ひのでサイエンスセンター
ワークショップシリーズ

太陽彩層は皆既日食の際にピンク色に輝いて見える、光球とコロナに挟まれた大気層として知られています。最近、「ひので」衛星等の活躍により彩層の描像が一新し、磁気波動やジェット現象などダイナミックな現象が頻繁に起こっている様子が直接見えて来ました。但し、その起源や彩層加熱といった問題は未解決のままです。 一方、彩層大気は温度約1万Kの部分電離気体で粒子間の衝突仮定が卓越しており、下層の対流層-光球からのエネルギーの流入、上層の完全電離のコロナとの磁気相互作用など、物理現象を考える上で地球の電離層との類似性が指摘されております。 そこで研究を進める上で新たな視点を導入すべく、電離圏との合同研究会を開催する次第です。お互いの未解明の現象を理解する上で、双方からの視点が有益と考えます。今回第一回目ということで、太陽の彩層と地球の電離圏でどのような類似性と相違があるかを理解し、お互いのシステムを理解することを目的とした、勉強会に近いものにしたく思います。そこで予めお願いした発表者にはできるだけかみ砕いた説明をしてもらい、両方のシステム的、素過程的接点をさぐるためのキックオフとしたく思います。

• Date: November 24 (Thu), 2011 (10:30AM-6PM)
• Place: Cosmos-Kaikan Meeting Room, NAOJ
  
  
• Program:
  • 10:30-11:10: S. Toriumi (U.Tokyo )
    Title: Active region formation by MHD flux emergence simulation
  • 11:10-11:50: Y. Katsukawa (NAOJ)
    Title: Transient downflows in sunspot penumbrae
    
    
  • 11:50-13:00: Lunch Time
    
    
  • 13:00-14:00: M. Rempel (HAO)
    Title: Fine structure in numerical sunspot models
  • 14:00-14:40: H. Isobe (Kyoto U.)
    Title: Penumbra jets and component reconnection
    
    
  • 14:40-15:00: Coffee Break
    
    
  • 15:00-15:40: K. Ichimoto (Kyoto U.)
    Title: Fine structures of sunspot penumbra
  • 15:40-16:10: K. Takizawa (Kyoto U.)
    Title: Prominent photospheric down flows on magnetic neutral line in βγδ type NOAA9957
  • 16:10-16:40: A. Hillier (Kyoto U.)
    Title: The role of partial ionization in flux emergence
    
    
  • 16:40-16:50: Coffee Break
    
    
  • 16:50-17:20: R. Kitai (Kyoto U.)
    Title: Comments on umbral dots
  • 17:20-18:00: T. Shimizu (ISAS/JAXA)
    Title: Light bridges, emerging flux, and spot formation

天文台客員教授Matthias Rempel氏(HAO)による、「太陽内部構造とダイナモの 物理」、「表面磁場構造の物理」、の2コースの集中講義です。

• Lecture 1 ~ Basics of Solar Interior Physics and Dynamo ~ (Reference: Heliophysics,chap.3, Cambridge Univ. Press.2009)
  • Date/place:
    • 7,Nov. (1) 10:30AM~, (2) 1:30PM~ 場所: 国立天文台(輪講室)
    • 8,Nov. (1) 10:30AM~, (2) 1:30PM~ 場所: 国立天文台(輪講室)
    • 9,Nov. (1) 10:30AM~, (2) 1:30PM~ 場所: 国立天文台(院生セミナー室)
  • Abstract:
    In the first half of this lecture will present a general introduction to dynamo theory, which will be based on a summer school lecture for graduate students. This introduction will cover the basic properties and definition of large scale dynamos and will introduce mean field theory. In the second half I will focus on dynamics of the solar interior and cover solar differential including the cycle variation known as torsional oscillations. After discussing the role of the meridional flow in the angular momentum transport balance I will give an overview of solar dynamo models. Since we do not have an generally accepted dynamo model at this point, I will present the different dynamo scenarios considered to date and discuss the limitations of the various modeling approaches that are in use.

• Lecture 2 ~ Solar Surface Physics ~
  • Date/place:
    • 14,Nov. (1) 10:30AM-, (2) 1:30PM- 場所：天文台（大セミナー室）
    • 15,Nov. (1) 10:30AM-, (2) 1:30PM- 場所：天文台（大セミナー室）
    • 21,Nov. (1) 10:30AM-, (2) 1:30PM- 場所：天文台（コスモス会館会議室）
  • Abstract:
    In this lecture I will first summarize the physics that govern photospheric MHD and briefly discuss the numerical treatment of the resulting equations. After discussing in particular the numerical challenges of sunspot simulations, I will focus on the origin of penumbral fine structure and Evershed flow in simulated sunspots. Toward the end of this lecture I will focus on larger scales up to the scale of active regions. Here I will focus on the subsurface magnetic field and flow structure of sunspots and implications for helioseismic studies. On the scale of active regions I will present most recent flux emergence simulations showing sunspot formation and decay.

