Strong solar flares, which sometimes cause geomagnetic storms and aurorae, are known to emanate from complex-shaped sunspot regions. However, because the solar interior is inaccessible with optical observations, it has been unclear how subsurface magnetic flux emerges to the surface and produces such flare-productive sunspots. Although a multitude of numerical simulations that mimic the flux emergence from the interior have been conducted, most of them are highly idealized models in which the flux is arbitrarily endowed with complexity or forcibly injected into the computational domain. In this study, by utilizing state-of-the-art numerical code R2D2, we succeeded in the first-ever modeling of the convection-driven flux emergence and the resultant spontaneous generation of flare-productive sunspots.

One of the characteristics of R2D2 is that it can simultaneously solve a wide spectrum of thermal convection from the granular cells of 1000 km in size and 10 minutes in lifetime that reside in the solar surface to the 100,000 km-sized, one-month-life cells in the deep convection zone in a single computational domain. Here we study the process that a magnetic flux placed in the solar interior is elevated by this realistic thermal convection. As a result, large-scale convective upflows raise the flux to the surface at two sections and strongly-packed sunspots called the “delta-spots” are eventually generated (Figures 1 and 2). Delta-spots may produce great flares of X10 class or higher. The present simulation suggests that the generation of delta-spots, and therefore the resultant flare eruptions, are a stochastically determined process that depends on the interaction between magnetic flux and background turbulent convection within the solar interior.

Figure 1: Generation of flare-productive sunspots. From left to right, the emergent intensity, magnetic field strength (white and black indicate positive and negative polarities, respectively), and field strength on the vertical cross-section at the times of 32 hours and 42 hours. The positive and negative sunspots collide against each other and create “delta-spots”, in which umbrae of both polarities are surrounded by a common penumbra.

Figure 2: Strongly twisted magnetic field lines are created in the atmosphere above the delta-spots. This structure is called a magnetic flux rope, which is ejected into the interplanetary space once a flare eruption occurs.

S. Toriumi and H. Hotta, “Spontaneous Generation of δ-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence”, The Astrophysical Journal Letters, 886, L1, 2019
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab55e7
Also refer to PSTEP Science Nugget No.19 for the R2D2 code and Science Nugget No.4 for the delta-sunspots.

磁気嵐やオーロラの原因となりうる強力な太陽フレアは、複雑な形状の太陽黒点に発生しやすいことが知られています。しかし、太陽内部を光学的に観測することは不可能なため、太陽内部からどのように磁束が出現してこれらのフレア黒点が作られるのかは解明されていませんでした。これを解決する手段として、太陽内部から磁束を浮上させ黒点を形成させる数値シミュレーションが数多く試みられてきました。しかし、それらは磁束に人工的な複雑性を与える、もしくは磁束を計算ボックスの中へ強制的に押し込むといった、現実の太陽とは大きく異なるモデルでした。本研究では、堀田らが開発した最新の数値計算コードR2D2を用いることで、これらの仮定を使わず、太陽内部の磁束が熱対流に押し上げられフレア黒点が自発的に形成する様子を、世界で初めて再現することに成功しました。

R2D2の特徴は、太陽表面に見られる大きさ約1000 km・寿命約10分の粒状斑対流と、対流層深部に存在する大きさ10万km・寿命1か月程度の大規模対流という、スケールの極端に異なる熱対流を一つの計算ボックスのなかで同時に解くことができる点にあります。本研究では、このようなリアリスティックな熱対流を生じさせた計算ボックスの内部に磁束を置き、対流が磁束を押し上げる様子を調べました。その結果、大規模な上昇流が磁束を2か所で浮上させることで、太陽表面では出現した黒点同士が互いに強く押し合い、「デルタ型」と呼ばれる複雑な形状の黒点が形成されました（図1, 2）。過去のデルタ型黒点は、X10クラス以上という強力な太陽フレアを生じたこともあります。今回のシミュレーションの結果は、フレア黒点の形成、ひいては太陽フレアの発生は、太陽内部における磁束と乱対流との相互作用によって決定される、確率的なプロセスであることを示唆しています。

図1：フレア黒点が形成される様子。計算開始32時間後と42時間後における（左）可視光強度、（中）磁場強度（白：正極、黒：負極）、（右）計算ボックスの垂直断面における磁場強度、を表す。正極と負極の黒点が互いに衝突することで、正・負極暗部が一つの半暗部に囲まれた「デルタ型」の黒点が形成される。

図2：デルタ黒点の上空には強くねじれた磁力線が形成されている。これはフラックスロープと呼ばれ、太陽フレアが発生すると宇宙空間へ放出される。

参考文献
S. Toriumi and H. Hotta, “Spontaneous Generation of δ-sunspots in Convective Magnetohydrodynamic Simulation of Magnetic Flux Emergence”, The Astrophysical Journal Letters, 886, L1, 2019
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab55e7
R2D2コードについては PSTEP Science Nugget No.19 を、デルタ型黒点については Science Nugget No.4 をあわせてお読みください。

