電磁流体シミュレーションによる太陽圏外圏の研究

　 M回MOmS 　OF　S旧ONA 日 INSTITUTE　OF　TECHNO 匸Z　GY

　 Vol

．

29

，

　No

，

1

，

1995

電 磁 流 体

シ

ミ

ュ

レ

ー

シ

ョ

ン

に

よ る

太 陽 圏 外 圏

の

研 究

鷲

　

見

　

治

　

一

＊

MHD

　

Simulation

　

Studies

　

for

　

the

　

Outer

　

Heliosphere

Haruichi

　

WAsHiMi

　By

　means 　of　

MHD

　computer 　simulation

，

　the　

global

　structure 　of　the　outer 　

heliosphere

　

is

　studied 　

in

　the

axisymmetric 　system

．

　

The

　effect　of　the　

interplanetary

　magnetic 　field　is　taken　

into

　account 　

in

　our simulation

．

　

The

　

interplanetary

　toroidal 　magnetic 　field　is　found　to　

play

　an　important 　role　

in

　the　outer

heliosphere．

　Because 　the　

intensity

　of　the　toroidal　magnetic 　field　is　maximum 　near 　the　equator

，

　and

because　the　magnetic 　energy 　becomes 　of　comparable 　order 　of　magnitude 　to　

the

　

now

　energy 　

just

beyond

　the　termina 且shock

，

　the　

direction

　of　

the

　subsonic 　solar 　wind 且ow 　

in

　this　region 　

is

　

distorted

poleward 　

by

　the　magnetic 　

pressure．

　 Thus 　a　collimated 　plasma 　flow　channel 　is　formed 　in　the

heliosheathalong

　the　solar 　rotation 　axis

．

　This　plasma 　

fiow

　

is

　confirmed to

be

trapped and pinched 

by

the　surrounding 　helical　magnetic 　

field

．

　

The

　plasma 　flows　outward 　along 　the　axis 　and 　thus　the　

domain

of　the　

heliosheath

　

is

　

found

　to　

be

　elongated 　along 　the　axis

．

1．

は じめに

　

惑 星 探

査

か ら 銀 河

探 査

へ 　宇 宙 科 学の 本 格 的な幕 開けは 1957 年の 人 工 衛 星ス プ

ー

トニ _{ク に}始_まっ た_。 これ に よ り人類は地 球 引力の 束 縛を 振 り切 り惑 星 間 空 間へ と_飛翔 体を打ち 上 げる手 段を 持つ に至 り

，

そ れ以 来 今日に到るまで_実に_{数 多}くの人工 衛 星

・

人工惑 星に よ る地 球

・

惑 星

，

月 及び惑星間 空 間の 直 接 的な探 査が行わ れ て来た。 人 工衛星の初 打 ち上 げか ら今日に到る期間は

一

言で 云 えば 惑 星 探 査の時 代と云 う べ _{き も}の であ る。 　し か し な が ら 惑 星 探 査 を越え る新た な る計 画は既に

20

年 以 ヒも前か ら実 行に移っ て い る

。

米 国 航 空宇 宙局 では 地球やその兄弟 星である惑星の_{観 測}が軌道に乗 りだ し た

1960

年 台 前 半に既に太 陽系を越えて_{直 接 銀 河 系}へ 飛び出す 壮 大 な 「銀 河プロ

ー

ブ_」プロ ジ

ェ

ク トの ア イ デ アが生ま れて い た。 こ のプロ ジェ ク トは パ _{イ オ}ニ _ア

10

号

， 1i

号の 名で実 現し

1972〜3

年に相 次いで ケ

ー

プ ケ ネ デ ィ か ら 打 ち上 げ ら れ た。 更に

1977

年に はボ イ ジャ

ー 1

号

，2

号が太 陽 系 外 を 目指して 打ち ヒげられ た。 これ ら4 っ の探 査 機 は いずれも木 星を観測 し

，

ボイ ＊ _{情 報工学 科 　 教授} 　平 成

6

年

10

月

31

日受 付 ジャ

ー 1

号はさ らに土星を

，

ボ イ ジ ャ

ー2

号は土 星

，

天 王 星， 海王 星 を も観 測し

，

その 後これ ら

4

っ の探 査 機は いずれも外惑星軌道 （最 外惑 星は冥王 星 （遠 日点 49AU （天 文単 位：太陽

一

地球 間距 離）） を 超 え

，

更に遠方の 太 陽 系の境 界 を 目 指 して飛 翔中で ある。

　

