フレア・ cme のトリガー機構と エネルギー解放過程
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フレア・ CME のトリガー機構と エネルギー解放過程. 京大花山天文台 D1 西田 圭佑. トリガー機構. フレア・ CME 等のトリガー機構としてはさまざまな model が存在する Two step reconnection model (Wang & Shi 1993) Emerging flux model (Chen & Shibata 2000) Canceling flux model (Linker et al. 2003) Breakout model (Antiochos 1999) - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
フレア・ CME のトリガー機構と
エネルギー解放過程 京大花山天文台 D1
西田 圭佑
トリガー機構• フレア・ CME 等のトリガー機構としてはさまざまな m
odel が存在する• Two step reconnection model (Wang & Shi 1993)
– Emerging flux model (Chen & Shibata 2000)– Canceling flux model (Linker et al. 2003)– Breakout model (Antiochos 1999)– Tether cutting model (Moore et al. 2001)– Helicity inversion model (Kusano 2005)
• Converging flux model (Forbes & Isenberg 1991)• Kink instability model (Fan & Gibson 2003)• Sheared arcade model (Choe & Lee 1992)• Notoya model?
Emerging flux model
• Chen & Shibata (2000)• Emerging flux のため非平
衡となる
Canceling flux model
• Linker et al. (2003)
• Converging flow により、光球で flux cancellation がおこる
• X-ray bright point の 2/3 が canceling fluxによる
Breakout model
• Antiochos et al. (1999)• 太陽から離れた場所でのコロナ磁場のリコネク
ションがきっかけ
Tether cutting model
• Moore et al. (2001)• シアしてねじれた、
シグモイド状のバイポール磁場が繋ぎ替わることで始まる
• 外側のアーケードの磁場もリコネクションすることにより、フィラメントが飛んでいく
Helicity inversion model
• Kusano (2005)
Converging flux model
• Van Tend & Kuperus (1978)
• Forbes & Isenberg (1991)
• 光球の運動により、光球内でリコネクション
Kink instability model
• Fan & Gibson (2003)
• Kink 不安定性
Sheared arcade model
• Choe & Lee (1992)• 光球のシア運動でねじ
れた磁場が形成される
目的• これらのトリガー機構のうち、有効なも
のを見つける ( 理論と観測の両面から )
• 実際の観測データに基づいた 3 次元モデリングを行う
Shiota et al. (2005)
トリガー機構の決定• Instability のモデルでは、観測的に「いつ」起こ
るかを予想するのは難しい• 一方、 two-step reconnection model は、最初の
リコネクションを起こすきっかけが見つかればよい
• 以下のモデルを中心的に調べる– Emerging flux (Chen & Shibata 2000)– Canceling flux (Linker et al. 2003)– Tether cutting model (Moore et al. 2001)
• シミュレーションはほとんど行われていない
モデリング• 観測によると、ねじれた磁場の浮上が多くのフレ
アの原因である (Tanaka 1993, Kurokawa 1987, Ishii et al. 1998)
• 光球の視線方向の磁場を元にポテンシャル磁場を計算する
• 今のところは、観測 (Solar-B 、 SMART 他 ) に基づいて境界条件を変化させることにより平衡状態を作る– Non-linear な force free field– Magneto-Hydrostatic (gas pressure + gravity)
• 将来的には、光球面下とあわせた、 self-consistentなモデル– Twisted Emerging flux の計算をすれば自然にでてくる
当面の予定• 現在の 2 次元のモデル [1] [2]
を 3 次元に拡張する ( つまりこれやこれやこれを再現したい )
• Chen & Shibata を 3 次元に拡張した安定な初期条件を作る
• Slow shock, fast shock, down flow の振る舞いを調べる
• Flux rope の安定性?• Emerging flux model のとき
は、境界条件をどうするか?– 途中まで 2.5 次元、途中から 3
次元?• 上原 - 清水コード (CIP-MOC
CT 法 )
x
y
z
計算規模の見積もり• フレアのサイズ : 2×109cm• z( 高さ ) 方向は plasmoid ejection まで見たい• y( 奥行き ) 方向は down flow の構造 (2×108cm) が見える
程度でよい• 計算領域のサイズ : x, y: 4×109cm 、 z: 1010cm• Δx=2×106cm (non-uniform), Δy=107cm, Δz=2×107cm
→ 800×400×500 grid• タイムスケール : 3×103sec• Δt 0.5 × L / sqrt(Cs≦ 2+VA
2) ~ 0.02sec → 150000 step• 約 390 ノード・時間• すべてを一度に見ようと欲張らずに、 y または z 方向
どちらかを粗くすれば 1/3 程度→約 130 ノード・時間
宇宙天気予報• 京大グループでの役割分担
– 浮上磁場、エネルギー蓄積 ( 清水 )– フレア・ CME のトリガー、エネルギー解放
( 西田 )– 太陽風、惑星間空間の伝播 ( 松本 )
• 最終的にはこれらを統合して計算する• 下層での計算結果を、上層の初期条件・境
界条件として計算する• 同時にすべてをとく必要はない