[論文レビュー] Absolute shifts of Fe I and Fe II lines in solar active regions (disk center)

Peter Brandt, A. S. Gadun+1 more|arXiv (Cornell University)|May 12, 2010

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 4

ひとこと要約

本研究では、太陽の活性領域における高分解能フーリエ変換分光法を用いて、ディスク中心付近のFe IおよびFe II線の絶対ドップラー線分離を測定した。弱いFe I線およびすべてのFe II線は赤方偏移しているのに対し、log τ₅ ≈ −3（約425 km）より上部で形成される強いFe I線は青方偏移しており、その偏移量は準位励起エネルギーが低い線ほど大きくなる。2次元MHDモデルは、深層光球における赤方偏移を定性的に再現できるが、観測データで確認された上部光球における青方偏移を説明できない。

ABSTRACT

We estimated absolute shifts of Fe I and Fe II lines from Fourier-transform spectra observed in solar active regions. Weak Fe I lines and all Fe II lines tend to be red-shifted as compared to their positions in quiet areas, while strong Fe I lines, whose cores are formed above the level $\\log \ au_5\\approx-3$ (about 425 km), are relatively blue-shifted, the shift growing with decreasing lower excitation potential. We interpret the results through two-dimensional MHD models, which adequately reproduce red shifts of the lines formed deep in the photosphere. Blue shifts of the lines formed in higher layer do not gain substance from the models.

研究の動機と目的

• 高分解能フーリエ変換分光法を用いて、ディスク中心付近の太陽の活性領域におけるFe IおよびFe II線の絶対ドップラー線分離を測定すること。
• 微小スケールの磁場が、さまざまな大気層における太陽光球の垂直速度構造に与える影響を調査すること。
• 2次元MHDモデルが観測された線分離を再現できるかどうかを検証すること、特に深層光球線の赤方偏移と上部光球線の青方偏移の乖離に注目すること。
• 既存の研究で矛盾する結果が報告されている線分離の問題を、形成高さが既知の広範な系統的選択されたスペクトル線のサンプルを用いて解決すること。

提案手法

• キット・ピークのMcMath望遠鏡を用いて、ディスク中心付近の太陽の活性領域の高分解能フーリエ変換分光スペクトル（分解能～200,000）を取得した。
• 安定な基準としてMg I λ517.27 nm線を用い、その線分離が活性領域では無視できるものと仮定して、FTS波長を絶対太陽スケールに補正した。
• ラボラトリー波長カタログから189本のFe I線および30本のFe II線を選定し、光学的厚さレベル（log τ₅：−5から−1）のさまざまな位置で形成される線をカバーするようにした。
• 観測されたFTS線位置とラボラトリー波長を比較して絶対線分離を計算し、機器的および大気的影響を補正した。
• LTE近似を用い、励起エネルギー（EPL）を変化させることで高さ依存性を調べるため、2次元MHDモデル（非磁気的HDモデルを併せて比較用に使用）を用いて線分離をシミュレートした。
• モデルの妥当性を検証するため、[2,3]（加熱が過剰に見積もられている）および[6]（空間分解能が粗い）の2つのモデルセットを用いた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 太陽の活性領域におけるFe IおよびFe II線の絶対ドップラー線分離は、形成高さに応じてどのように変化するか？
• RQ2 上部光球（log τ₅ ≈ −3）で形成される強いFe I線は、静穏太陽線に対して青方偏移を示すか？ もし示す場合、その偏移は励起エネルギーにどのように依存するか？
• RQ3 2次元MHDモデルは、観測された線分離、特に上部光球線の青方偏移を再現できるか？
• RQ4 一部の研究では高形成高さの線に青方偏移が報告されている一方で、他の研究では赤方偏移が報告されているが、その相違はなぜ生じるのか？
• RQ5 モデルの限界（例：加熱の過剰見積もり、粗い空間分解能）が、活性領域における光球速度場のシミュレーションに及ぼす影響はどの程度か？

主な発見

• 弱いFe I線およびすべてのFe II線は、静穏太陽における位置に対して系統的に赤方偏移しており、形成層で下降流が生じていることを示している。
• 励起エネルギーが低い（EPL < 2 eV）強いFe I線は、log τ₅ ≈ −3（約425 km）より上部で形成され、青方偏移しており、EPLが低い線ほど偏移量が大きくなる。
• 2次元MHDモデルは、磁気フラックスバンドル内での上昇流の増強により、深層光球線（log τ₅ < −3）の赤方偏移をうまく再現している。
• モデルは上部光球線の青方偏移を再現できないため、現在のMHDモデルにはこれらの層における上昇速度成分を説明するのに十分な物理的記述が欠けていると示唆される。
• 上層部線の観測された青方偏移とモデルの乖離は、モデルの限界に起因する：[2,3]は加熱を過剰に見積もり、[6]は空間分解能が粗いため（35 km）、温度および速度構造が歪められている。
• 観測された上部光球線（例：Fe I λ543.45 nm）の青方偏移は、現在の2次元MHDシミュレーションでは説明できないため、磁場が大気力学に与える影響をより良くモデル化する必要がある。