太陽表 面はコ ロナ と呼 ば れ る

100〜200

万度の高温ガ ス （プ ラズマ）で覆われて い る

。

こ の太 陽コ ロ ナ を源と して_{常 時}， 広 大な惑星間空間に超音速 （

300 〜800km

／ 秒 ）で ガス （プラ ズマ ） が 吹 き出 してい る。 こ の プラズ マ _流を太_{陽 風 もしくは}太 陽 風_{プ ラ ズ}マ と呼ん でい る。 太 陽 風は広 大な惑 星 間 空 間 を 充満 し

，

勿 論地 球の周辺を も 吹き抜け

，

遠 く外惑 星 軌 道の外 側へ _と3_{次 元 的}に広がっ て い る。 この太陽 風プ ラ ズマの 占め る

3

次 元空間が 太陽 圏である

。

太 陽 圏の外 側は星 間ガス

，

即ち銀 河ガス で あ り

，

そ こからは更に広 大な

，

直径

10

万光年の_{銀 河 系}の 世 界が広がっ てい る_。 太陽と 星 間ガスでは約

20km

／ 秒 の相対 速 度が_{あ り}

_，

従っ て太陽 圏全体は 彗 星 や 地 球 超 高 層 大 気 と同 じように吹 き 流し状の形を して い る と考え ら れて い る。 大 き さ は 大 ざっ ぱに云 え ば太陽 風の動 圧と 星 間ガスの圧 力 （ガス圧と磁 気 圧の和 ）との _釣合で_定ま る が， 何しろ探査機が 星間ガスに到 達 していな い ので外 側 の密 度や磁場 等の_{観 測}が出来てい ない。 も し外 側の磁 場

一 23 一

湘 南工 科 大 学 紀 要



第

29

巻



第 1 号 が 平均銀 河 磁場 （これ はフ ァ ラ デ

ー

ロ

ー

テ

ー

シ ョ ンか ら 分かる）

3

μ ガ ウス であれば 太 陽 圏の大 きさ は外惑 星軌 道 までの ス ケ

ー

ルの 数 倍

，

70

〜

200AU 程 度で あ る。 こ れは光速で

10

_時間

〜1

日の大 き さで あるの で銀 河のス ケ

ー

ルから 見 れ ば 非 常に小さいが

，

人 類に とっ て は探査 機 打ち 上 げ か ら

20

年以 上経て もま だ到 達 出 来て ない と い う とてっ _もな い大き さであ る。 も し， 現在の

4

つ の探 査機が 太陽 圏 外 圏に到達し

，

更に星 間ガス へ _{と突入 す れ} ば

，

そこはも う 銀 河の世 界であり， 宇宙 科 学の時代は惑 星探 査か ら銀 河探査へ _{と画期 的に飛 躍するわ けで あ る} 。 その 時 期 が 今や刻々 と近づ きつ つ あ るの で あ る

。

ボ イ ジャ

ー

探 査 機に よる観測では 特に宇 宙線並 びに極 低 周 波 （

〜3kHz

）電 波 観測で外 圏 特 有の顕 著 な 現象を見い _出し ていて

，

それら デ

ー

タ か らあと

5

年 く らいで外 圏に到達 するの で は ないか との希 望 的 な予 測も出て い る。 こ の よ うに歴史的 瞬 間 が 間 近にせ まっ て来て い る と期待 しつ つ

，

太陽 圏外 圏の _{研 究}は国 際 的に活 発に 進めら れてい る。

　

本稿で は計 算 機シ ミュ レ

ー

シ ョ ンによる太陽 圏外 圏の 構造につ い て の解 析 結 果 を 述べ _る 。 太陽 圏 外 圏の シ ミュ レ

ー

シ ョ ンでは

，

計 算の難しさが原因し て従 来か ら

，

流 体 力 学 的 な取 扱いが主流で あ る。 し か し

，

我々 は太陽 圏 外 圏で は磁 場に よ る圧 力 （磁気 圧 ）の効 果 が たいへ _ん重 要で あ ろうとの見 通 しを 持 っ て

，

流 体 力学 的取 扱い より も 格 段に難 解な電 磁流体（

MHD

）的 取 扱い を行っ て い る。 我々 は太 陽 風 ／恒星 風プ ラ ズマの

MHD

解 析の経 験

（

Washimi ，1990

；Washimi 　and 　

Sakurai，1993

_；

Was −

himi　and 　Shibata

，

1993 _）を生か して太 陽 圏 外 圏の_{解 析}

を行っ て来た （

Washimi

　and 　

Nozawa ，

1992

；Washimi

，

1993

）。 我々 の解析で は実 際に

，

磁気 圧によ り太 陽 風プ ラ ズマ _{流が方 向 を 変 え られ}

，

MHD _{過程が太陽 圏構 造 全} 体に 大 きな影 響 を 与 える結 果と なっ て い る_。 外 圏構 造は

3

次 元 的なもの であり

，

我々 も現時 点で は

3

次 元 解 析を 進めて い る が， 磁 気 圧の基 本的 過 程 は2元で議論す る方 が 理解し やすい と考え

，

本 稿で は 2次 元で説 明を行う。 第

2

節で は

MHD

シ ミュ レ

ー

シ ョ ンの_方法

．

第 3 節で は

2

次元 シ ミュ レ

ー

シ ョ ン結 果につ いて述べ_{， 第}

4

_節で ま とめ を 行う

。

2 ． 電

磁 流

体

（

MHD

）シ ミュ レ

ー

シ ョ ン の

方法

　a_）

・

基礎方 程 式

　