講義資料はここからダウンロードできます (パスワード制限あり)

Multiwavelength and high resolution observations with Hinode and SDO have provided fruitful information to understand dynamics of fine structures seen in chromospheres and prominences/filaments. Recent advances of the studies are presented in this workshop, and we discuss research topics to be addressed with the instruments in the near future.

• Date:
  Wed 5 Oct 2011 13:30 - 17:15
  Thu 6 Oct 2011 10:15 - 15:00
• Place : NAOJ/Mitaka Colloquium Room
• LOC: T. J. Okamoto, T. Berger, Y. Katsukawa

**** Day 1 (October 5) ****
• [Session 1 : Prominence]
  • 13:30 - 14:30 : T. Berger
    "The prominence-coronal cavity connection: interpreting observations from Hinode/SOT and SDO/AIA"
  • 14:30 - 15:00 : A. Hillier
    "Simulations of the magnetic Rayleigh-Taylor instability in a quiescent prominence"
  • 15:00 - 15:30 : Y. Katsukawa
    "Diagnostics of filament magnetic fields with He I 10830A"
  
  -- break --
  
  
• [Session 2 : Prominence eruption]
  • 15:45 - 16:15 : A. Sterling
    "Observation of filament eruptions with SDO"
  • 16:15 - 16:45 : S. Imada
    "Imaging Spectroscopic Observation of Filament Eruptions by Hinode/EIS Flare Hunting Study"
  • 16:45 - 17:15 : N. Nishizuka
    "Observation of Fragmenting Prominence Eruption"
  
  **** Day 2 (October 6) ****
  
• [Session 3 : Chromospheric dynamics]
  • 10:15 - 10:45 : T. Shimizu
    "Chromospheric and coronal dynamics associated with formation of a large sunspot in emerging flux region"
  • 10:45 - 11:15 : J. Okamoto
    "Propagating waves along spicules"
  • 11:15 - 11:45 : A. Singh
    "Recent results on Chromospheric Anemone Jets with SOT/Hinode"
    
    -- lunch break --
    
    
  • 13:30 - 14:00 : Y. Kato
    "Propagation of waves through magnetic pumping"
  • 14:00 - 14:30 : H. Isobe
    "Role of partial ionization in chromospheric dynamics"
  • 14:30 - end : S. Tsuneta
    "Chromospheric heating as seen with H-alpha"

約３５億年前に地球に生命が誕生したと考えられているが、その時代の太陽及び地球周辺の宇宙環境を探る。標準太陽モデルによると、生命が誕生したとされる~35億年前、太陽は現在よりも暗かった。そのため、地球は全球凍結の状態にあり生命が誕生する事が難しい状態にあったと考えられている（The Faint Young Sun Paradox）。このような環境にあった地球で生命を誕生させる可能性はいくつか考えられるが、本検討会では、”実は太陽は暗くなかった！”という可能性について検討する。具体的には、３５億年前の太陽は現在より重く明るく、自転速度も速かった可能性について、あらゆる角度から考察する。太陽の明るさを現在の太陽以上にするため、当時の太陽の質量が５％程度大きかったとすると、太陽の質量及び角運動量損失を現在より２〜３桁増やさないと、現在の太陽と矛盾が生じる。そこで、３５億年前の太陽風やCoronal mass ejection等、初期太陽の磁気流体力学的現象を理論的・観測的に検討する事によって、The Faint Young Sun Paradoxの天文学的解決を試みる。

• 日時：2011年9月5日 13時 - 9月6日　17時
• 場所：
  9月5日：国立天文台(三鷹) 講義室 (中央棟[北]ロビー)
  9月6日：国立天文台(三鷹) 講義室 (中央棟[北]ロビー)
• SOC： 今田晋亮(宇宙研), 鈴木建(名大), 宮原ひろ子(宇宙線研), 常田佐久(国立天文台)

The lecture course focuses on applications of radiative transfer and consists of morning lectures and afternoon practical exercises. The aim of the series is to give an understanding of the diagnostics of optically thick lines and to give mastering skills for tools to make non-LTE calculations and analyze the results. The Sun will be used as our prime "laboratory" but the concepts and methods are also applicable to stars. The two first days of morning lectures will be focused on the numerical techniques behind non-LTE modelling while the two last days will be more focused on applications and results.

• 日時: 2011年6月13日(月) - 17日(金)
• 場所: 国立天文台・三鷹 コスモス会館会議室
• 世話人: M. Carlsson (Univ. Oslo), 末松芳法 (国立天文台)
• プログラム:
  
  • Monday June 13
    • 9:30-12:00 Lecture:
      Basic concepts, coronal approximation, optially thick line formation
      Numerical integration, problem with scattering, Feautrier's method
      
    • 13:30-17:00 Practice:
      MULTI non-LTE code. How to set up a working copy. Input/Output files, analysis tools.
  • Tuesday June 14
    • 9:30-12:00 Lecture:
      Accelerated lambda iteration, Scharmer's method, Olson-Auer-Buchler, convergence acceleration, linearization, non-LTE
      3D radiative transfer, long-characteristics, short-characteristics, Opacity Distribution Functions, multi-group-opacities
      
