[論文レビュー] Mechanism of local dynamo action on the Sun

Irina Kitiashvili, А. Г. Косовичев+2 more|arXiv (Cornell University)|Dec 3, 2013

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 1被引用数 5

ひとこと要約

本研究では、3次元放射遷移MHDシミュレーションを用いて、対流層上部500 kmにおける局所ダイナモ作用が、極めて弱い初期磁場（10⁻⁶ Gまで）を1000 G以上に増幅し、小スケール磁気構造を形成できることを示している。このプロセスは、流れの収束、せん断、ヘリカル運動、乱流的収縮によって駆動され、光球面では垂直磁場が、その上では水平磁場が生成され、観測された「塩と胡椒」型磁気特徴と整合的である。

ABSTRACT

In the quiet Sun, magnetic fields are usually observed as small-scale magnetic elements, `salt and pepper', covering the entire solar surface. By using 3D radiative MHD numerical simulations we demonstrate that these fields are a result of local dynamo action in the top layers of the convection zone, where extremely weak `seed' magnetic fields can locally grow above the mean equipartition field (e.g., from a $10^{-6}$ G `seed' field to more than 1000 G magnetic structures). We find that the local dynamo action takes place only in a shallow, about 500 km deep, subsurface layer, from which the generated field is transported into deeper layers by convection downdrafts. We demonstrate that the observed dominance of vertical magnetic fields at the photosphere and the horizontal fields above the photosphere can be explained by multi-scale magnetic loops produced by the dynamo.

研究の動機と目的

• 『塩と胡椒』型特徴として観測される小スケール磁場を生成する、太陽の上部対流層における局所ダイナモ作用のメカニズムを調査すること。
• 10⁻⁶ Gという極めて弱い初期磁場が、光球面で1000 Gを超える強い磁場構造にどのように増幅されるかを特定すること。
• せん断、ヘリシティ、乱流的収縮といった主な物理的メカニズムが、亜表層層における磁場増幅をどのように駆動しているかを同定すること。
• 光球面における垂直磁場の優位性とその上部における水平磁場の優位性を、マルチスケール磁気ループのトポロジーを用いて説明すること。
• 観測による磁場非対称性測定値の不一致を、ダイナモ生成磁場トポロジーと結びつけることで解明すること。

提案手法

• 圧縮性で乱流的な対流を含み、完全に結合された放射移動を扱う3次元放射遷移MHD「SolarBox」コードを用い、LES（大規模渦解析）形式を採用した。
• 質量、運動量、エネルギー、磁束の時間的・グリッドセル平均保存方程式を、マルチスペクトルビン放射移動法を用いて解いた。
• 初期の熱力学的および構造的条件として、標準太陽モデルを用い、異なるシミュレーション実行で10⁻⁶ Gから10⁻² Gまでの初期磁場を設定した。
• ダイナモメカニズムと磁場構造形成の解析のために、磁場の時間発展、流れのトポロジー、電流密度を追跡した。
• エネルギー移動とコルゴゴフ型スケーリングを評価するために、磁場非対称性および乱流運動エネルギー分佈スペクトルを分析した。
• 磁気トポロジーの可視化として、電流密度ストリームラインおよび磁場線追跡を用い、光球面の上下におけるループ構造と接続性を明らかにした。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 対流層上部500 kmにおける局所ダイナモ作用が、10⁻⁶ Gという極めて弱い初期磁場を、光球面で観測可能な強度（1000 G以上）に増幅できるか。
• RQ2 せん断、ヘリシティ、または乱流的収縮といった主な物理的メカニズムが、亜表層層における磁場増幅をどのように駆動しているか。
• RQ3 なぜ光球面では垂直磁場が優位的であり、その上では水平磁場が優位的であるのか。磁場トポロジーはこの非対称性をどのように説明できるか。
• RQ4 観測された磁気ネットワーク構造（例：『塩と胡椒』型特徴）およびそのマルチスケールループトポロジーは、ダイナモプロセスからどのように生じるか。
• RQ5 シミュレーションで得られた磁場特性は、観測による磁場強度および非対称性測定値の不一致をどの程度解消できるか。

主な発見

• 局所ダイナモは、ヘリカルな流れが最も強い、浅い約500 kmの亜表層層に限定して作用している。
• 10⁻⁶ Gの初期磁場が、光球面で600 G程度の等エネルギー密度磁場を上回る1000 Gを超える強度にまで増幅される。
• 磁場増幅は、4つの密接に結びついたメカニズムによって駆動されている：間接セル内の集中、せん断流れ、運動的ヘリシティ（α効果）、乱流的収縮。
• 光球面における垂直磁場の優位性とその上部における水平磁場の優位性は、複雑なトポロジーを持つマルチスケール磁気ループの形成によって説明できる。
• 電流密度ストリームラインは、光球面上方でらせん状およびアーク状の構造を示しており、反磁性磁場パッチを直接結ぶ磁場線がなくても、複雑な電流系が存在することを示している。
• 光球面における乱流運動エネルギー分佈スペクトルは、コルゴゴフの-5/3乗法則に近づき、磁気ネットワークの影響によってエネルギーが小スケールから大スケールへ移動していることを示している。