Plasma bubbles are ionospheric disturbances that occur in the magnetic low latitude region. They are generated at the magnetic equator after sunset by a plasma instability called Rayleigh-Taylor Instability, with which regions of low plasma density like a “bubble” develop along the earth’s magnetic field lines and rises to higher altitudes. At the same time, they expand poleward. At the boundaries of plasma bubbles, the ionospheric plasma density suddenly changes. Inside the plasma bubble, plasma irregularities with different scale sizes are generated by secondary plasma instabilities. Sudden change of plasma density in space makes differential correction of GNSS (Global Navigation Satellite System) difficult. Plasma irregularities makes amplitudes of radio waves in frequency bands from VHF to L-band fluctuate and makes reception of satellite radio signals difficult. This is called “amplitude scintillation”. Thus, it is an important task to monitor the plasma bubble occurrence, trace them, and predict their generation, because they cause difficulty in various radio applications.

Trans-equatorial propagation (TEP) of radio waves in HF to VHF bands between a pair of a transmitter and receiver located at each side of the magnetic equator has been used to observe generation and propagation of plasma bubbles. In TEP observations, arrival angles of radio waves transmitted from one side of the magnetic equator are measured by the receiver. Since plasma bubbles are structures narrow in the zonal direction and elongated in the meridional direction, they work like a reflector. Therefore, TEP radio waves often arrive at the receiver in directions away from the great-circle direction of the transmitter. As plasma bubbles move (normally eastward), the arrival angles also change gradually. National Institute of Information and Communications Technology installed an HF direction finder (HF-DF) at Oarai (36.3ºN, 140.6ºE), Japan and has observed arrival angles of radio waves transmitted from Shepparton (36.2ºN, 145.3ºE), Australia by Radio Australia to monitor the plasma bubble occurrence and its propagation speed [1]. Observation of TEP of broadcast radio waves is suitable for wide-area monitoring of plasma bubbles, because one single receiver can monitor a wide-area. It is also an advantage of using broadcast waves that no dedicated transmitter is necessary.

However, actual propagation paths cannot be determined by arrival angle measurements only. Therefore, plasma bubble location and velocity were estimated by assuming a single side reflection by a plasma bubble as a plane reflector, and the estimated location and velocity would have significant errors. Indeed, Tsunoda et al. [2, 3] showed that estimated drift velocities were sometimes unrealistically fast. They suggested that radio waves may propagate by gradually changing propagation directions by repeating reflections between the ground and inclined ionosphere, not by a single side reflection by the plasma bubble.

Figure 1. Measurements of HF TEP of Radio Australia broadcast waves [4].

In this study, in addition to arrival angles, propagation times of Radio Australia signals transmitted from Shepparton, Australia to Oarai, Japan by a pair of software-defined radio receivers (SDRs). One SDR was located just by the transmitter antenna and the other SDR was co-located with the HF-DF at Oarai. They recorded the Radio Australia signals simultaneously (Figure 1) [1]. The two SDRs were time-synchronized by using GPS clocks whose error is less than 1 microsecond (Figure 2). Observations made in 2011 showed that the measured virtual propagation distance (converted from propagation time by using the speed of light in the vacuum) of Radio Australia signals (9.475 MHz) suddenly increased by 1500 km, when the arrival angle at Orai jumped west by up to 50 degrees. As the arrival angles gradually move to the south, the virtual propagation distances gradually decreased (Figure 3). Furthermore, the measured virtual propagation distances are much shorter than those which would have been with the single side reflection by the plane plasma bubble (by 1000 km). This supports the view of HF TEP with multiple
reflections between the ground and the inclined ionosphere.

Figure 2. An HF receiving system based on an SDR (Universal Software Radio Peripheral: USRP) [4]. Signals from an HF antenna and 1 PPS (pulse-per-second) signals are received simultaneously by a two-channel receiver and recorded by a PC.

Figure 3. HF TEP observation results on 11 April 2011. From top to bottom, the virtual propagation distance virtual propagation distance (converted from the propagation time by using the speed of light in the vacuum) and the azimuth and elevation angles of arrival at Oarai are shown. Without plasma bubbles before 10 UT, azimuth angles of arrival are constant around the great-circle direction, and multiple discrete groups of the propagation distances (presumably corresponding to the different number of hops between the ground and the ionosphere) can be seen. After 10 UT, four groups of azimuth angles of arrival where they change from the west to south, presumably corresponding to plasma bubbles can be seen. Corresponding to them, the propagation distances also show four groups changing from 9500–10000 km down to 8700 km.

Figure 4. HF TEP models with a plasma bubble, a single side reflection where a plasma bubble is considered as a plane reflector, and a multiple-refection model where HF waves propagate with multiple reflections between the ground and the inclined ionosphere [4]. For the single side reflection model (1), the HF propagation distance must be larger than the distance along the earth’s surface (10800 km), but the observed propagation distances are much shorter than this. With the multi-reflection model (2), HF radio waves can arrive at Oarai with shorter propagation distances.

