[論文レビュー] Simulations of Stellar Magnetoconvection using the Radiative MHD Code `StellarBox'

A. A. Wray, Khalil Bensassi+3 more|arXiv (Cornell University)|Jul 29, 2015

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 2被引用数 13

ひとこと要約

本稿では、太陽および星の対流層と大気における乱流を現実的にモデル化した高次元、圧縮性放射熱MHDコード「StellarBox」を提案する。太陽では、初期に一様な磁場が細胞間の下降流によって自己組織化され、コンactな黒spotに類似した構造を形成するが、より質量の大きな星（1.35 M⊙）では、このような構造は形成されず、磁場は細胞間の領域に小規模なパッチ状に分布したままとなる。

ABSTRACT

Realistic numerical simulations, i.e., those that make minimal use of ad hoc modeling, are essential for understanding the complex turbulent dynamics of the interiors and atmospheres of the Sun and other stars and the basic mechanisms of their magnetic activity and variability. The goal of this paper is to present a detailed description and test results of a compressible radiative MHD code, `StellarBox', specifically developed for simulating the convection zones, surface, and atmospheres of the Sun and moderate-mass stars. The code solves the three-dimensional, fully coupled compressible MHD equations using a fourth-order Padé spatial differentiation scheme and a fourth-order Runge-Kutta scheme for time integration. The radiative transfer equation is solved using the Feautrier method for bi-directional ray tracing and an opacity-binning technique. A specific feature of the code is the implementation of subgrid-scale MHD turbulence models. The data structures are automatically configured, depending on the computational grid and the number of available processors, to achieve good load balancing. We present test results and illustrate the code's capabilities for simulating the granular convection on the Sun and a set of main-sequence stars. The results reveal substantial changes in the near-surface turbulent convection in these stars, which in turn affect properties of the surface magnetic fields. For example, in the solar case initially uniform vertical magnetic fields tend to self-organize into compact (pore-like) magnetic structures, while in more massive stars such structures are not formed and the magnetic field is distributed more-or-less uniformly in the intergranular lanes.

研究の動機と目的

• 乱流を伴う太陽および星の対流層を最小限の恣意的仮定で高精度にシミュレートできる圧縮性放射熱MHDコードの開発。
• 質量の異なる主系列星における対流と磁場ダイナミクスの違いを調査すること。
• 乱流対流と放射冷却の文脈において、黒spotやポアのような磁場構造の形成メカニズムを理解すること。
• 標準的なCFDおよびMHDベンチマークを用いてコードの精度と頑丈さを検証し、渦管の形成や磁場の自己組織化といった主要な物理過程を捉えるための解像度要件を評価すること。

提案手法

• コードは、4次精度のPadé空間離散化と4次ルンゲ・クッタ時間積分法を用いて3次元圧縮性MHD方程式を解く。
• 放射移動は、双方向のレイトレーシングと吸収率のバンド化を用いたFeautrier法により解き、周波数依存の放射熱プロセスを扱う。
• 小スケール乱流の応力とエネルギー伝達を捉えるために、サブグリッドスケールの大渦シミュレーション（LES）乱流モデルを導入する。
• 大規模並列アーキテクチャ上で効率を維持するため、動的データ構造と自動負荷分散を採用する。
• 太陽および星の化学組成に基づいた実際の星の状態方程式と吸収率表を用いた直交座標系ドメインでシミュレーションを実行する。
• 初期条件として上部対流層に一様な垂直磁場を設定し、自己組織化と構造形成の過程を追跡する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 数値グリッドの解像度が、太陽および星の磁気対流シミュレーションにおける磁場構造の形成にどのように影響するか。
• RQ2 太陽光球面における自己組織化磁場領域の特徴的なサイズは何かが決定するのか。また、なぜより質量の大きな星ではそれらが形成されないのか。
• RQ3 細胞間の下降流と渦管は、太陽および星の表面層における磁場の組織化にどのように寄与するか。
• RQ4 放射冷却は、高速下降流および磁束集中の形成を駆動する役割を果たすのか。
• RQ5 主系列星の質量に応じて、粒状対流の性質と磁場分布の特徴はどのように変化するか。

主な発見

• 太陽のケースでは、初期に一様な垂直磁場が、強い細胞間の下降流によって自然に、3–4 Mm幅のコンパクトなポアに類似た構造へと自己組織化される。
• このポアに類似た構造の形成は、ドメインサイズに依存せず安定しており、100×100×40 Mmの大きなドメインでも確認された。
• 1.35 M⊙の星では、大規模な磁場構造は形成されず、磁場は細胞間の領域に小規模なパッチ状に集中する。
• 1.35 M⊙の星の粒状領域内では磁場が100–200 Gに達するが、太陽の粒状領域では磁場ははるかに弱い。
• 磁場構造の形成に必要な力学的過程を解像するためには、グリッド間隔が≤25 kmである必要がある。粗いグリッドでは、このような特徴は再現されない。
• 粒状対流のスケールは、太陽では約1 Mmから1.6 M⊙の星では約20 Mmに増加し、より質量の大きな星ではメソグランセーションスケールでのクラスタリングが観察される。