Role of the solar fine magnetic field structure for solar wind acceleration

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太陽風は、約11年の太陽活動周期の間に形を変えていく太陽の磁場に応じてその分布が変動していく。太陽活動極小期には太陽極域から流れ出す高速太陽風が形 成され、その形成過程を解明するのが本研究の目的である。太陽観測衛星「ひので」は、2006年の打ち上げ以降2007年より太陽極域磁場の観測を定期的に行っている。第24活動周期(2008年12月-2019年12月)の間に、太陽極域の微細磁場構造の分布の変動を詳細に解析を進めた。その結果、太陽活動極小期に太陽極域に存在する磁場局在構造(磁気パッチ)が形成されていく過程 をとらえた。本研究では、この24周期の開始前から終了後までの期間の太陽極域磁場の変動を解析し、太陽活動極小期に極域磁場強度が最大になり、活動度の極大になる時期に極性が反転、さらにその後の極小期に極磁場強度が最大化する過程をとらえ、磁気パッチの分布の変動も合わせて解析した。極域磁場観測データの解析結果を名古屋大学宇宙地球環境研究所においてデータベースとして整備し、2022年より公開を開始した。また並行して、太陽コロナ全球を高解像度で再現するための磁気流体力学シミュレーションコードおよび観測データに基づいて初期条件を計算する磁場モデルの開発を進めている。名古屋大学の惑星間空間シンチレーション(IPS)観測および磁力線に沿った1次元のモデルとの計算結果の比較を行うためのモデル開発を進めている。