The results of this study suggest that propagation time measurements together with the arrival angle measurements give more information on the paths of TEP and could improve the accuracy of estimation of plasma bubble location and propagation velocity. It should also be noted that the propagation time measurements are realized by low cost SDRs to make multi-location observation with multi-transmitting stations easier.

The radio propagation subgroup of the PSTEP Group A01 is developing an HF radio propagation simulator by using a ray-racing method. It is expected to be able to simulate HF TEP to verify the hypothesis that HF radio waves propagate with multiple reflections between the ground and the inclined ionosphere, when plasma bubbles exist. The goal is to estimate the location and propagation velocity of plasma bubbles more accurately, by searching a best propagation paths for the measured HF TEP arrival angle and propagation time by the HF propagation simulation. It is also important to validate the results of the HF propagation simulator. Measurements of propagation times of HF broadcast waves from stations in Japan by SDR-based receivers are being conducted to compare the results with those predicted by the HF propagation simulator. Results of the measurements and validation results will be reported on the next opportunity.

References

[1] Maruyama, T., and Kawamura, M., Equatorial ionospheric disturbance observed through a transequatorial HF propagation experiment. Annales Geophysicae, 24, 1401–1409, 2006.
[2] Tsunoda, R., Maruyama, T., Tsugawa, T., Yokoyama, T., Ishii, M., Nguyen, T. T., Ogawa, T., and Nishioka, M., Off-great-circle paths in transequatorial propagation: 1. Discrete and diffuse types. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 121, 11,157–11,175, https://doi.org/10.1002/2015JA021695, 2016a.
[3] Tsunoda, R., Maruyama, T., Tsugawa, T., Yokoyama, T., Ishii, M., Nguyen, T. T., Ogawa, T., and Nishioka, M., Off-great-circle paths in transequatorial propagation: 2. Nonmagnetic-field-aligned reflections. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 121, 11,176–11,190. https://doi.org/10.1002/2016JA022404, 2016b.

[4] Saito, S., Yamamoto, M., and Maruyama, T., Arrival angle and travel time measurements of HF transequatorial propagation for plasma bubble monitoring, Radio Science, 53. https://doi.org/10.1029/2017RS006518, 2018

プラズマバブルは磁気低緯度域で発生する電離圏擾乱で、日没後の磁気赤道付近の下部電離圏で発生した電離圏電子密度の低い領域が、プラズマ不安定現象により、磁力線に沿った「泡」構造となって上昇するとともに極方向に向かって広がっていき、南北方向に細長く延びたプラズマの「裂け目」が形成される現象です。プラズマバブルの境界では電離圏密度が空間的に急変化するとともに、内部には様々な空間スケールのプラズマ不規則構造が二次的なプラズマ不安定により形成されます。電離圏密度の空間的急変化は、衛星航法のディファレンシャルGNSS補正を困難にします。また、プラズマ不規則構造は、VHF〜Lバンドの衛星通信、衛星航法電波の伝播に影響を与え、地上で受信する信号強度が不規則に変動するシンチレーションと呼ばれる現象を引き起こし、衛星電波の正常な受信を阻害します。このように、プラズマバブルは電波利用に大きな影響を与える現象であって、その発生の監視、追跡、予測が重要な課題となっています。

  プラズマバブルの発生と移動の観測には、磁気赤道を挟んだ南北２地点間のHF〜VHF帯の電波の伝播（赤道横断電波）測定が用いられてきました。赤道横断伝播測定では、磁気赤道を挟んだ一方の側から発射された電波が他方の側でどの方角から到来するかを測定します。通常は大円方向から電波が到来するのですが、プラズマバブルが発生すると、南北に細長い電離圏構造を持つプラズマバブルが反射板のような役割を果たすため、大円方向から大きく離れた方向から到来することがあります。プラズマバブルが東西方向（通常は東向き）に移動するに従い、到来方向も徐々に変化します。情報通信研究機構では、茨城県の大洗(36.3ºN, 140.6ºE)に設置したHF到来角測定装置を用いてオーストラリアのShepparton (36.2ºN, 145.3ºE)から到来するRadio Australiaの電波を連続的に観測し、プラズマバブルに伴う到来角変動を検出し、東西移動速度の推定などを行ってきました（参考文献1）。放送局電波を用いたHF赤道横断電波観測は、専用の電波送信を必要とせず、到来角測定装置１局で広範囲を監視することができるため、プラズマバブルの発生と移動を効率的に監視することができます。

