Caption: Magnetic field on the solar surface and the initial brightening of largest solar flare (GOES class X9.3) in the solar cycle 24 in NOAA Active Region (AR) 12673 on Sep. 6, 2017. They were observed by HMI and AIA onboard the NASA’s Solar Dynamics Observatory (SDO) satellite. A: Magnetic field on the solar surface before the onset of the large flare at 11:45 UT on the day. White and black indicates the intensity of magnetic field along the line of sight out of and toward the plane. B: The zoom-in view of vertical magnetic field in AR 12673. A white circle indicates the location where a large flare was predicted by this study. Black contour shows the magnetic polarity inversion (PIL). C: Bright flare ribbon observed by SDO/AIA1600Å at 11:52 UT. B and C are reformatted based on Fig.3 of this research paper by Kusano et al. (2020) published in Science.

【解説記事】http://www.pstep.jp/wp-content/uploads/2020/07/ISEE_WEB_J_20200726a.pdf
【論文情報】
  雑誌名：Science（Vol. 369, Issue 6503, Pages 587-591, 2020年7月31日）
  論文タイトル：A physics-based method that can predict imminent large solar flares（差し迫った巨大太陽フレアの予測を可能とする物理学的方法）
  著者：草野完也（名古屋大学宇宙地球環境研究所 所長・教授）
　 　　伊集朝哉（国立天文台太陽観測科学プロジェクト 特任専門員）
　　 　伴場由美（名古屋大学高等研究院・宇宙地球環境研究所 特任助教）
　　　 井上 諭 （名古屋大学宇宙地球環境研究所 協力研究員）
  DOI: 10.1126/science.aaz2511
https://science.sciencemag.org/content/369/6503/587

第24太陽周期最大の太陽フレア（X9.3クラス）が発生した2017年9月6日の太陽面磁場とフレア予測点及びフレアの初期発光画像。
A: 同日11:45（世界標準時）の太陽面磁場、白と黒は紙面外向きと内向きの磁場強度をそれぞれ表す。B: 最大フレアが発生した活動領域（AR）12673の太陽面磁場の拡大図と本研究で理論的導かれた太陽フレアの予測点。黒線は磁気中性線（太陽面磁場の極性が反転する境界線）。C: 同日11:52（世界標準時）に発生した巨大太陽フレアの初期発光をSDO衛星AIA1600Åで観測した画像。緑線は磁気中性線。比較のため地球の大きさを示している。B及びCは本研究の発表論文（Kusano et al. 2020 Science）Fig.3をもとに作成。

・SSEセミナーの位置づけと目的
　宇宙、太陽、地球などの科学研究のトピックを幅広く取り上げ、関連する研究者や学生が分野を超えて気軽に情報交換することを目的とし、そのための場と位置づけます。

・セミナーの対象
　本セミナーに関連する分野の研究者、大学院生、大学生。

・実施形態
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・セミナー参加の方法
　SSEランチセミナー事前登録ポイントで必要な情報をご登録ください。登録後、ミーティング参加のための情報がメールで送付されます。

・セミナーの予定（スケジュール、スピーカー、タイトルなど）
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・運営
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・その他
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2016年4月より年4回発行してまいりましたPSTEP Newsletterも本号をもって最終となります。これまで4年間、ご愛読いただきありがとうございました。

Using the X-ray images taken with the Yohkoh satellite launched in 1991 and operated until 2001, the US Yohkoh team produced an impressive poster showing the variations of the solar corona seen in X-rays (a). The corresponding maps of the magnetic field distribution was produced by the US National Solar Observatory (NSO) using data from the magnetograph at Kitt Peak, Arizona (b). The Solar-Terrestrial Environment Laboratory (STEL, the predecessor of ISEE), Nagoya University, created velocity distribution maps of the solar wind (c).