太陽 コ ロ _{ナか ら}

3

_{次 元 的に惑 星間空間}へ _{と吹き出 す} 太 陽 風 プ ラ ズマ 流 と星 間ガス との_相互作用に よりつ くら れ る ほ ぼ定 常 的 な 太陽 圏 外圏構 造を

MHD

シ ミュ レ

ー

シ ョ ン に よ り求め る。 シ ミュ レ

ー

シ ョ ンボ ッ クス に初 期 値と して適 当な太陽風プ ラ ズマ と星 間ガス の 配位を与 え

，

各 格子点上で与え ら れ た流 体 素 子 が MHD の法 則に 従っ て時 間発 展する様相 を 計 算ステ ッ プ を数千

，

場 合に よっ て は数万

，

ス テ ッ プ重ね て進め るこ とに より定 量 的 に追跡 し

，

定常 解を求め る。

　

太陽 風 プ ラ ズマ は完 全電 離プ ラズマ と_見な _{して よ}い が

，

星間ガス は温 度が約

1

万 度であるの で不完 全電 離ガ ス で ある。 従っ て 太陽 圏 外 圏で は イ オ ン

ー

中 性 原 子の電 離過程も無 視 出来ない のである が， この効果を取 り入 れ るこ と は 現 在の_{段 階}で は容 易で は ない

。

こ こで は米 国を 中心に行わ れ てい る流 体 モデル から

一

段飛 躍して， 全体 の 系が理 想

MHD

に従う と仮 定し た。 なお 中 性 原子の効 果 は 密度

・

圧力の項に部 分 的に組 み 入 れる こと が出 来 る

。

従 っ て

，

規 格化さ れ た基 礎方程式は

Oplat

十

7

_（ρの

＝0

_， ∂vt∂t＋_（v

・

_のv

＝一

（

ltp

）

7P

＋〔

ltpV

× β

，

∂

P1

∂t＋_＠

・

_の

P

；

一

_γ

P7 ・

_り

，

∂Bt∂t

＝7

×_（vXB ）

，

μげ＝

7XB ．

（

1a

） （1b｝ （

lc

〕 （

1d

） （

le

） こ こで ρ （＝

MpN

_；

Mp

_{は プ ロ トン質量} ，　

N

は密度 ） は 質 量密 度

，b

は 速 度

，

　B は磁場

，

　

P

は圧 力

，

ノは電 流 密 度で あり

，

断 熱 定 数 γは

5f3

で あ る。 2次 元シ ミュ レ

ー

シ ョ ンで は円 筒 座 標 （r

，

　

di

，

　z）を 用い， 系は軸 対称で あ る と 仮 定す る。

　

b） 終 端衝 撃 波

・

ヘ _{リ オ} シ

ー

ス

。

ヘ リ オポ

ー

ズ そして

　　　

惑星 間空間 トロイ ダル磁場

　

太 陽 風は太 陽から 太陽 圏 外圏の_終端 衝 撃 波 まで はほ ぼ

一

_{定速 度v の超音速で3 次元 的に拡が} っ て いる。 粒子 数 の保 存 か らρvR2

− 一

定

，

従っ て ρはp

〜R −

2で減少す る

。

太 陽風は外 圏に て星 間ガ ス の影響を受け て終 端衝 撃 波 をっ _{く り，} そこ で速 度が超 音 速 か ら亜音速へ _{減 速 す} る。 星間ガス との境 界は終端 衝 撃 波の更に外側に あ るヘ リ オ ポ

ー

ズ である。 終 端 衝撃 波か らヘ リオ ポ

ー

ズの間の 空間をヘ _リオシ

ー

スと呼ぶ が， こ こは ま だ太陽 風プラ ズ マ _が 占_{める 空間であ り} ， 終 端 衝 撃 波まで は ほ ぼ等 方 的に 拡が っ て きた 太 陽 風プラ ズマ _がヘ _リオ シ

ー

スで は星間ガ ス の_{影 響}に よ り下 流へ と_{大 き く方 向 を 変 え}

，

_{吹 き流しの} 形 状をっ くる。

　