しかし、到来角の測定だけでは実際の伝播経路がわからないため、これまではプラズマバブルを反射板とした1回反射を仮定してその位置と移動速度を推定しており、このため位置と移動速度の推定値には小さくない誤差があるものと思われてきました。実際、推定された移動速度にはプラズマバブルの通常の移動速度範囲を超えた大きな値がしばしば見られ、実際にはプラズマバブルに伴い3次元的に傾いた電離圏と地表面の間で何度も反射を繰り返し、伝播方向を少しずつ変えて到来しているのではないかと考えられるようになりました（参考文献2、3）。

図1. Radio Australia電波の赤道横断伝播観測 [4]。

今回の研究では、大洗のHF到来方向観測装置によりRadio Australiaの電波(オーストラリア南部のSheppartonから送信)の到来方向を測定すると同時に、ソフトウェア受信機(Software-Defined Radio: SDR)を2台用いて、一方をRadio Australia送信所直近に、もう一方を大洗に設置し、同時に同じ信号を受信し、その伝播時間差から伝播時間を測定しました（参考文献4、図1）。2台の受信機はGPS時刻に同期した1秒パルス信号を基準として1マイクロ秒以下の誤差で同期されています（図2）。2011年に行った観測の結果、大洗においてRadio Australia電波(9.475 MHz)の到来方位角が大きく（大円伝播方向から最大50度）西に振れるとともに、測定された伝播時間が真空中の光速を用いた距離換算で最大1500 km近く増加し、到来方向が南に回っていくに従って徐々に伝播距離が短くなるという、到来方向の変動と対応した伝播距離の変動が捉えられました（図3）。さらに、測定された伝播距離は、プラズマバブルを反射板として仮定した場合に比べて1000 km近く短く、参考文献2, 3が予測したような、電離圏と地上の間で反射を繰り返しながら徐々に伝播方向を変えて伝播していることが示唆されました（図4）。

図2. SDR (Universal Software Radio Peripheral: USRP)を用いた受信システム [4]。HFアンテナからの信号とGPS受信機からの1秒パルス信号(1PPS)を同時に受信し、PCに記録する 。

図3. 2011年4月11日のRadio Australia電波の赤道横断伝播観測例 [4]。上から順に、伝播距離（伝播時間から真空中の光速を用いて換算したもの）、大洗での到来方位角、到来仰角。10 時UT以前のプラズマバブル発生前には、到来方位角は大円方向で一定しており、伝播距離には異なるホップ数（電離圏と地表面の間の反射回数）に対応すると考えられるものが分離して見えている。10時UT以降、到来方位角が西から南に変化するグループが4つ捉えられ、対応して伝播時間が9500〜10000 kmに増大してから8700 km程度まで減少する4つのグループが捉えられている。

図4. プラズマバブルを反射板(Reflector)とした伝播モデルと、電離圏と地表面の間で反射を繰り返しながら次第に伝播方向を変化させていく伝播モデル [4]。前者の場合、伝播距離は地表面距離の10900 kmよりも必ず大きくなるはずで、観測値はこれに比べて明らかに小さい。後者は同じ到来方位角に対してより短い経路で到達できる。

この結果から、HF赤道横断伝播の到来角の測定に加え、伝播時間を測定することにより、実際の到来経路をより絞り込み、プラズマバブルの位置と移動速度の推定精度を向上させるために有効であることが示されました。測定システムがSDRを用いることにより安価に構築できることも、複数の送信局を用いた多点観測を容易にする点で重要です。

現在、PSTEP A01班電波伝播サブグループでは、レイトレーシング方を用いたHF伝播電波シミュレータを開発しています。これを用いて、プラズマバブル発生時のHF赤道横断伝播を再現し、電離圏と地表面の間で反射を繰り返しつつ伝播方向を変えながら到来するという仮説をさらに検証するとともに、到来角・伝播時間の測定と組み合わせることにより、プラズマバブルの位置と移動速度を精度よく推定するための技術開発を行っています。また、SDRを用いた伝播時間測定装置による国内HF放送の測定を行い、HF伝播電波シミュレータが推定する値と比較し、シミュレータの結果検証を行う実験も進めています。これらの結果については、また別の機会に報告することとしたいと思います。

参考文献

[1] Maruyama, T., and Kawamura, M., Equatorial ionospheric disturbance observed through a transequatorial HF propagation experiment. Annales Geophysicae, 24, 1401–1409, 2006.
[2] Tsunoda, R., Maruyama, T., Tsugawa, T., Yokoyama, T., Ishii, M., Nguyen, T. T., Ogawa, T., and Nishioka, M., Off-great-circle paths in transequatorial propagation: 1. Discrete and diffuse types. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 121, 11,157–11,175, https://doi.org/10.1002/2015JA021695, 2016a.
[3] Tsunoda, R., Maruyama, T., Tsugawa, T., Yokoyama, T., Ishii, M., Nguyen, T. T., Ogawa, T., and Nishioka, M., Off-great-circle paths in transequatorial propagation: 2. Nonmagnetic-field-aligned reflections. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 121, 11,176–11,190. https://doi.org/10.1002/2016JA022404, 2016b.
[4] Saito, S., Yamamoto, M., and Maruyama, T., Arrival angle and travel time measurements of HF transequatorial propagation for plasma bubble monitoring, Radio Science, 53. https://doi.org/10.1029/2017RS006518, 2018