(a) X-rays

(b) Magnetic field

(c) Solar wind

For the period of 2009-2019 (the 24th Solar Cycle), including the five years of PSTEP, we have produced a new poster with the same design. The X-ray data are from Hinode instead of Yohkoh, and the solar wind data are from the Institute for Space-Earth Environmental Research (ISEE), Nagoya University, as before. The magnetic field and white light data are from National Astronomical Observatory of Japan, at Mitaka, Tokyo. The radio images are by the Nobeyama RadioHeliograph, Nobeyama Solar Radio Observatory of the National Astronomical Observatory of Japan (currently operated by an international consortium led by Nagoya University), and the Hα images are from Hida Observatory, Kyoto University. Please note that all data are made in Japan, including those from international joint projects led by Japan such as Hinode.

Solar Cycle 2009-2019 POSTER Downroad here

Details on data sources

Takashi Sakurai (NAOJ), PSTEP A04 Team

1991年に打ち上げられ2001年まで運用された「ようこう」衛星のX線画像により、コロナの発するX線強度の変動を示す印象的なポスターが米国のようこうチームによって作られました（a）。対応する磁場分布の図は米国国立太陽天文台（NSO）が、アリゾナ州キットピークにある磁場観測装置のデータを使って製作しました（b）。名古屋大学太陽地球環境研究所（当時）は、太陽風の速度分布図を製作しました（c）。

(a) X線

(b)磁場

(c)太陽風

PSTEPの5年間を含む2009～2019年（第24活動サイクル）について今回、同じデザインでポスターを製作しました。X線データは「ようこう」に替わって「ひので」から、太陽風データは以前と同じく名古屋大学宇宙地球環境研究所によるものです。磁場と白色光のデータは国立天文台（三鷹）、電波画像は国立天文台野辺山太陽電波観測所の電波ヘリオグラフ（現在は名古屋大学を中心とする国際コンソーシアムが運用）、Hα画像は京都大学飛騨天文台のものです。「ひので」のように日本が中心となった国際協力プロジェクトも含め、すべて日本製のデータでできていることにご注目下さい。

太陽周期活動2009-1019 ポスター　ダウンロードはこちら

使用データの詳細

A04班　桜井隆（国立天文台）

 Explosive phenomena in the solar corona such as solar flares and coronal mass ejections are considered to be processes to liberate free magnetic energy in the corona. In order to clarify and predict these phenomena, information on the three-dimensional distribution of the magnetic field in the corona is required. High-accuracy and high-resolution data of the magnetic field, however, cannot be directly measured except for the vector magnetic field on the photosphere. Thus, various methods for coronal magnetic field reconstruction from the photospheric magnetic field have be investigated.

 Since the plasma pressure is much lower than the magnetic pressure in the corona, we expect that the coronal magnetic field can be approximated by a force-free magnetic field where the Lorentz force is zero. Accordingly, attention has been focused mainly on the development of numerical extrapolation techniques of the force-free field. The photospheric magnetic field, however, is not force-free in general because the effect of the plasma pressure is not negligible compared to that of the magnetic pressure at the photosphere. In addition, the chromospheric magnetic field is affected by gravity too. In this study, we proposed a novel magnetohydrodynamic relaxation method which extrapolates the non-force-free magnetic field in the solar atmosphere including the corona and chromosphere from the photospheric magnetic field. The present method reconstruct a magnetohydrostatic equilibrium magnetic field without using the photospheric density and pressure data which is difficult to measure accurately in particular. A robust numerical solver for the method was developed at the same time.

Let us show the results of preliminary numerical experiments. At the bottom boundary of the model, a force-free magnetic field was imposed in the central region, while the magnetic field in other regions was set to zero. Thus, the central and peripheral regions correspond to active and quiet regions, respectively. The Lorentz force is not zero at interfaces between the active and quiet regions because the magnetic field is discontinuous at the interfaces. The three-dimensional magnetic field was reconstructed using the proposed method as a force-free or non-force-free magnetic field model under this condition. In the force-free field model, artificial lateral expansion of the magnetic field was observed (Figure 1). On the other hand, in the non-force-free field model, the height of the magnetic loop changed depending on the scale height H and thickness Z of the chromosphere (Figures 2 and 3).

Note, by the way, that the numerical experiments are simple but numerically troublesome since the magnetic field at the bottom is discontinuous. We also expect that our numerical solver can be alternative to existing solvers for extrapolating the force-free field.