従っ て_， ヘ _リオ ポ

ー

ズ_{近 くの} ヘ _{リ オ}シ

ー

スで は外 圏構 造は球対 称 か ら大 き くず れる。 し か し

，

ヘ リ オシ

ー

ス中 で も終 端 衝 撃 波 近くで は球 対称 は近 似 的に保た れて い る

一

₂₄

一

電磁流体シ ミュ レ

ー

シ ョ ン によ る太 陽 圏 外 圏の研究 （鷲 見 治

一

） 　 　

一

2

（

Nm

）

10

−12

　

一

1310 　

一

1410 　

一

1510 　 　 　

1

　 　 　

2

　　　　　　

RIRTS

第 1図 ラ ム圧 （ρv2）

，

プラ ズマ 圧 _（

P

_）及び磁気圧 （

B

_φ212_μ。）の距 離 依 存 性。 横 軸は太 陽 からの 距 離 を 太 陽

一

終 　 　 　 　端 衝 撃 波 間の距離 （

RTS

》の_{単 位}で_示して い る。 と_考えて もよい であ ろ う。 第

1

図は球対 称近似の下での ラム _{圧 （ρ}v21

，

プラ ズマ 圧 _（

P

_）及び惑星_{間 空 間} トロ イ ダル 磁場

B

φに よ る磁 気 圧 （Bφ2／

2tt

。｝の距 離 依 存性で あ る。 終 端 衝 撃波で は ラン キ ンユ ゴニ オ の関 係 式よ り

，

ラム _圧は

1

／

4

に減少し

，

ヘ リ オシ

ー

スで は引き続き

〜R −

2で急 速 に減 少する。 終 端 衝 撃波よ り内 側で は小さ か っ た プラ ズ マ 圧 はヘ _リオシ

ー

ス で は最大の 圧力と な る。 トロイダル 磁場は太 陽の 自 転に より

．

ポ ロ _{イ ダ}ル_{磁 場 （太陽}か ら ほ ぼ放 射 状に広が る磁 場 ）を種磁場と してつ く られる_。 し か しな が ら ポロ イ ダル 磁 場が

〜1

〜

−

2で急 速に減少する の に対し て トロ イ ダル _{磁 場}は

〜R ’

iで ゆっ く り としか 減 少 しない の で

，

外 圏で は惑 星 間 空 間 磁場は トロ イ ダル 磁場が 主 た る 磁 場 成 分である。 さて

，

こ の トロ イ ダル 磁 場は超 音 速の太 陽 風プ ラズマ に よ り外 圏に運ば れて来る の で あ るが

，

終 端 衝 撃 波を越え ると 速度が 急 速に減少 （

〜

R

−

2）する た めに運 ばれて きた磁 場は蓄積さ れ

，

距 離 と と も に増大 （

〜

R）する

。

こ の興 味 ある磁 場 特 性はすで に 20年 以 上 も昔に

Cranfi11

（

1971

）が指 摘し そ の後も

Axford

（1972 ）

，

　Lee _（1988 _）

，

　Holzer _（1989 _）

，

　Suiss_（1990 _）

等が レ ビュ

ー

論 文に て議 論して来てい る。 しかしな が ら 第

1

図か らも 明か な よ う に

，

ヘ _{リ オ} シ

ー

ス _内で は プ ラ ズ マ圧 が最も 大 き く磁 気 圧は そ れ を越え る こ と は ないか ら

．

グロ

ー

バ ル な 外 圏 構 造に は 大 きな役 割は果た さ ない で あ ろ う と予 想されて い た。 しか し

，

我々 は磁 気 圧 とラ ム圧との比 較に注 目し てい る。 終 端衝 撃 波近傍の ヘ リオ シ

ー

スで は磁 気 圧 はR2 で増 大 するの に 反 しラ ム_{圧 は} R

−

4_{で急 激に減} 少する ため 2RTS （RTS は太 陽か ら終 端 衝 撃 波まで の_{距 離）}まで の _間に_{磁 気}圧の ほ う が大きくな る。 その た め 太陽 風プラ ズ マ 流に影 響を与え るこ と と な り

，

更に

，

方 向 を 変 え られ た 太 陽 風プラ ズマ流に よっ て グロ

ー

バ ルな外圏構造に_{変 化}が生ず る は ずで あ る。

3． 2

次 元 シ ミュ レ

ー

ショ ン 　a_{） 初 期 条 件}

，

境 界 条 件 及びシ ミ ュ レ

ー

シ ョ ン計 算 　 太 陽 風の初 期パ _ラメ

ー

タは 観 測で得 られた代 表 的な値 に_従う。 即ち， プラ ズマ密度は地球 軌道 〔1〜

＝

1AU ）で 4 cm

−

3と し

，

終 端 衝撃波ま で R

−

2で減 少 すると する

。

速 度v は

400km

／ 秒で

一

定

，

径 （放 射 状）方 向とする。 ポ ロ イ ダル磁場

Bp

は同じ く径 方 向と し

，

地球 軌道で

2．

5

nT と す る

。

太 陽 自転 角 速度Ω は

3

μ ラジア ン_{／ 秒}で あ るの で

，

これ に伴 う トロ イ ダル 磁場

Be

（

＝

・

Bp ・

R

Ω

tv

｝は

2．

8nT

で

，

　

