[論文レビュー] Magnetic Reconnection in Astrophysical Systems

Dmitri Uzdensky|arXiv (Cornell University)|Jul 28, 2006

Geomagnetism and Paleomagnetism Studies被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、天体的系における高速でエネルギー的に有意かつ観測可能な磁気リコネクションが、衝突なし、力フリー、光学的に薄いプラズマ状態を要することを提案する。研究では、このような状態でペツケック型リコネクションが支配的であり、Y字型のヘルメットストリーマが一般的な構成であると主張する。主な貢献は、プラズマ密度が臨界衝突なし状態を維持するように調整されることで、自己調整型のコロナ加熱機構が成立し、間歇的で高速なリコネクションフレアが可能になることである。

ABSTRACT

The main subject of my talk is the question: in what kind of astrophysical systems magnetic reconnection is interesting and/or important? To address this question, I first put forward three general criteria for selecting the relevant astrophysical environments. Namely, reconnection should be: fast; energetically important; and observable. From this, I deduce that the gas density should be low, so that the plasma is: collisionless; force-free; and optically thin. Thus, for example, the requirement that reconnection is fast implies that Petschek's reconnection mechanism must be operating, which is possible, apparently, only in the collisionless regime. Next, I argue that the force-free condition implies that the magnetic field be produced in, and anchored by, a nearby dense massive object, e.g., a star or a disk, strongly stratified by gravity. I then stress the importance of field-line opening (e.g., by differential rotation) as a means to form a reconnecting current sheet. Correspondingly, I suggest the Y-point helmet streamer as a generic prototypical magnetic configuration relevant to large-scale reconnection in astrophysics. Finally, I discuss several specific astrophysical systems where the above criteria are met: stellar coronae, magnetically-interacting star--disk systems, and magnetized coronae above turbulent accretion disks. In the Appendix, I apply the ideas put forward in this talk to the solar coronal heating problem.

研究の動機と目的

• 磁気リコネクションが高速でエネルギー的に重要かつ観測可能である天体的系を特定すること。
• リコネクションが力学的に有意義になるために必要な物理的条件——衝突なし、力フリー、光学的に薄い——を確立すること。
• 太陽のコロナ加熱が、リコネクション速度とプラズマ密度のフィードバックによって自己調整的に行われることを説明すること。
• Y字型のヘルメットストリーマを、リコネクションに適した一般的な大規模磁気構造として提唱すること。
• 大規模なフレアと小規模な乱流的リコネクション事象を区別し、観測可能でエネルギー的なイベントに焦点を当てること。

提案手法

• 『高速』リコネクションを系のサイズLに依存しないレートとして定義し、スイート・パーカー則に代わってペツケック則を支持する。
• 衝突的から衝突なしリコネクションへの遷移を示す臨界密度閾値 $ n_c \sim 2 \cdot 10^{10} \, \text{cm}^{-3} \, B_{1.5}^{4/3} \, L_{9}^{-1/3} $ を導出する。
• コロナ加熱をフィードバックループとしてモデル化する：リコネクションがプラズマを加熱 → 蒸発を駆動 → 密度が上昇 → リコネクションが抑制される。冷却により再び臨界衝突なし状態が回復するまで待機する。
• 磁場と高密度で重力的層化を持つ源（星や降着円盤）を結ぶ力フリー条件を適用する。
• 差動回転やねじれたフットポイントによる磁力線の開口を用いて、リコネクションに必要な大規模な電流シートを生成する。
• 具体的な系を分析：星のコロナ、磁化されたディスク・コロナ系、乱流的降着円盤コロナが、条件を満たしていることを示す。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 天体的系において磁気リコネクションが高速でエネルギー的に重要かつ観測可能であるためには、どのような物理的条件を満たす必要があるか？
• RQ2 衝突的（スイート・パーカー型）から衝突なし（ペツケック型）リコネクションへの遷移はどのように起こり、臨界密度閾値は何かに依存するか？
• RQ3 プラズマ密度のフィードバックは、コロナ加熱の調節と臨界衝突なし状態の維持にどのように寄与するか？
• RQ4 なぜY字型のヘルメットストリーマ構造は、大規模天体的リコネクションに一般的で関連性のある構造とされるのか？
• RQ5 磁力線の開口とねじれたフットポイントの運動は、磁化されたコロナでリコネクション可能な電流シートを形成するためにどのように寄与するか？

主な発見

• 衝突なしリコネクションの臨界密度は $ n_c \sim 2 \cdot 10^{10} \, \text{cm}^{-3} \, B_{1.5}^{4/3} \, L_{9}^{-1/3} $ であり、ここで $ B_{1.5} $ は1.5 G単位の磁場、$ L_9 $ は $ 10^4 $ km単位のリコネクション層長さを表す。
• 天体的スケールの高速リコネクションは、異常抵抗率ではなく波媒長過程によって駆動される衝突なし状態におけるペツケック型メカニズムによって支配される。
• コロナ加熱は自己調整的である：リコネクションがプラズマ密度を上昇させ、再びリコネクションが抑制される。冷却により再び臨界密度が回復し、高速リコネクションが可能になる。
• Y字型のヘルメットストリーマは、磁力線の開口と電流シート形成を通じて自然にリコネクションを支持する一般的な大規模磁気構造として特定された。
• 星のコロナおよび磁化されたディスク・コロナ系におけるリコネクションは、低密度、力フリー場、光学的薄さのため、エネルギー的に重要かつ観測可能である。
• 光球のフットポイント運動からのエネルギー入力は、コロナ構造の高さが増すに従い水平磁場が減少するため、高さに比例して減少し、自己調整機構に寄与する。