 Miyoshi, T., Kusano, K., and Inoue, S. (2020), A magnetohydrodynamic relaxation method for non-force-free magnetic field in magnetohydrostatic equilibrium, The Astrophysical Journal Supplement Series, 247:6

DOI: 10.3847/1538-4365/ab64f2
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab64f2

 
Figure 1:Distribution of the magnetic field for the force-free model. The lines represent the magnetic field lines. The color indicates the out-of-plane magnetic field.

Figure 2:Same as Figure 1, but for the non-force-free model, H≈ 3 > Z ≈ 1.

Figure 3:Same as Figure 1, but for the non-force-free model, H≈ 3 < Z ≈ 4.

太陽フレアやコロナ質量放出など太陽コロナにおける爆発現象はコロナ中の磁気エネルギー解放過程と考えられています。したがって、これらの現象の理解と予測にはコロナ磁場の3次元分布の情報が必要不可欠となります。ただし、コロナ磁場の高精度かつ高解像度な直接観測は非常に困難です。そこで高精度・高解像度測定が可能な光球面磁場を用いてコロナ磁場を再構成する手法が検討されてきました。

コロナではプラズマの圧力に比べ磁場の圧力が支配的であり、ローレンツ力がゼロになるフォースフリー磁場近似がよく成り立つと期待されます。そのため、光球面磁場からフォースフリー磁場を外挿する数値手法が特に研究開発されてきました。しかし、光球面ではプラズマの圧力と磁場の圧力が同程度であるため、コロナ磁場につながる光球面磁場は一般にフォースフリー磁場ではありません。また光球面とコロナの間の彩層では重力の効果も無視できません。そこで我々は光球面磁場からコロナと彩層を含む太陽大気における非フォースフリー磁場を外挿する磁気流体力学緩和法を新たに提案しました。特にこの手法では、高精度測定の難しい光球面の密度や圧力のデータを用いず、境界に与えられた磁場データのみから磁気静水圧平衡磁場を再構成します。合わせて、安定に数値計算可能な数値解法も開発しました。

 ここでは予備的な数値実験の結果を示します。下部境界の中央部にフォースフリー磁場を与え、周辺部では磁場をゼロとします。つまり、中央部が活動領域、周辺部が静穏領域に相当します。下部境界のほとんどの領域でローレンツ力はゼロですが、活動領域と静穏領域の境界で磁場が不連続に変化しローレンツ力が生じます。この条件のもと、今回提案した手法によってフォースフリー磁場、および磁気静水圧平衡非フォースフリー磁場を再構成しました。フォースフリー磁場モデルでは、下部境界の力の不均衡に起因して磁気ループが不自然に膨張しました（図1）。一方、非フォースフリー磁場モデルでは、彩層のスケールハイト H（温度が1⁄eになる高さ）と厚さZ（コロナ底部までの高さ）に依存して磁気ループの高さが変化しました（図2、3）。

ちなみに、ここでの数値実験は非常に簡単なモデルですが、下部境界の磁場を不連続に与えているため、数値計算的には非常に難しい問題です。我々が開発した数値解法は非常に安定であり、既存のフォースフリー磁場を外挿する数値手法の代替となり得ることも期待できます。

 Miyoshi, T., Kusano, K., and Inoue, S. (2020), A magnetohydrodynamic relaxation method for non-force-free magnetic field in magnetohydrostatic equilibrium, The Astrophysical Journal Supplement Series, 247:6

DOI: 10.3847/1538-4365/ab64f2
https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ab64f2

 
図1：フォースフリー磁場モデル。線は面内の磁力線、カラーマップは面外の磁場強度を示す。

図2：磁気静水圧平衡非フォースフリー磁場モデル、H ≈ 3 > Z ≈ 1 。線およびカラーマップは図1と同じ。

図3：磁気静水圧平衡非フォースフリー磁場モデル、H ≈ 3 < Z ≈ 4 。線およびカラーマップは図1と同じ。

LINK: 2020 George Ellery Hale Prize Winner – Kazunari Shibata (AAS/SPD)
URL: https://spd.aas.org/node/71

〇2020 George Ellery Hale Prize Winner – Kazunari Shibata(AAS/SPDのWebページ; 英語)
URL: https://spd.aas.org/node/71