Bp

と ほ ぼ同じ強さ と な る。 し か し

．

上 述し た よ う にBp は急 激に減 少 するので

，

太 陽 圏 外 圏で は Bφの 効 果の みを考え ればよい 。 温度は

40AU

で 2

．

5×104　K とする。 　 シ ミュ レ

ー

シ ョ ンボ ッ クス は 第

2

図の よ うに

，300

AU

×

600

　

AU

の_大き さ を取り

，

グ リッ ド数は

160x640

とする。 太 陽を 左端 （z 軸 ）の z

− O

の位 置に置き， 終 端 衝 撃 波 （

TS

）は

R ＝85

　

AU

の位置に 置 くこ と とする

。

こ の 値は初 期 値 として 便 宜 的に 与え た もの で あっ て

，

シ

一 25 一

湘 南工科 大学 紀 要 　 第

29

巻 　第

1

号

VELOCITY

POLOII

）

AL

　

MAGNETIC

　

FIELD

600AU

◎　 壷　 ◎　 ◎　 ◎　ウ　 尋　 ←　 ◎　← 尋　 十　 ◎　 ←　 や　◎　 愚　 曇　 ◎　◎ ◎ ◎◎壷1　◎■_■ 壱か ◎　 1　 ゆ　 ←　 1　 ◎　 ●　 ◎　 ◎　ウ 曹　 壱　曹　 ウ　 1　 ◎　 o　 ■　 ◎　む 壷 　 壷 　 ウ 　 壱 　 ウ 　 曹 　 壷 　 ウ 　 ウ 　 む 　 ◎ 　 ◎ 　 昏 　 ◎ 　 ◎ 　 ■ 　 壷 　 む 　 ウ 壱 　 　 φ

　

　

脅

　

　 う 　 　 ◎ 　 　 脅

　

　

号

　

　 尋 　 　 ◎ 　

　

◎

　

　

◎

　

　

壱 　 　 　 　

　

　

　

　

− 　 　 昏 　 　 愚 　

　

◎

　

　

壱 ． 　 　 凸 　 　 ◎

　

　 ◎ 　 　 ． 　

　

◎

　

　 ． 　 　 1 　 　 ・ 　 　 ・ 　 　 轡 　

　

◎ 　

　

◎ 　 　 ◎ 　 　 ◎ 　 　 昏 　 　 ・ 　 　 ・ 　 　 む 6 　 　 う 　

　

O

　

　 十 6 　 　 も 　 　 昏

　

　 レ ◎ 　 　 1 ← 　 　 壷 ◎ 1

．

・

帰

_．

．

．

◎

．

．

・

■

_呷

→  

・

_．

｝

．

： 為 ： ； →

_°

： 弾 ： 簿 ： 襲

_゜

： 唖 ： ：

・

6

・

：

・

→

・

； 語

・

：

p

： 唖 ：

°

恥

゜

： 話

，

　

●

　

や

　

‘

ゆ

93

　

_・

　

_甲

　

_噌

　

_噸

　 　 　

’

ゆ う   　

”

　 　

臼

苓

タ

　 　 ’ ナ 　 　 　

、

，

　

D

噛

、

〜 ノ ・ へ

、

　

　

、

、

　 　

黜

　 　

9

、

　 　

覧

　 　

・

♪

・

・

m

 

Bo

600AU

600AU

HP

TSBO

一

_600AU

舎　 肇　■　争　争　幣　愈　争　 や　争 脅　 ■　 ■　 昼　 争　 争　 争　 令　 争　 争 響　 肇　脅　争　争　争　 亭　争　 肇　← ↑　 ■　 脅　 争　 争　 ←　 魯　 争　 令　 “ 響　 ■　 や　 争　 ■　 ■　 桑　 争　 ，　 争 響　 曹　 魯　 争　 昏　 昏　 尋 、 ン

・

．

響 薈 薈 魯 o ψ ，　，

’

あ ． 争 や り’” み

，

← 4 メ　ガ 1 丿ア 」 十

．

桑 「臨_{《7nee 身}や 　 　 N　　 　　　 　　　 　　

’

　 　 、　　　 　　　： 　

一

ヲ_{ゥ 卿} 十　 十　 ■ 十　 ◎　 十 拳　 争　 争 争　 十　 十 十　 十　， 令　 争　 肇 　 　 　 争　 や　 専 　 　 　 し　　　　　　：