Coronal mass ejections (CMEs) cause disturbances in the environment of the Earth when they arrive at the Earth. However, the prediction of the arrival of CMEs still remains a challenge. The propagating CMEs in the interplanetary space causes the scattering of radio waves; this phenomenon is called interplanetary scintillation (IPS). The IPS observation using the ground-based radio observations should be a useful tool to detect the CMEs (Figure 1).
We have developed an IPS estimation system based on a global magnetohydrodynamic (MHD) simulation of the inner heliosphere to predict the arrival time of CMEs. In this system, the initial speed of a CME is roughly derived from white-light coronagraph observations. Then, the propagation of the CME is calculated by a global MHD simulation. The IPS response is estimated by the three-dimensional density distribution of the inner heliosphere derived from the MHD simulation. The simulated IPS response is compared with the actual IPS observations made by the Institute for Space-Earth Environmental Research (ISEE), Nagoya University, and shows good agreement with that observed (Figure 2). We demonstrated how the simulation system works using a halo CME event generated by a X9.3 flare observed on September 5, 2017. We find that the CME simulation that best estimates the IPS observation can more accurately predict the time of arrival of the CME at the Earth. These results suggest that the accuracy of the CME arrival time can be improved if our current MHD simulations include IPS data.

Reference
Kazumasa Iwai, Daikou Shiota, Munetoshi Tokumaru, Ken’ichi Fujiki, Mitsue Den, Yûki Kubo, “Development of a coronal mass ejection arrival time forecasting system using interplanetary scintillation observations”
Earth, Planets and Space, 71,39, 2019, https://doi.org/10.1186/s40623-019-1019-5

Figure 1
Schematic image of the IPS observation that detect the propagating CME in the interplanetary space.

Figure 2
(Left) Estimated IPS data derived from the MHD simulation developed in this study. (Right) Observed IPS data using the radio telescope of ISEE, Nagoya university.

　太陽では大小様々な爆発現象が発生し、太陽大気の一部が「コロナ質量放出（CME）」として宇宙空間に向けて放出されます。CMEは地球に到来すると地球周辺環境に擾乱をもたらし、電波通信や人工衛星・航空機の航行、GPS測位など、社会生活に様々な影響を与えることがあります。そのため、CMEの到来を事前に予報することが重要です。
　名古屋大学宇宙地球環境研究所（ISEE）では独自の大型電波望遠鏡を用いた惑星間空間シンチレーション観測（IPS観測）から太陽風やCMEの観測を行っています。IPS観測では、太陽系外の天体を電波観測し、その観測中にCMEが天体と地球との間を横切ると、天体からの電波を散乱することからCMEを検出できます（図1）。本研究では、日本の宇宙天気予報業務を担う情報通信研究機構（NICT）で開発が進められるCMEの予測モデルに、名古屋大学ISEEのIPS観測データを同化させることで、予報精度を高める開発研究を行いました。
　本システムでは、まず可視光のコロナグラフ観測からCMEの初期速度を求め、内部太陽圏のシミュレーション SUSANOO-CMEを用いて伝搬の数値シミュレーションを行います。そこで得られる内部太陽圏の3次元密度分布を元に、地球から各電波天体への視線に沿った電波の散乱を解くことで擬似的なIPSデータが再現されます。この計算を複数のCME初期速度で行い、それぞれから得られる擬似IPSデータの中から、実際にISEEで観測されたIPSデータに最も近い結果を選択し、そのCMEの地球への到来時刻を予報値とします（図2）。2017年9月に発生したCMEに対して本シミュレーションを行った結果、実際のIPS観測に最も近い擬似IPSデータがCMEの地球への到来を最もよく予報できることが示唆されました。この結果は、IPSデータを用いることでCMEの予報精度を向上させることが可能であることを意味します。現在、本システムをNICTの予報業務に実装する作業が進められています。

参考文献
Kazumasa Iwai, Daikou Shiota, Munetoshi Tokumaru, Ken’ichi Fujiki, Mitsue Den, Yûki Kubo, “Development of a coronal mass ejection arrival time forecasting system using interplanetary scintillation observations”
Earth, Planets and Space, 71,39, 2019, https://doi.org/10.1186/s40623-019-1019-5

図1: IPS観測によってCMEの接近を検出する模式図。観測対象である電波天体と地球との間にCME前面に形成される高密度領域が通過すると、天体からの電波が強く散乱されることを図示している。

図2:左：本研究で開発した予報システムによって計算された擬似IPSデータの分布。右：名古屋大学ISEEによって実際に観測されたIPSデータ

Filaments, the dense cooler plasma floating in the solar corona supported by magnetic fields, often erupt and emit a bulk of plasma (Coronal Mass Ejection; CME) into the interplanetary space. Since a CME is a major source to drive a severe geomagnetic storm, it is also important to predict the occurrence of a CME from a space-weather point of view.

