[論文レビュー] Chromospheric heating and structure as determined from high resolution 3D simulations

M. Carlsson, V. H. Hansteen+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 10, 2010

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 10

ひとこと要約

本研究は、対流層からコロナに至る高解像度3次元放射磁気力学（radiation-MHD）シミュレーションを用いて、磁気フラックス濃集部近傍の chromosphere 加熱および構造を調査する。その結果、磁気フラックス濃集部の縁ではジュール加熱が支配的であり、下部 chromosphere において周囲よりも温度が上昇することが明らかになった。一方、ねじれた磁気場に沿って伝わる音響波は、Ca II 854.2 nm などの chromosphere 線で観測される渦状運動を生成する。

ABSTRACT

We have performed 3D radiation MHD simulations extending from the convection zone to the corona covering a box 16 Mm$^3$ at 32 km spatial resolution. The simulations show very fine structure in the chromosphere with acoustic shocks interacting with the magnetic field. Magnetic flux concentrations have a temperature lower than the surroundings in the photosphere but higher in the low chromosphere. The heating is there mostly through ohmic dissipation preferentially at the edges of the flux concentrations. The magnetic field is often wound up around the flux concentrations. When acoustic waves travel up along the field this topology leads to swirling motions seen in chromospheric diagnostic lines such as the calcium infrared triplet.

研究の動機と目的

• 太陽の大気における chromosphere 加熱および構造を駆動する物理的メカニズムを理解すること。
• chromosphere における磁場、音響波、放射エネルギー移動の複雑な相互作用を解明すること。
• 磁気フラックス濃集部が chromosphere の温度、速度、加熱パターンに与える影響を調査すること。
• 非局所熱平衡（non-LTE）条件下での chromosphere 臨界線プロファイル（特に Ca II 紫外線三重線）の形成をモデル化すること。
• オーム損失と波動ダイナミクスが、chromosphere 構造および加熱に果たす役割を評価すること。

提案手法

• シミュレーションは、ステガラードメッシュ上での6次精度有限差分法を用いて放射磁気力学方程式を解き、5次精度補間を適用する。
• 時間積分には可変時間ステップを用いた3次精度予測子・修正子法を採用し、高次精度の人工的粘性および拡散項を導入する。
• 放射移動は、24本の光線に沿ってドメイン分割型短特性法を用いて解き、偏光効果と多群吸収率を含む。
• HおよびCa IIの非局所熱平衡（non-LTE）放射損失は、1次元非局所熱平衡シミュレーションに基づく脱出確率形式を用いてモデル化する。
• 熱伝導は、磁気力線に沿って多重グリッド法を用いて陰的に解く。
• シミュレーション領域は16.6×16.6×15.5 Mm³で、512×512×325グリッドポイント、解像度32 kmを有し、対流層からコロナに至る。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 磁気フラックス濃集部近傍の chromosphere における主な加熱メカニズムは何か？
• RQ2 音響波と磁気場のトポロジーがどのように相互作用し、観測可能な chromosphere 動態を生じるか？
• RQ3 磁気フラックス濃集部では、間隔粒間領域や粒状領域と比較してなぜ温度逆転が生じるのか？
• RQ4 Ca II 854.2 nm などの chromosphere 線で観測される渦状運動は、磁気場線に沿った波動伝搬によってどのように生じるか？
• RQ5 非局所熱平衡効果およびコロナからのバック放射は、chromosphere 構造およびエネルギー収支にどの程度影響を与えるか？

主な発見

• 磁気フラックス濃集部は、上部光球層および下部 chromosphere において、間隔粒間領域や粒状領域よりも高温である。これは、その縁における局所的ジュール加熱に起因する。
• ジュール加熱は、chromosphere の主なエネルギー源であり、磁気場勾配が最大となる磁気フラックス濃集部の周辺でピークに達する。
• ねじれた磁気場線に沿って伝わる音響波は、らせん状の磁場トポロジーを生成し、Ca II 854.2 nm 線プロファイルに観測される渦状運動を誘発する。
• 本シミュレーションは、最近の Wedemeyer-Böhm & Rouppe van der Voort (2009) の観測と一致する、観測された渦状運動を再現した。
• フットポイントの運動に起因する磁気場トポロジーの動的変化により、一時的な力自由状態が生じ、chromosphere における磁力線のねじれが発生する。
• 高解像度下での局所ダイナモ作用により、時間とともに磁束の絶対値が増加し、シミュレーション中には磁束密度が約10 Gからより高い値に上昇した。