　 袖

← ←

i

日 日 　 　 ノ　 　　 　 　 　　 ニ 、   《s

−

si

．

　s ：尋 争 ロ ノ 　 　　 　　 　 　　 　　 　 　　 　　 　

．

、 KK “ “ si 尋 争 昏 ． 唖　、　、　、　rL

、

　→　 阜　■　争 職　、　、　

、

　

、

　

、

　：響　争　↑　争

．

　

篭

　

噂

　

、

　

、

　

、

　：■　 ←　 書　 ←

，

　

、

　

、

　

．

　

、

　

。

：1　 争　 餐　 争

，

　

．

　

．

　

、

　

．

　

．

：魯　肇　昏　．

、

　 L　

．

　

．

　

鹽

　

．・

■　 阜　 肇　 争

．

、

　

，

　

．

　

．

　

辱

　

．

：1　 争　響　 響

，

　

，

　

」

　

．

　

．

　

．

：争　争　■　争

，

　

．

　 b　

，

　

．

　

．

；や　争　魯　■

　　　　　　　

0

　　　　　　

300AU

　　　　　　

O

　　　　　　

300AU

第

2

図

　

シ ミュ レ

ー

シ ョ ン計 算 初 期 配 位

。

各パ _ネル左 端の縦 軸が太陽 自転 軸

，

太 陽は縦 軸の 中 央に置い てあ 　 　 　 　る。

IB，

　

TS

及 び

HP

は， 夫々

，

内 部境 界

，

終 端 衝 撃波及びヘ リ オ ポ

ー

ズを 示 す

。

左

，

右パ ネル は

，

　 　 　 　夫々_{， 速 度及}び ポロ イダル _磁場の配位。 ミュ レ

ー

シ ョ ンの結 果の終 端 衝 撃 波の位 置には

，

勿 論 影 響を与え な い。 ヘ リ オ ポ

ー

ズの 位置 も図の ように設 定 す る。 　

2

次 元 （軸 対 称 ）シ ミュ レ

ー

シ ョ ンであるので， 星間 ガス の流 れ及び 磁場はz 軸に平行と な る。 星 間ガスの密 度 は

0．

6cm −

3

，

速 度は

20km

／秒

，

温度は

104

　

K ，

_{磁 場} 強 度は 03nT を採 用するこ と と す る。 　シ ミュ レ

ー

シ ョ ン の 内 部 境界 （

IB

）は

R ＝

40　

AU

の 位

一 26 一

電 磁 流 体シ ミュ レ

ー

シ ョ ンに よ る太 陽 圏外圏の研究 （鷲 見 治

一

）  

60Al

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6

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−28

　

0

　 　 　 　100 第

3

図 シ ミュ レ

ー

シ ョ ン結 果_（1_）。 波 近 傍の 流 れ。 　

188

（AU ） （

AU

）

160

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こ

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こ

こ

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100 　 188 （AU ） トロ イダル磁 場 を計 算に入れ な い時 （左）と入れた時 （右 ）の終 端 衝 撃

（

Au

）

600

300

o

一

₃₀₀

P

（

AU

）



B

_φ

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300

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一

₃₀₀

一

₆₀₀



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O

　　 　　

こ

500

　 　　

0

　　　　

300

　　　　　　　　　

（

AU

）

　　　　　　（

AU

）

第

4

図

　

シ ミ

ュ

レ

ー

シ ョ ン結 果_（2_）。 太 陽 圏 外 圏準 　 　 　 　 定常 解。 プ ラ ズマ 圧 （左 ） 及 び トロ イ ダル 　 　 　 　 磁 場 （右）の配 位。 ヘ リ オ ポ

ー

ズの先 端 が 　 　 　 　 自転軸に沿 っ て伸 びて い る。 置に置 く もの とす る。 固定境 界と し

，

即ち こ こ での太陽 風 プラ ズマ _及び_{磁 場} は初 期に 決め ら れ た値を保っ とす る。 　以上の よ う に初 期条件 及 び境 界 条 件 を 定め

，

各グ リッ ド上の流 体 素 子が方 程式 （

1

）に従っ て時間発 展 す るの を 計 算に よ り求め

，

全 体の系がほ ぼ定 常に達 し たとこ ろで 定 常解が 得 られたもの とするわ けである。

　b

） シ ミュ レ

ー

シ ョ ン結 果二磁 気 圧に よる太陽 風 プラ 　 　 　 ズマの セ ルフ コ リ メ

ー

シ ョ ン 　第

3

図 はシ ミュ レ

ー

シ ョ ン の結 果 得ら れ た終 端 衝 撃 波 近 傍の プラズマ _流の様 相で あ る。 左 図は ポロイ ダル 磁 場

Be

をな し と した場 合

，

右図はあ りと し た場 合。 左図 で は流体シ ミュ レ

ー

シ ョ ンで も得 られて い るように_太陽 から放 射状に流れ て来た プ ラ ズマ が終 端衝 撃波 を 越 えて か らは流 れ は外 側の 星 間ガス流に影響さ れ， すみ や か に 下 方へ _{と方向 を 変 えて行} っ て い る

