[論文レビュー] Model of Reconnection of Weakly Stochastic Magnetic Field and its Implications

A. Lazarian, Ethan T. Vishniac|ArXiv.org|Dec 11, 2008

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 2被引用数 11

ひとこと要約

本稿では、乱流によって誘導される磁力線の確率的性質が、衝突のないプラズマ効果を必要とせずにアルベール速度で磁気再結合を可能にする、弱い確率的磁場における高速磁気再結合のモデルを提案する。主な貢献は、再結合の効率が磁場の確率的性質の程度に依存することであり、銀河間空間や降着円盤などの一般的な天体物理学的環境で高速再結合を可能にする。

ABSTRACT

We discuss the model of magnetic field reconnection in the presence of turbulence introduced by us approximately ten years ago. The model does not require any plasma effects to be involved in order to make the reconnection fast. In fact, it shows that the degree of magnetic field stochasticity controls the reconnection. The turbulence in the model is assumed to be subAlfvenic, with the magnetic field only slightly perturbed. This ensures that the reconnection happens in generic astrophysical environments and the model does not appeal to any unphysical concepts, similar to the turbulent magnetic diffusivity concept, which is employed in the kinematic magnetic dynamo. The interest to that model has recently increased due to successful numerical testings of the model predictions. In view of this, we discuss implications of the model, including the first-order Fermi acceleration of cosmic rays, that the model naturally entails, bursts of reconnection, that can be associated with Solar flares, as well as, removal of magnetic flux during star-formation.

研究の動機と目的

• 高導電性の天体物理学的プラズマにおける長年の遅い再結合の問題を解決すること。ここでは、標準的なサウルト・パークァー再結合は遅すぎる。
• サブアルベール乱流によって誘導される磁場の確率的性質—これが衝突のないプラズマ効果に依存せずに高速再結合を可能にすることを示すこと。
• 銀河間空間、星、降着円盤のような衝突的環境に適用可能な物理的に一貫した高速再結合のフレームワークを提供すること。
• 太陽フレア、宇宙線加速、磁気対流作用といった天体物理学的現象を、確率的再結合に基づく統一的メカニズムで説明すること。
• 数値シミュレーションを通じてモデルを検証し、エネルギー散逸、粒子加速、磁場拡산への影響を示すこと。

提案手法

• サブアルベール乱流による弱い確率的磁場構造を組み込んだことで、サウルト・パークァー再結合フレームワークを拡張するモデルを構築する。
• 磁力線がわずかに摺れず、再結合層の厚さと同程度のスケールの乱流渦によって確率的性質が生じると仮定する。
• 再結合速度は乱流拡散とアルベール速度の出力速度のバランスによって決定され、主要なパラメータは乱流拡散と抵抗率拡散の比である。
• MHD乱流のGS95（ゴールドレーチ・スリダール）スケーリングを用いて、磁場フラクチュエーションの非等方的構造とそれが高速再結合を可能にする役割を記述する。
• 再結合速度がアルベール速度を、ルンシュトラット数の対数で割ったものに比例すると導出するが、効果的抵抗率は確率的磁力線の散逸に起因する乱流拡散率に置き換えられる。
• モデルは、電子加熱効率が再結合渦のスケールに制限され、(V_A l / η)^{-2/5} (v_l / v_A)^{8/5} (l / L_x)^{4/5} のようにスケーリングすることを予測し、非一様かつ劣化した加熱を示唆する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 衝突的天体物理学的プラズマにおいて、衝突のない効果を用いずに高速磁気再結合が可能か？
• RQ2 サブアルベール乱流による弱い磁場の確率的性質が、再結合速度とエネルギー散逸にどのように影響するか？
• RQ3 確率的再結合が、宇宙線の一次ファーミ加速に及ぼす影響は何か？
• RQ4 乱流再結合が、銀河磁場の磁気対流作用と進化にどのように影響するか？
• RQ5 確率的再結合は、MHD乱流におけるエネルギー cascade を妨げる可能性がある未解像の磁場ノードの蓄積をどの程度防ぐか？

主な発見

• モデルは、磁場構造の弱い確率的性質のおかげで、衝突的環境でもアルベール速度で再結合が進行できることを示し、衝突のないプラズマ効果の必要性を回避することを実証した。
• 数値的シミュレーションにより、モデルの予測が確認され、天体物理学的文脈における高速再結合のメカニズムとしての妥当性が裏付けられた。
• 再結合速度は V_A / ln R_L に比例するが、効果的抵抗率は磁力線の散逸に起因する乱流拡散率に置き換えられるため、高いルンシュトラット数でも高速再結合が可能になる。
• 電子加熱効率は ε_e ≲ (V_A l / η)^{-2/5} (v_l / v_A)^{8/5} (l / L_x)^{4/5} に制限され、磁気エネルギーのわずかな割合しか電子熱に変換されないことを示唆する。
• 確率的再結合は、太陽フレアに伴う再結合の爆発的発生と、宇宙線の効率的な一次ファーミ加速を自然に説明できる。
• 確率的再結合は、未解像の磁場ノードの蓄積を防ぎ、GS95エネルギー cascade を支持し、天体物理学的プラズマにおけるMHD乱流理論の有効性を維持する。