It has been empirically known that filaments generally exhibit certain activations before they erupt. First, by analyzing the unprecedented detailed line-of-sight (LOS) velocity (the velocity to/from the Earth) of a filament obtained by the Solar Dynamics Doppler Imager [1], we observed that the standard deviation of the LOS velocities of the small- scale motions in a filament increased prior to its eruption (see the figure 2) [2]. Taking it into account that the filament did not show any global movements, this result could reflect the filament activation prior to eruption.

Second, since it is unclear whether such an increase in the standard deviation of the LOS velocity is common in filament eruptions, we analyzed 12 filaments that vanished in Hα line center images in a manner similar to the one in our previous work; these included two quiescent filaments, four active region filaments, and six intermediate filaments [3]. As a result, we verified that in 9 events, the standard deviation of the LOS velocity increased before the filaments disappeared, whereas the average of the LOS velocity was roughly zero. Moreover, we observed that the leading time of prediction varies from several tens of hours to around one hour, probably depending on the surrounding magnetic fields. We concluded that the standard deviation of the LOS velocities of the small-scale motions in a filament can potentially be used as the precursor of a filament eruption.

Reference:
1. Ichimoto, K., Ishii, T. T., Otsuji, K., Kimura, G., Nakatani, Y., Kaneda, N., Nagata, S., UeNo, S., Hirose, K., Cabezas, D. P., & Morita, S. 2017, Sol. Phys., 292, 63
2. Seki, D., Otsuji, K., Isobe, H., Ishii, T. T., Sakaue, T., Hirose, K. 2017, ApJ, 843, L24
3. Seki, D., Otsuji, K., Isobe, H., Ishii, T. T., Ichimoto, K., Shibata, K. 2019, arXiv:1902.08718, PASJ (in press)

Figure 1: Solar full-disk image observed in Hα line center (left) and the snapshots of the filament observed in four wavelengths and its line-of-sight velocity (LOSV) map (right). We can see that the erupting filament was observed as a dark feature in shorter wavelengths (-0.5 Å and -1.0 Å). Color scale of the LOSV map is equivalent to that of the right panels in Figure 2.

Figure 2: Line-of-sight velocity maps (right) and their histograms (left). Each histogram corresponds to the right image. Each bin represents 2 km/s. It can be seen that the standard deviation of the LOS velocity increased with the lapse of time. Note that the LOS velocity map on each right panel is shown with a scale of lower and upper limits of ± 20 km/s.

太陽大気（コロナ）中には、フィラメントという低温高密な帯状プラズマが磁場により支えられて浮遊しています。このフィラメントはしばしば周囲の磁場の不安定化により噴出し、宇宙空間に大量のプラズマを放出します。このプラズマの塊が地球へ到来した際には、激しい磁気嵐が発生し、大規模停電の恐れもあることから、宇宙天気研究において注目すべき対象の一つとなっています。

このフィラメントは、しばしば噴出の前に「もぞもぞ動く様子」が経験的に知られていました。そのため、その様子を調べることでフィラメント噴出、ひいては磁気嵐の予測につながるかもしれません。しかしながら、予測に応用するために必要となる定量的な研究はこれまでありませんでした。そこで我々は、京都大学飛騨天文台のthe Solar Dynamics Doppler Imager (SDDI)[1]を活用し、世界最高精度のフィラメントの視線方向速度（地球に近づく/遠ざかる速度）を測定することで、視線方向速度分布の標準偏差が噴出に先立って上昇することを明らかにしました（図2参照）[2]。このとき、フィラメントは全体的に動いている様子はなかったため、この標準偏差の上昇が「もぞもぞ動いている様子」を反映しているものと考えられます。

しかし、この現象はフィラメント噴出1例に対して見出された結果であり、フィラメント噴出一般に対して言えるかは、まだ明らかではありませんでした。そこで我々は、12例のフィラメント噴出イベント（静穏領域フィラメント2例、活動領域フィラメント4例、中間フィラメント6例）について、同様の方法で視線方向速度の解析を行いました。その結果、12例中9例において、フィラメントの視線方向速度の平均がおよそ0である一方、標準偏差（＝どれだけ活発に「もぞもぞ」動いているか）が上昇していく様子が確認されました[3]。リーディングタイム（何時間前に予測できるか）はイベントによりまちまちで、長いもので数十時間、短いもので1時間弱という結果になり、周囲の磁場が影響しているものと考えられます。以上より、我々はフィラメントの速度分布の標準偏差が、その噴出予測に利用できる可能性が高いと結論付けました。

