[論文レビュー] Alfvén wave phase-mixing in flows: Why over-dense, solar coronal, open magnetic field structures are cool?

D. Tsiklauri|arXiv (Cornell University)|Jul 19, 2015

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 18被引用数 3

ひとこと要約

本論文は、太陽コロナにおける過密度で開放的な磁場構造（OMFS）内での共方向性プラズマ流れが、アルベーン波の位相混合を減少させ、その結果波誘起加熱が低下することを提案している。これにより、周囲よりも低温に見える理由が説明される。主な結果は、流れと波が同じ方向に伝播する場合、位相混合が抑制されることにより、過密度OMFS内では非熱的速度（流れ）と温度の負の相関が生じることである。

ABSTRACT

The motivation for this study is to include the effect of plasma flow in Alfvén wave (AW) damping via phase mixing and to explore the observational implications. Our magnetohydrodynamic (MHD) simulations and analytical calculations show that, when a background flow is present, mathematical expressions for the AW damping via phase mixing are modified by the following substitution: $C_A^\prime(x) o C_A^\prime(x)+V_0^\prime(x)$, where $C_A$ and $V_0$ are AW phase and the flow speeds, and the prime denotes a derivative in the direction across the background magnetic field. In uniform magnetic fields and over-dense plasma structures, where $C_A$ is smaller than in the surrounding plasma, the flow, which is confined to the structure and going in the same direction as the AW, reduces the effect of phase-mixing, because on the edges of the structure $C_A^\prime$ and $V_0^\prime$ have opposite signs. Thus, the wave damps by means of slower phase-mixing compared to the case without the flow. This is the result of the co-directional flow that reduces the wave front stretching in the transverse direction. We apply our findings to addressing the question why over-dense solar coronal open magnetic field structures (OMFS) are cooler than the background plasma. Observations show that the over-dense OMFS (e.g. solar coronal polar plumes) are cooler than surrounding plasma and that, in these structures, Doppler line-broadening is consistent with bulk plasma motions, such as AW. If over-dense solar coronal OMFS are heated by AW damping via phase-mixing, we show that, co-directional with AW, plasma flow in them reduces the phase-mixing induced-heating, thus providing an explanation of why they appear cooler than the background.

研究の動機と目的

• 磁流力学（MHD）系における背景プラズマ流れが、位相混合を通じてアルベーン波の減衰に与える影響を調査すること。
• 周囲のコロナと比較して低温に見える過密度の太陽コロナ開放磁場構造（OMFS）、例えば極域プレームを説明すること。
• 共方向性または反方向性の流れが、不均一なプラズマ構造における位相混合誘起加熱を強化または抑制するかを特定すること。
• 流れの方向、アルベーン波の減衰、およびOMFS内での観測された温度変動を結びつける理論的かつシミュレーションベースのフレームワークを提供すること。
• 太陽コロナ構造における非熱的速度と温度の間の観測的相関を検証可能な予測を提示すること。

提案手法

• 3次元磁流力学（MHD）シミュレーションを実施し、背景流れを伴う不均一なプラズマ内でのアルベーン波の伝播と減衰をモデル化する。
• 解析的計算により、流れの影響を受ける位相混合減衰の修正式を導出する。$ C_A'(x) \to C_A'(x) + V_0'(x) $ と置き換えられる。ここで $ C_A $ はアルベーン速度、$ V_0 $ は流れ速度であり、両者とも磁場に垂直方向に微分される。
• 磁場が一様な過密度プラズマ構造をモデル化し、$ C_A $ が周囲のプラズマよりも低い状態を再現し、コロナ極域プレームの状態を模擬する。
• 流れの方向（共方向性対反方向性）が、波フロントの引き伸ばしと横方向位相混合効率に与える影響を分析する。
• Hinode/EIS および Solar Dynamics Observatory/AIA の観測データを用いて、予測された流れ-温度相関と実測値を比較する。
• WKB近似と非線形波結合モデルを用い、異なるプラズマ状態で結果の妥当性を検証する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 背景プラズマ流れは、不均一なプラズマ内でのアルベーン波の位相混合減衰にどのように影響するか？
• RQ2 なぜ太陽コロナにおける過密度で開放的な磁場構造（OMFS）は、周囲のプラズマよりも低温に見えるのか？
• RQ3 共方向性流れは、過密度コロナ構造内でのアルベーン波の位相混合と、その結果生じる加熱を減少させるか？
• RQ4 位相混合が主な加熱機構であると仮定した場合、過密度OMFS内での非熱的速度（バルク流れ）と温度の期待される相関は何か？
• RQ5 コロナプレームにおける流れの速度と温度の観測された負の相関は、流れが修正された位相混合によって説明可能か？

主な発見

• 過密度OMFS内での共方向性プラズマ流れは、横方向波フロントの引き伸ばしを相殺することで、アルベーン波の位相混合を減少させ、その結果波の減衰が遅くなり加熱が低下する。
• 数学的修正 $ C_A'(x) \to C_A'(x) + V_0'(x) $ により、$ C_A' $ と $ V_0' $ が逆符号（過密度構造で共方向性流れがある場合）の場合、位相混合が抑制されることが示された。
• 周囲よりも $ C_A $ が低い過密度構造では、共方向性流れにより非熱的速度と温度の間の負の相関が生じ、これは低温コロナプレームの観測結果と整合的である。
• 反方向性流れは位相混合を強化し、結果として加熱を増加させ、低密度構造では流れの速度と温度の正の相関が生じる。
• モデルでは、一定磁場を持つ高速太陽風フレーム内では、アルベーン速度がフレーム内ですでに高い場合、流れの速度と温度の正の相関が予測される。
• EIS/AIA による非熱的速度と温度の測定値の相関を、特にドッパー方偏移で流れと乱流を区別できる太陽ディスク上での観測により、検証可能である。