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MHD 的天体物理ワークショプ 2008.9.1 三鷹. 有限振幅拡散擾乱より発展する 磁気リコネクションの 3 次元シミュレーション. 横山 央明 (東京大学地球惑星) 磯部 洋明 (京都大学宇宙ユニット). 太陽コロナ. プラズマ β 0.01-0.1 Alfven 時間 1-100 sec 拡散時間 1 Myr 磁気 Reynolds 数 10 13. 温度 2MK 密度 10 9 cm -3 磁場 数 -100G ループ長 10 4 - 10 5 km. 太陽フレア. 電波. H a. 紫外線. 軟 X 線. - PowerPoint PPT Presentation
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1
有限振幅拡散擾乱より発展する磁気リコネクションの3 次元シミュレーション
横山 央明 (東京大学地球惑星) 磯部 洋明(京都大学宇宙ユニット)
MHD 的天体物理ワークショプ2008.9.1 三鷹
2
温度 2MK
密度 109cm-3
磁場 数 -100G
ループ長 104 - 105 km
プラズマ β 0.01-0.1
Alfven 時間 1-100 sec
拡散時間 1 Myr
磁気 Reynolds 数 1013
太陽コロナ
3
電波H紫外線
軟 X 線硬 X 線 線
Kane (1974)
太陽フレアTflare=10 - 100 MK
(1 - 10) x 1010 cm-3
時間スケール 60-105 sec
エネルギー 1029 - 1032 erg
4
Tsuneta et al. (1992)
5
Joule 散逸からリコネクションへ
1
24
2
462
diff s/cm10km10yr103/
LL
• 「太陽大気中に蓄えられた磁気エネルギーを、観測された時間スケール(数分から数時間)で解放される物理機構はなにか?」
6
定常リコネクション理論モデルSweet-Parker モデル
Petschek モデル
day100A2/1
mdiffASP R
s20ln AmPet R
2/1m
RM A
mln/1 RM A
7
磁気リコネクションモデルの観測的証拠• Carmichael (1964); Sturrock (1966); • Hirayama (1974); Kopp & Pneuman (1976)
( Tsuneta et al. 1992 )
( Masuda et al. 1994 )
( Ohyama&Shibata 1996 )
(Yokoyama et al. 2000)
8
定常リコネクション理論モデルSweet-Parker モデル
Petschek モデル
day100A2/1
mdiffASP R
s20ln AmPet R
2/1m
RM A
mln/1 RM A
9
空間スケールのギャッププラズマミクロ過程による抵抗
が効く空間スケール
= i1 m; 電流シートの厚みi; イオン Larmor 半径
フレアの空間スケール– 104 –105 km
107 から 108 ものギャップ!– 安定に(層流で)つながって
いるとは考えがたい
(c.f. Tajima Shibata 1997)
10
フラクタル電流シート
~1-10 m
~104 km
>1 km
「大域的電流シート」Tajima & Shibata (1997)
実現可能性?
11
8.0mA
RM
5.0mA
RM
LV
R Am
least-squares fitting
S-P type dependence
太陽フレアのリコネクションは、 Petschek か? Sweet-Parker か? (Nagashima & Yokoyama 2006, ApJ)
upper limit of Petschek model
12
Tanuma et al. (2001)•2D シミュレーションで、磁気アイランドの段階的発生と、その放出にともなうインパルシブなリコネクションを実現
•抵抗は、 Rm=150 + (電流 / 密度)依存
13
降着円盤内の乱流リコネクション?Kudoh & Kaburaki (1996) の相対論抵抗有 MHD モデル
磁気回転不安定による乱流の発展( Sano & Inutsuka 2001)
14
研究の究極目標3 次元磁気乱流リコネクションの物理を調べる。
この研究の目的MHD シミュレーションで抵抗に擾乱を加えた後の電流シートの時間発展をしらべる。着目点は• エネルギー転換効率の単純構造の(層流的な)リコネクションと比較。 • 3 次元構造の時間発展
15
計算モデル
340/Am CR
4.3/ SA CC
すべて周期境界
3 次元抵抗あり MHDプラズマ磁気 Reynolds 数 (一様抵抗)グリッド数 200x256x256 x 方向非一様(最小 0.02 )
128
10
1.0
16
x
y
z
t/(/Cs)<4 において、空間ランダム、時間固定な抵抗を 50 %追加
16
xy 平面 (z=0)
Jz
Vx Vy Vz
Bx By Bzx
y
17
zy 平面、 x=0
z
y
Jz
Vx Vy Vz
Bx By Bz
• 電流密度が高いパッチ構造が多数できる。これらはみなリコネクション磁気中性点。 • 磁気中性点にむかう、 z 方向(電流方向)の流れが誘起され、 3 次元構造の発展に寄与する。 • 電流パッチは互いに合体し、最終的には 1 個または数個の大きな構造まで発展する。 .