参考文献：
1. Ichimoto, K., Ishii, T. T., Otsuji, K., Kimura, G., Nakatani, Y., Kaneda, N., Nagata, S., UeNo, S., Hirose, K., Cabezas, D. P., & Morita, S. 2017, Sol. Phys., 292, 63
2. Seki, D., Otsuji, K., Isobe, H., Ishii, T. T., Sakaue, T., Hirose, K. 2017, ApJ, 843, L24
3. Seki, D., Otsuji, K., Isobe, H., Ishii, T. T., Ichimoto, K., Shibata, K. 2019, arXiv:1902.08718, PASJ (in press)

図1：Hα線（6562.8 Å）で観測した太陽全面像（左）と、四波長で観測したフィラメントの様子およびフィラメントの視線方向速度場のスナップショット（右）。フィラメントが噴出する際、ドップラー効果によりHα線より短い波長（-0.5 Åや-1.0 Å）でフィラメントが暗く観測されている様子がわかる。視線方向速度場の色は図2右列と同じ。

図2：フィラメントの視線方向速度場（右列）とそのヒストグラム（左列）。ヒストグラムのビンは2km/s。時間が経過し噴出が近づくにつれ、視線方向速度場の標準偏差が上昇していく様子がわかる。（注：右列の速度場は±50 km/sまでしか表示していない）

Solar eruptions, such as flares and coronal mass ejections (CMEs) are sometimes disturb space environment around the Earth. Hence to understand onset mechanism(s) of solar eruptions is important not only as a fundamental question in solar physics but also to improve space weather forecast. It is statistically known that the incidence of solar eruption correlates with the X-ray peak flux of the corresponding solar flare. In other words, it has been broadly supposed that a major CME and accompanying geo-magnetic storm occur associated with a large flare such as an X-class flare. However, not only large flares but also small flares, such as a C-class flares, which are able to release only one tenth of energy of X-class flares, relate to flux rope eruption and can have a geo-effective impact. Actually the largest magnetic storm in solar cycle 24 was caused by a fast CME that was related to a small C9.1 flare that occurred on 15 March 2015 in solar active region (AR) NOAA 12297. Why such a huge solar eruption occurred associated with a small C-class flare? In order to answer the question by understanding the onset mechanism of the huge eruption, we precisely investigated the C2.4 that occurred prior to the C9.1 flare of the filament eruption.

Flares and CMEs sometimes occur related to eruption of a filament, which is dense and cool plasma residing in the hot corona. The magnetic field structure in the region where the C9.1 and related filament eruption occurred was complicated: there were several filaments including the one that erupted and caused the CME (henceforth we call it “erupting filament”). We hence carefully investigated the photospheric magnetic field, brightenings observed in the solar atmosphere, and the three-dimensional coronal magnetic field extrapolated from nonlinear force-free field modeling, using data from the Hinode and Solar Dynamics Observatory satellites. We found highly twisted magnetic field structure that is represented by a small filament locally in the region in a foot point of closed magnetic field that sustains the filament. The C2.4 flare occurred in the foot point and destabilized the filament, then the filament erupt approximately in one hour. Moreover, we discovered a tiny precursor brightening, which is approximately 700 km scale on the solar surface, exactly under the small filament, before the C2.4 flare. It is known from various previous studies that such precursor brightening is caused by a magnetic disturbances such as emergence of small magnetic fields from the interior of the Sun or cancellation. Therefore, from our results, it is suggested that the tiny precursor brightening is the proxy of a small-scale magnetic disturbance that triggered the sequential eruption from the small filament to the filament that caused the geomagnetic storm, the so-called St Patrick’s day storm.

Temporal evolution of the filaments and flare ribbons before and after the C2.4 flare onset. (a) Multiple filament structure including the erupting filament F1 and small filament. (b) Flare ribbons of the C2.4 flare. (c) A snapshot of the small filament eruption. The erupting direction is represented by the blue arrow.

Fine structures in the photosphere and chromosphere observed by Hinode. (a) Images of the tiny precursor brightening PB, which is indicated by the white arrow. (b) Photospheric magnetic field in the C2.4 flaring region surrounded by the white rectangle in panel (a). The background white/black indicates positive/negative of the radial components of the magnetic field in the range
± 2000 G. Green lines are magnetic polarity inversion lines and white/black arrows are horizontal components larger than 100 G. The red cross marks the location of the PB seen in panel (a).

Temporal variation of the erupting filament observed by SDO. (a) The erupting filament F1 is marked by the white arrow. The line-cut is over plotted by the white line. (b) Time-slice image of F1. The C2.4 and C9.1 flaring times are indicated by the vertical blue and green lines, respectively. The duration of the tiny precursor brightening (PB) is indicted as between the vertical white dashed lines.