。

これに対して 右 図の 場 合はヘ _{リ オ}シ

ー

ス

，

即 ち 終 端 衝 撃 波とヘ リ オ ポ

ー

ズの 間の領 域

，

で 磁気圧 が強まり

，

低緯 度 帯か ら軸

方

向へ _と プラ ズマ を押 し 上 げ る よ うに働く こ と が明か に示されて い る。 この効果によ り

，

軸に平 行に進 行す るプラズマ流 が顕著に見 ら れ る。 従っ て

，

磁 気 圧の効 果に よ りヘ リオ シ

ー

ス は広が り， その先 端であるヘ リ オ ポ

ー

ズが時間 と ともに a 軸に 沿 っ て 伸び て い る こ と が示され る （第

4

図 ）。

一 27 一

湘 南工科 大学 紀 要

　

第

29

巻

　

第 1 号

z

＝

　75AU z

＝

150AU z

＝

225AU z

＝

300AU

2

．

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se　 　o　 　 　　 　 　　 　 　 　　 　 　　 　16o　 　o　 　　 　 　　 　 　 　　 　 　　 　 　16o

　 　 　 （AU_{）　　　　　　　（}AU_{）　　　　　　　（}AU_{）　　　　　　　（}AU_） 第

5

図



シ ミュ レ

ー

シ ョ ン結 果 （3_）。 ラム圧 （恥

，

プ ラズマ 圧 （

P

）及 び 磁気圧 〔MP ）の 自転 軸 （z 軸）か らの距

　　　　

離依存 性。 左パ ネルか ら

，

夫々

，

a

・

＝

75

，

150

，

225 及び

300AU

の場 合。　z＞150AU で は自転 軸の

　　　　

近 傍で は太陽風プ ラズマ の流れ が磁気 圧に よりピン チを 受 けてい る こ と が見 ら れ る。 F

ll

ハ

IMP

_／

　 丶

、

　！ 　z が

75 〜300AU

で の 各 圧 力の 定 量 的 な 比較を する と

，

第

5

図に示 すように

，

150AU よ り太陽に_近い とこ ろ で は は っ き り とは し な い が

，

それより遠い とこ ろ （右 側の

3

パ _ネル_）で は ラム圧で_示さ れ る流れ が軸の周 辺の 磁 場の 圧 力によ っ て ピン チを受けて

，

z_軸の _周り に閉じ こめ ら れてい るこ とが 分 かる。 こ れ は模 式 的に は第

6

図 に示 される。 即ち， 太陽コ ロナ か ら出発して 惑星 間空間 を 超 音 速の速 さで走 っ て き た太 陽 風プラズマ は 5ロ イ_ダ ル_{磁 場}を も運んで_来たの であ る が

，

終端 衝 撃 波を越えて 亜音 速に減 速す る と トロ イ ダル磁 場が集 積 して強 まり

，

今度は逆に磁 場の圧 力に よっ て プラズマ流 が軸方 向へ _と 方 向 を 変 え さ せ られ

，

さらに は軸に沿っ て ピンチを受け コ リメ

ー

ト さ れ た流れ を形 成す るこ と と なっ た わけで あ る。 こ の効果はセ ル フ コ リメ

ー

シ ョ ンとで も 呼ぶべ き も の であ り

，

その_{先 端}は軸対 称の配 位で は時 間と ともに z 軸に_沿っ て どこまで も伸びて行 く。

4

． 結

論

　2

次 元

MHD

解 析に より 太 陽 圏外圏で は太陽 風プ ラズ マ に よっ て運ばれて来た惑星 間 空 間 トロ イ ダル磁場に よ る磁 気圧が効 き

，

太陽 自転軸に沿っ て太陽 風プ ラズマ の セ ル フ ピン チが 起 きる。 こ れ に よっ て ヘ リ オシ

ー

ス の領 域は自 転 軸に沿っ て時間と ともに星 間ガ ス流の上 流方 向 へ _{と細 長く伸び るこ と が明か と なっ た} 。 こ の結 果は単な る流体 的シ ミュ レ

ー

シ ョ ンで得られ た結 果と全 く異なる 新しい_結果で あ る。

　