18
電流シート内の構造 (zy 平面 , x=0)
Jz
Vx Vy Vz
Bx By Bz
z
y
• 電流密度が高いパッチ構造が多数できる。これらはみなリコネクション磁気中性点。 • 磁気中性点にむかう、 z 方向(電流方向)の流れが誘起され、 3 次元構造の発展に寄与する。 • 電流パッチは互いに合体し、最終的には 1 個または数個の大きな構造まで発展する。 .
19
エネルギースペクトルBx(x=0)
kyLy kzLz
t/s=1, 10, 50, 100, 200
KIK
timetime
• 逆カスケード• べき乗的スペクトルへの発展
20
エネルギー変化について註(いいわけ)
一様抵抗がかかっているので、初期条件は磁気拡散に対して平衡でない。つまり初期擾乱をかけなくても拡散加熱する。しかし、初期擾乱ありの場合では、運動エネルギーに増分が見られる。以後、これを議論する。
典型例 初期擾乱なし(単純拡散)
Eki
Eth, |Emg|
Eki
Eth, |Emg|
t / (/Cs) t / (/Cs)
(700tA)
21
1 波長擾乱( Sweet-Parker リコネクション)との比較典型例 1 波長擾乱
Eki
Eth, |Emg|
Eki
Eth, |Emg|
t / (/Cs) t / (/Cs)
Vx VyVx Vy
22
考察
L
• Sweet Parker 電流シート2/1
2/1
AmA LC
RM
• 「ばらばら」電流シート N 分割
NLL /2/12/1
2/12/1
mA
mA RNCL
RM
スローショック
(e.g. Lazarian & Vishniac 1999)
23
2 次元との比較 2 次元のほうが運動エネルギーへの転換能率がよい。3 次元 2 次元
Eki
Eth, |Emg|
Eki
Eth, |Emg|
t / (/Cs) t / (/Cs)
Vx VyJz Vx Vy
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考察3 次元になると電流シートの分布が奥行きにも切れ切れになる(直感的には奥行き方向が揃うべき理由はない、、、と思う。 ただしガイド磁場がないとき。)○ エネルギー転換効率を下げる効果→流入領域が狭くなる× 上げる効果→カスケードを維持するシア流(渦)の発生源
電流シート
25
磁気拡散に対する依存性( preliminary )
12.0 g 12.0mA 01.0 Rg
time
Eki1.d-3
1.d-21.d-1
成長率 g たとえば太陽 (Rm=1.e10) では
-4A 103g
26
まとめ3 次元 MHD シミュレーションで、初期ランダム擾乱を与
えた電流シートの時間発展を調べた。
• 初期には電流平行方向( z 方向)には、高波数のモードが初期擾乱を種として成長する。やがて xy 面内に流れの構造が誘起され、 3 次元構造が成長する。
• 運動エネルギーへの転換の成長率は、単純な構造( 1波長)のリコネクションよりよい。
• 運動エネルギーへの転換の成長率は、 2 次元のほうがよい。電流シートの( 3 次元方向での)離散的構造が起因。
• (予備段階結果)成長率の Rm 依存性は弱い (0.1 乗程度)
27
縦磁場ありのケース Bperp=0.1B0
28
縦磁場ありのケース Bperp=0.1B0
29
X 線放射と彩層蒸発
30
ムービー2ムービー1
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