Reference:
Bamba Y., Inoue S., and Hayashi K., “The Role of a Tiny Brightening in a Huge Geo-effective Solar Eruption Leading to the St Patrick’s Day Storm”, The Astrophysical Journal, 874, 73 (11pp), 2019, doi:10.3847/1538-4357/ab06ff

 太陽フレアやコロナ質量放出(CME)は、地球周辺の宇宙環境を擾乱することがあり、これらの発生過程を理解することは、太陽物理学上の基本的課題として重要であるとともに、宇宙天気予報の精度向上のためにも必要不可欠です。過去の観測から経験的に、例えばX クラスと呼ばれるような大規模な太陽フレアが発生すると、CMEが発生し、地球周辺の宇宙環境が擾乱される、と大まかに考えられてきました。しかし、Cクラスフレアと呼ばれる、Xクラスフレアの100分の1のエネルギーしか解放できないような小規模フレアであっても、地球周辺の宇宙環境を大きく擾乱する噴出現象を伴うこともあります。実際、2015年3月17日に発生した、今太陽活動周期最大の磁気嵐、いわゆるSt Patrick’s day stormは、その2日前の3月15日にC9.1クラスという小規模フレアに伴って発生したCME によって引き起こされました。なぜ小規模なCクラスフレアが、大規模な磁気嵐を引き起こしたのでしょうか。この疑問に答えるため、我々は当該C9.1フレアと、さらにその直前に発生したより小規模なC2.4フレアに着目し、それらの発生過程を詳細に研究しました。

  フレアやCMEは、コロナと呼ばれる太陽大気中で、周りよりも温度が低いプラズマが磁場に支えられて浮かんでいる構造である「フィラメント」の噴出に関連して発生することが多くあります。3月15日のC9.1フレアは、フィラメントが複数存在する、非常に複雑な磁場構造を持つ領域で発生し、そのうちの1つのフィラメントが噴出したことでCMEが発生しました。我々は、日本の太陽観測衛星「ひので」および米国のSolar Dynamics Obserbatory (SDO) 衛星のデータ、さらに非線形フォースフリー磁場モデリング(Science Nuggets No.6, No.7参照)を用いて、噴出したフィラメント周辺の磁場構造および太陽大気中で見られた発光現象を詳細に解析しました。その結果、フィラメントを支えている磁場の根元付近に、局所的に非常に強くねじれた磁力線群を発見しました。さらにその領域で、フィラメント噴出発生の約1時間前にC2.4フレアが発生したことが、フィラメントの不安定化を促進し噴出へと導いたことがわかりました。加えて、そのC2.4フレアの発生前には、局所的に強くねじれた磁力線群の真下で、太陽面上で700km程度という極めて小さな発光現象が観測されました。このような発光現象は、太陽内部からの微小な磁束の浮上や、それらの対消滅などといった磁気擾乱によって生じることが、過去の多くの研究で示されています。したがって、我々の解析結果から、局所的に非常に強くねじれた磁力線群の存在する領域に現れた、わずか700km程度という小さな磁気擾乱が、小規模な爆発・噴出現象であるC2.4フレアを引き起こし、さらにその近接領域に根ざしていた、フィラメントを支える磁場を擾乱したことで、大規模なフィラメント噴出を誘発したことを明らかにしました。この大規模なフィラメント噴出に伴うCMEが、今太陽活動周期最大の磁気嵐St Patrick’s day stormを引き起こしたのです。

図 1: C2.4フレア発生前後のフィラメント構造およびフレア発光の時間変化。(a) C9.1フレアで噴出する大フィラメントF1 と、それを支える磁場の根元付近に存在するsmall filament として観測された、局所的に強くねじれた磁力線群。(b) C2.4フレアのフレア発光の様子。(c) small filamentの噴出の様子。噴出方向は青い矢印で示される。

図 2: ひので衛星が観測した、C2.4フレア発生領域の詳細な構造。(a) C2.4フレア発生前にsmall filamentの真下で観測された、微小な前兆発光現象(白い矢印でPBと示される構造)。(b) (a)の白の四角で囲まれた領域の光球面磁場構造。背景の白/黒は視線方向磁場の正極/負極を±2000Gの範囲で表す。緑の線は磁気中性線を、白と黒の矢印は磁場の水平成分 (100G以上のもの) を表す。赤い十字の印は微小発光PBが見られた場所を示す。

図 3: SDO衛星が観測した、噴出する大フィラメントF1の時間変化。(a) 噴出するフィラメント F1(白い矢印で示されている構造)。(b) F1を(a)に示す白線に沿って切り出し、時間方向に並べたもの。横軸が時間、縦方向が(a)の白線に対応する。C2.4, C9.1それぞれのフレア発生時刻を青線、緑線で示した。また、白の破線の間の時刻で、small filamentの真下で微小な前兆発光現象PBが見られた。

＜論文情報＞
Bamba Y., Inoue S., and Hayashi K., “The Role of a Tiny Brightening in a Huge Geo-effective Solar Eruption Leading to the St Patrick’s Day Storm”, The Astrophysical Journal, 874, 73 (11pp), 2019, doi:10.3847/1538-4357/ab06ff