Transcript 対流崩壊と光球面磁束管 ～今後のシミュレーションに向けて～

研究会「Solar-B時代の太陽シミュレーション」
対流崩壊と光球面磁束管について
高橋邦生 (総研大・国立天文台)
私の興味
• 浮上過程を含めて、光球面の微細磁束管
(～1500G)の形成をシミュレーションする
→ 放射冷却を考慮した浮上磁場のシミュレーション
観測例
• 光球・彩層の現象に注目
－convective collapse(対流崩壊) Bellot Rubio et al.(2001)
－光球リコネクション(cancellation) Bellot Rubio et al.(2005)
－彩層リコネクション
対流崩壊の観測例
Bellot Rubio et al.(2001)
磁束管の外側の速度
磁束管内の速度
10分くらいで、
400G～600G
に磁場が強くなる
温度
磁場強度
浮上磁場領域の観測的な特徴
G-band (photosphere)
• 微細な磁束管が偏在 (Zwann 1987,
Solanki 1993)
－ bright point = G-band bright point (GBP)
－ dark point = ポア (小黒点)
• 強い磁束管の典型値:
－ 磁場強度: 1-2kG
－ プラズマ b : 0.3
－ 直径: 200km ~ 0.3″
Ha (chromosphere)
pore (dark)
GBP (bright)
(DOT)
AFS
20000km
• Arch Filament System : ダークフィラメントは
両極の黒点につながっている
• プラージュ (chromospheric bright region)
(Hida)
光球で強い磁束管を形成するメカニズム
(a) Sweeping effect by convection motion (Parker 1963)
magnetic field
flux tube
B ~ 500G
Photosphere
magnetic pressure
~ dynamic pressure
convective motion
(b) Convective collapse (Parker 1978, Webb & Roberts 1978, Spruit 1979)
radiative cooling
Photosphere
B ~ 1.5kG
cold
downflow
flux tube
Inhibition of convection
intense flux tube
magnetic pressure
~ gas pressure
計算の位置づけ
• Steiner et al.(1998) のように輻射輸送は解かない
• 磁束管1本の計算ではない
→ 1,2次元で多くの計算例がある
(Hasan 1984,1985, Takeuchi 1998, Schlichenmaier et al.1999,
Knölker & Schüssler 1988 など)
• Shibata et al.(1990) の3次元計算をする
→ 放射冷却は、ニュートン近似、加熱も考慮(後述)
→ コロナも含めて計算し、浮上過程に与える影響を調べる
Heating も重要
• 微細磁束管(～1500G)形成の計算
→ 光球面での放射冷却だけで十分
• 黒点(～3000G)の計算
→放射冷却だけではなく、太い磁束管がconvective heat flux
を抑える効果も重要
光球: 6000度
• 放射冷却と加熱を抑制する効果のどちらが
重要か？
• 太さ（磁束量で）で変わるはず
放射冷却の取り扱い
• 波動や不安定性の力学的な時間スケールより、放射冷却の
時間スケールが小さい場合、断熱近似が成立しない
‐光球での音波の伝播時間のスケールは約20秒（スケールハイト=200km）
‐放射冷却時間は約1秒（Athay 1976）
• Spiegel(1957)によると、optically thin で局所熱平衡が
成立するときの放射冷却時間は、
 rad 
 Cv
16   T
3

: mean linear absorption coefficient
この場合は、適当な大気モデルを与えれば計算可能
→ Takeuchi (1998)
冷却時間のモデルの一例
• 冷却時間をある関数で与える(Shibata et al.1990)
0

冷却時間の例
(ex. HSRA)
τ= 0.001
120s
τ= 1
1s
１s
放射冷却は、ニュートン近似




2




冷却時間（秒）
 rad
 H ph
( z )  0 . 02 
C
 s , ph
 z  3 H

ph
 exp  

 2H

ph


高さ（km）
dQ
dt
  Cv
T
 rad
冷却時間の修正(少々、tricky?)
• 冷却時間を一定にすると、冷却が効き過ぎて温度
が負になる(下限値を設定すると、温度一定の層ができてしまう）
→冷却時間は密度と温度により変化する
Cooling time :
 rad
T
  rad 0 
 T0