    • 13:30-17:00 Practice:
      Practical exercises.
      line formation in the solar atmosphere:
      Na-D
      Mg-b
      Ca-H
      Hinode continuum filters
      getting input data (building atom files)
      non-LTE effects for abundance determinations in stars
      
  • Wednesday June 15
    • 9:30-12:00 Lecture:
      non-equilibrium ionization
      non-LTE effects for abundance determinations in stars
      
    • 13:30-17:00 Practice:
      Practical exercises (continued)
  • Thursday June 16
    • 9:30-12:00 Lecture:
      Line formation in dynamical media
      3D chromospheric simulations
      
    • 13:30-17:00 Practice:
      3D synthesis column-by-column with MULTI
  • Friday June 17
    • 9:30-12:00 Practice:
      Help with practical exercises for those who want
    • 16:00-17:00
      NAOJ Seminar by Prof. Carlsson

太陽では差動回転や子午面還流の機構が謎で、多くの研究者が関心を持つ 話題になりつつあります。一方、磁場閉じ込め実験室プラズマでは、 自発的トロイダル回転が話題となっています。実験室プラズマと太陽と 何が同じで何が異なるのか、同じ物理はあるのか？核融合科学研究所と 国立天文台との学術連携も意識しつつ、共通の話題となりえる「回転」 をテーマに共通の物理を議論します。誰でも参加可能です。

• 日時: 2011年4月26日（火曜日）13時-18時
• 場所: 核融合科学研究所　研究棟402号室
• 世話人/問い合わせ先: 居田克巳（核融合研）、常田佐久（国立天文台）
• プログラム:
  
  • 13:00-13:10: 居田克巳（核融合研）
    「はじめに」
  • 13:10-14:00: 堀田英之（東京大学）
    「太陽の対流・差動回転・子午面環流、そしてダイナモ」
  • 14:00-14:40: 久保雅仁（国立天文台）
    「日震学の基礎知識」
  • 14:40-15:00: - coffee break -
  • 15:00-15:20: 東井和夫（核融合研）
    「核融合プラズマのMHD Spectroscopy」
  • 15:20-15:40: 政田洋平（神戸大学）
    「太陽と実験室プラズマのパラメーター比較」
  • 15:40-16:20: 永岡賢一（核融合研）
    「太陽の差動回転を実験室で作れるか？」
  • 16:20-16:30: - coffee break -
  • 16:30-17:10: 稲垣滋（九州大学）
    「レイノルズ応力と流れの計測」
  • 17:10-17:30: 石川遼子（国立天文台）
    「太陽乱流の観測的特徴〜太陽表面磁場の側面から〜」
  • 17:30-18:00: 政田洋平（神戸大学）/横井喜充（東京大学生産技術研究所）ほか参加者
    「太陽の差動回転とプラズマの自発的回転はどこまで類似性があるか？」（まとめの議論をかねて）　　

本研究集会は3月11日に発生した東日本大震災の影響を考慮して延期(時期未定)と なりました。 2011年10月に開催されました。

乱流とそれに伴う運動量輸送やエネルギー散逸は，天文や地球物理，核融合な どの諸現象でしばしば重要な役割を果たすと考えられています．しかし，乱流へ のアプローチは自明ではありません．実際，理工学の多くの分野で必要とされる 乱流の知識と，流体物理で研究されている乱流の知見との間には大きな差があり ます．実現象では，非一様性や非等方性とそれらの効果がまず重要な問題となり ます．一方，流体乱流の研究では，方程式の非線型性に由来するクロージャーの 問題が最重要とされ，一様で等方な乱流に議論が集中しがちです．このような状 況下で，実在する乱流である非一様性乱流を扱う理論やモデルを考え，その成果 を実現象の乱流解析に活用することは大きな意義をもちます．

この研究会は，天文学や地球物理，核融合などの研究者で乱流を扱う必要のあ る人と流体乱流の研究者で天文などの自然現象の解析に真剣な興味をもつ人が一 堂に会して，乱流を伴う実現象で何がわからないかを整理，問題を共有し，その 解析のための方法を探ろうという趣旨の会です．

勿論，全ての問題をすぐに解決することは不可能です．そこで今回は，実在す る非一様な乱流を解析する有力な手法である乱流モデルに焦点をあて，
(1) 天文・地球物理・核融合などの現象で乱流のどういう点がわかる必要がある のか；
(2) 乱流モデルとはどういうものか；
(3) 実際の自然現象において乱流モデル的手法でどのようなことができるか；　 といった点について考え，議論する研究会にしたいと考えています．

研究会では，それぞれの分野で活躍しておられる講師の方々に，できるだけ基 本的なところから講義していただき，専門用語によらず共通の言葉で物理や考え 方を語っていただくようにします．その上で，実現象で乱流について何を知る必 要があるのか，乱流による輸送や散逸を評価・モデル化する際にどのようなこと に注意する必要があるのか，などがわかるように議論を進めたいと思います．