天体固有磁場の空間構造・時間変動の様相は多岐にわたる. それら磁場の生成維持機構を調べるには計算機による数値 実験が最も有効な手段である.近年, 計算機の性能が向上し たことにより回転球殻 MHD ダイナモの数値計算を用いた研 究が多く行なわれるようになり, モデルの性能を比較検討す るためのベンチマークが報告された
(Christensen, et al., 2001, 以下ダイナモベンチマーク).

本研究では構築したモデルを用いてベンチマークテストを 行ない, 得られた結果をダイナモベンチマークと比較した. 計算は, 磁場の無い球殻熱対流(case0) と, 球殻の内側と外側が不導体である場合のダイナモ計算(case1) の二つについて, 各々空間解像度を変えて 3 通り行なった. その結果, case0 の計算結果はベンチマークテストと良く一致 したものの case1 の計算結果には有意な差が見られた. その 原因はまだ調査中であり, 今後の課題である.

計算結果を元に, case0 と case1 の空間構造について, 特に対流パターンの形成とパターン伝播の仕組み,そして 磁場生成維持機構について定性的な理解を試みた. case0 では, 球殻外側程対流セルが東へと傾く螺旋状パターン が形成され, そのパターンが東向きへ伝播して行く. このメカニズムはロスビー波の性質として定性的に理解する事ができた. 一方で case1 では, 球殻内部に渦の柱が局所的に存在し, 磁場の強い領域はその渦柱と一致する.
case1 に於ける磁場生成維持機構を, 単純な αω ダイナモとして理解しようと試みた. しかし, トロイダル磁場生成過程は ω 効果では説明でき無かった.