太陽には非常に複雑な構造を持った磁場があり、それが絶えず変化しています。その磁場の変化は、太陽表面の光球から上空の高温の大気コロナ、そして惑星間空間に至る領域で、様々な現象を引き起こす源になっています。さまざまな現象について、数値シミュレーション・観測データの解析の両面から研究を進めています。惑星間空間では、太陽風・コロナ質量放出というプラズマが太陽から放出される現象を引き起こしていて、これらが地球に到達したものは、地球周辺の宇宙空間の電磁環境「宇宙天気」の変動を引き起こします。「宇宙天気」は、人工衛星の障害、地上の送電線網の障害、電波通信障害なを引き起こすため、影響を予測する試みは「宇宙天気予報」として、世界各国で取り組まれています。

また、天体物理の観点からみると、太陽から地球を含む太陽圏の全体像を理解する ことは、太陽の研究を通し、宇宙にある太陽以外の天体を理解することにつながります。

 

3次元太陽風予報モデル（SUSANOO）の開発

太陽の磁場は黒点など複雑な構造をもちますが、一部の磁力線は惑星間空 間につながっていて、 その磁力線にそって、太陽コロナプラズマが流れ出しています。 このプラズマの流れを「太陽風」とよび、太陽風は冥王星よりもはるか外側までの太陽系を包み込んでいて、この太陽風で作られる領域を「太陽圏」と呼びます。地球の磁気圏は、太陽風の変動に影響を受けて擾乱を引き起こすため、 地球周辺の宇宙環境変動尾を予測する「宇宙天気予報」にとって、 太陽風を精度よく予測するモデルの構築は重要な課題です。太陽風の速度はおよそ秒速300㎞から秒速800㎞まで日々変動していて、 その速度の違いを生む過程についてもいまだに決着がつけられていない重要な課題です。 しかし、速度の予測という点では、観測された太陽表面の磁場の分布から求めた太陽コロナの磁場の構造と太陽風の速度の間に相関関係があることが経験的に知られています。

毎日の太陽光球磁場の観測データに基づき、太陽風の変動・伝搬過程を再現する磁気流体モデルを開発することによって、 実際に地球に到達する1週間先の太陽風変動を放射線帯モデルと結合し、放射線帯高エネルギー粒子フラックスの予測を行っています。

 

太陽フレア・コロナ質量放出の発生過程

太陽では、私たちが普段目にしている太陽表面（光球）よりも内部の領域で作られた磁場が表面に浮上し、100万度を超える高温の太陽の外層大気（コロナ）に磁気のエネルギーを蓄積していきます。コロナに蓄積された磁気のエネルギーは、十分に蓄積された状態で、あるとき急激に解放されます。この時加熱されたコロナプラズマから放射されるX線などの光(電磁波）の増光現象を「太陽フレア」とよび、また、運動エネルギーとして解放され、プラズマの塊が太陽から飛び出す現象を「コロナ質量放出」と呼びます。太陽フレア・コロナ質量放出は、 磁気エネルギーを急激に解放する爆発現象のそれぞれ異なった側面であると考えられています。 このような急激なエネルギー解放は、向きの異なる磁力線がつなぎ換わる「磁気リコネクション」という過程によって引き起こされると考えられていますが、「何をきっかけとして磁気リコネクションが始まるのか？」というトリガー問題は決着がついていない重要な問題です。そこで、コロナプラズマの振る舞いを記述する磁気流体方程式をコンピュータで解く数値シミュレーションを用いて、太陽フレア・コロナ質量放出が発生す過程を再現し、そのきっかけとなる構造を明らかにすることに挑んでいます。

 

太陽観測衛星ひのでで捉えた太陽極域磁場の極性反転

太陽の全体の磁性は約11年ごとに極性が反転します。そのうち太陽極域の磁場の極性の反転は、太陽活動が極大となる時期の前後に発生します。太陽観測衛星「ひので」の高性能な望遠鏡を用いて、前回の太陽活動極小期2008年から長期間にわたり観測を継続し、極域磁場の反転が進行する過程を観測しています。得られた磁場のデータ解析から極性反転と、極域磁場の分布の変化の関係を調べることで、太陽表面の磁場構造には、太陽のすべての領域に存在する普遍的な成分と、太陽活動とともに変動する成分の二種類の分布が存在することを初めて示すことに成功しました。極性反転のあと極域磁場が形成されて行く過程は、次の活動周期を予測する上で重要な手がかりとなります。

 

極端宇宙天気研究会を開催