実 際の太陽 圏外圏では 星間ガス流の_{方 向}は太陽 自転 軸 と平 行では な く

，

ほぼ 垂直であろ う と推 測さ れて い る

_。

そ うであ れ ば， セ ル フコ リメ

ー

シ ョ ンに よ っ て 出 来 た 流 れ が 星間ガス上流へ と進ん_{で行 く （第} 4_{図 ）}と_{い う}2_次 元 解 析の_{結 果}は修正されるこ と と なる。 し か しな がら惑 星間空 間トロ イ ダル 磁 場に よりセ ル フ コ _リメ

ー

シ ョ ンが 起 きる とい う基本過 程 は 保 た れ るであろ う。 従っ て星間

一 28 一

電 磁 流 体 シ ミュ レ

ー

シ ョ ンに よ る太 陽圏 外 圏の研究 （鷲 見 治

一

） ・

鞘

‡

婁

蠡

ガ ス流が自転 軸に斜めの場 合 を 2次 元 解 析の結 果か ら 推 測すると

，

第 7図の よ うに なるであ ろ う。 即 ち

，

終 端 衝 撃波を越え る と自転 軸に沿っ てセ ル フ コ リメ

ー

シ ョ ン が 起 き， そ れによ りピンチ され たプ ラ ズマ 流 は横か らの 星 間ガス の 影 響で下流方 向へ _{と向き を 変 えるで あろう}

。

従 っ て ヘ リ オ シ

ー

ス の 尾部で は

一

様な流れ で は な く 2 本の コ _リメ

ー

シ ョ ン を受けた流れ を含む構 造と な るで あ ろう

。

これ は惑星 間空間プラズマ を等 方的_{と し た}場 合の ことで あるが， 終端 衝 撃波 以前に既に赤道 面で密 度が高 く な っ て い る場 合は

，

ま たこれは実 際に観 測 か らそ うで ある と推 測さ れ て い るの で あ る が

，

その _{場 合}はヘ _{リ オ} シ

ー

スで は 2流 構 造ではな く

，

赤 道 面デ ィスク構造も加 え て

3

流 構造に な る可 能 性 もあ る

。

　こ の よ う な次 第で外 圏 構造の_解析は3次 元で 行 うこ と が不 可欠で あ る こ と が はっ き り して来た。 我々 も現 在

3次 元 解 析 を 始め

，

既に初 歩 的 結 果 （

Nozawa

　and 　

Was ・

himi，1994

）を得てい るが

，

今 後 更に詳 細な解 析が必 要

と考えて い る。

第

6

図　磁気圧に よ る太 陽 風プ ラ ズマ _流の ピ ンチ効

　 　 　 　果の_{模 式 図}。

≒

ellar 　Medium 　Flow

謡

≒

≒

　　　　　　≒

第 7図 星 間ガス_流 （

lnterstellar

　rnedium 　flow_{）が 太 陽 自 転 軸}と垂 直な場 合の 太_{陽 圏}外_圏構 造の_{模 式図。}

uawtMptK\reee

ag

29

g

ag

1

e

References

C.

W.

Cranfi11,

Flow

_problems

in

astrophysical

tems, PH.

D.

dissertation,

Univ,

Calif,

San

Diego

(1971>.

W. I.Axford, The interactionof the solar wind with

the

interstellar

medium,

Solar

Wind,

NASA

Spec.

Publ.

NASA

SP-308,

609

(1972).

T.

E.

Holzer,

lnteraction

between

the

solar wind and

the interstellarmedium.

Ann.

Rev,

Astron.

phys.

27,

199

(1989).

M.

A.

Lee,

The

solar wind

terminal

shock and

the

heliosphere beyond,

Proc.

XI

Solar

Wind

ence, NCAR, Boulder,

Colo.

(1988).

S.

Nozawa

and

H.

Washimi. Effectof the

tary toroidal magnetic

field

in

the

sional outer

heliosphere,

Proc. STEP Symposium,

Sendai

(1994),

to

be

published.

S.

T,

Suess,

The

heliopause,

Rev. Geophys., 28, 97

(1990).

H.

Washimi,

Structure

of

the

interplanetary

magnet-ic

field

near the sun,

Geophys.

Res.

Letters.

17.

33

(1990).

H.

Washimi,

MHD

modeling of theeuter

heliosphere,

Adv.

Space

Res. 13(6},227

(1993).

H.

Washimi and

S.

Nozawa,

A simulation study of the outer

heliosphere

including

the

solar rotation effect,

Cospar

Colloquia

Series

3,

Solar

Wind

VII,

315(1992).

H,

_.Washimi

and T.

Sakurai,

A simulation study of the

solar wind

including

the

solar rotation effect,

Solar

Phys.

143,

173

(1993),

H.Washimi and S.Shibata,Thermo-centrifugal wind

from

a rotating magnetic

dipole,

Mon.

Not,

R.

astron.

Soc.

262,

936

(1993).