即ち、この過程を経ることで電磁エネルギーを粒子エネルギーに非常に効率的に変換できることが分かった。これはシグマ問題の有力な解決策であると考えられる。

(3) スーパー磁気嵐の3次元MHDシミュレーション

 太陽風と惑星間磁場(IMF)が大規模磁気嵐を引き起こすような極端な条件下での太陽風地球磁気圏相互作用の3次元グローバルMHDシミュレーションを実施し、南北方向IMFに対してそれぞれ定常状態を得ることに成功した。衝撃波面や磁気圏境界、磁気リコネクションの位置が地球に非常に近くなっていること、渦の発生や磁気リコネクションの様子が複雑で激しいものとなっていることが分かった。またこれらの極端な条件でのシミュレーション結果は、中間値のシミュレーション及び従来の平均的なパラメータのシミュレーション結果との比較からその特徴が明らかになった。南向きIMFの場合、衝撃波はx=4.5Re、磁気圏境界は3.0Re、近地球磁気中性線は-2.5Reに形成され、磁気圏境界に大規模な渦列が形成されると共にプラズマシートにフィラメント状の乱流構造が出現した。