3
  


 
 0
1
（注）式中のべきは、Spiegelの式を反映している
この効果により、浮上磁気ループの中心と足元での
冷却時間が異なる
加熱項の取り扱い
• 加熱は、初期の冷却と釣り合っているとする
（熱平衡が成り立っている）
Heating term :
H   0 f (b )
 0 : initial cooling term
• ｆ(β) は、磁場が強くなると加熱が効かなくなる効果
を模擬
f  b  ~ tanh  0 . 05 b  0 . 5 
磁場がどんなに強くなっても、加熱項の大きさは初期の半分以下
にならない
まずは、2D
密度
intense flux tube
冷却有り
冷却無し
(adiabatic)
冷却時間の時間、空間変化が求まる
足元では、冷却時間が
初期よりも減少する
→ 放射冷却の影響大
cooling time
after convective
collapse
ρ
Bz
cooling
time
movie
なぜ、足元のみ冷却時間が短くなるか？
foot point
temperature
density
足元では、温度、密度が共に減少
→温度が↓＝冷却時間が↑
→密度が↓＝冷却時間の↓
密度が減少する効果の方が大きい
Center では、ほとんど変化なし
loop center
density
Initial state
before CC
after CC
temperature
CC : convective collapse
加熱項の影響
Bz
βの関数で減少する場合
初期と同じ（一定）
ほとんど同じになる→冷却が優勢
（初期の冷却が強すぎたのかも）
3Dシミュレーション（冷却時間一定）
冷却無し
冷却有り
3Dシミュレーション
• 図は、Y-Z平面（X=0、磁束管軸はX軸に平行）の磁気圧
冷却有り
冷却無し
光球で、放射冷却が働く場合、水平方向に広がり易くなる
3次元の結果（光球面）
磁場強度
鉛直方向の速度場
光球面では、磁場強度、速度場ともに、
2次元のシミュレーションとほぼ同じ結果
今後の計算
• 3次元計算で、浮上に与える放射冷却の影響
を調べる
• 磁束量を増やして、もっと強い磁場を作りたい
• 計算規模は、300x300x300が計算できれば十分
• VPPとPCクラスター(テスト計算)を使用
• PCクラスター(8CPU)
→100x100x100x10000stepで約2時間
Cancellationの観測例
Bellot Rubio et al.(2005)
磁場
G-band
Ca II H
zenith angle
磁場強度
Filling factor
視線速度
温度
MMF
Plage element
時間変化
温度は、あまり上がらない（放射冷却が効いている？）
Convective flux model
光球
光球かその上でリコネクション
または、リコネクションポイントが
光球に向かって動く？
磁気レイノルズ数
• Rm=H Cs /η
• 磁気レイノルズ数を見積もると、
ー 光球 Rm ~ 10^5
ー 温度極小 Rm ~ 10^4
ー 彩層低部 Rm ~ 3×10^4 Kovitya & Cram(1983)
ー コロナ Rm ~ 10^12
• コロナでは異常抵抗が必要
• コロナよりも下層では異常抵抗は不要？
浮上磁気ループ同士のリコネクション
（注）この計算は、リコネクションが起こるように、異常抵抗を調節している
→ リコネクションは、抵抗が問題
Temperature
ジェット、サージ？
下降流による加熱
リコネクションポイント
エラーマンボム？
movie
まとめ
• 微細磁束管は、Solar-Bの重要なターゲット
• コロナ加熱も重要だが、対流崩壊や光球リコネク
ションも面白い
• 浮上過程に放射冷却が与える影響を調べることは
重要
•
2次元の計算を論文にする