[論文レビュー] Solar Fe abundance and magnetic fields - Towards a consistent reference metallicity

D. Fabbian, F. Moreno‐Insertis+2 more|arXiv (Cornell University)|Sep 13, 2012

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 44被引用数 27

ひとこと要約

本研究は、太陽対流の3次元放射移動-MHDシミュレーションを用いて、磁場が太陽鉄含有量の決定に与える影響を調査する。磁場フラックスを含めることで、温度構造への間接的影響により、鉄含有量の推定値が最大0.15 dex上昇することが判明した。非磁気的3次元モデルと比較した補正量は0.03–0.11 dexであり、鉄含有量の推定値を磁場を考慮した上で上方に再評価する必要があることを示唆している。

ABSTRACT

We investigate the impact on Fe abundance determination of including magnetic flux in series of 3D radiation-MHD simulations of solar convection which we used to synthesize spectral intensity profiles corresponding to disc centre. A differential approach is used to quantify the changes in theoretical equivalent width of a set of 28 iron spectral lines spanning a wide range in lambda, excitation potential, oscillator strength, Landé factor, and formation height. The lines were computed in LTE using the spectral synthesis code LILIA. We used input magnetoconvection snapshots covering 50 minutes of solar evolution and belonging to series having an average vertical magnetic flux density of 0, 50, 100 and 200 G. For the relevant calculations we used the Copenhagen Stagger code. The presence of magnetic fields causes both a direct (Zeeman-broadening) effect on spectral lines with non-zero Landé factor and an indirect effect on temperature-sensitive lines via a change in the photospheric T-tau stratification. The corresponding correction in the estimated atomic abundance ranges from a few hundredths of a dex up to |Delta log(Fe)| ~ 0.15 dex, depending on the spectral line and on the amount of average magnetic flux within the range of values we considered. The Zeeman-broadening effect gains relatively more importance in the IR. The largest modification to previous solar abundance determinations based on visible spectral lines is instead due to the indirect effect, i.e., the line-weakening caused by a warmer stratification on an optical depth scale. Our results indicate that the average solar iron abundance obtained when using magnetoconvection models can be 0.03-0.11 dex higher than when using the simpler HD convection approach. We demonstrate that accounting for magnetic flux is important in state-of-the-art solar photospheric abundance determinations based on 3D simulations.

研究の動機と目的

• 磁場が太陽光球モデルにおける鉄線形成および含有量決定に与える影響を評価すること。
• 磁場フラックスが3次元対流シミュレーションにおける温度構造およびスペクトル線プロファイルに与える影響を定量化すること。
• 磁気的効果が無視された非磁気的3次元モデルが、太陽鉄含有量を系統的に低く見積もっているかどうかを特定すること。
• 磁場を含む3次元流体力学的モデルから得られる鉄含有量に適用する補正係数を提供すること。
• 線の等価幅に影響を与える要因として、ゼーマン幅広げと熱的構造の変化の相対的な重要性を評価すること。

提案手法

• コペンハーゲンStaggerコードを用いて、磁場フラックス密度が0、50、100、200 Gの太陽対流の3次元放射移動-MHDシミュレーションを実施した。
• 非磁気的3次元モデルとの比較を目的として、LTE条件下でLILIAスペクトル合成コードを用いて円盤中心におけるスペクトル強度プロファイルを合成した。
• 分析対象として、多様な波長、励起エネルギー、オシレーター強度、Landé因子を有する28本の鉄線を選定した。
• シミュレーションの50分間の時間平均スナップショットを用いて、等価幅を計算し、含有量補正を評価した。
• 非磁気的モデルとの相対的な等価幅の変化およびそれに伴う含有量補正（Δlog ε(Fe)）を差分法により計算した。
• 線形成に及ぼす磁場効果を、直接的（ゼーマン幅広げ）と間接的（温度構造のシフト）に区別した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 磁場は太陽光球における鉄スペクトル線形成にどのように影響するか？
• RQ2 3次元太陽対流モデルにおける磁場の影響による含有量補正の大きさと波長依存性は何か？
• RQ3 線の等価幅に影響を与える要因として、ゼーマン幅広げと温度構造の変化のどちらが支配的か？
• RQ4 非磁気的モデルと比較して、3次元モデルに磁場フラックスを含めることで、推定される太陽鉄含有量にどの程度の影響があるか？
• RQ5 現在の3次元モデリングフレームワークで磁気的効果が無視されたことが、太陽鉄含有量の決定に生じる乖離を説明できるか？

主な発見

• 3次元太陽対流シミュレーションに磁場を含めることで、推定される太陽鉄含有量が、線や磁場フラックスのレベルに応じて最大0.15 dex上昇する。
• 垂直磁場フラックス密度の平均値が100 Gの場合、全可視鉄線に対して約0.04 dex、Asplund et al. (2000b)と共通する線に対しては約0.07 dexの含有量補正が得られた。
• 磁場による温度構造の上昇に起因する間接的効果が、特に可視光領域で含有量補正の主因を占める。
• 赤外領域ではゼーマン幅広げの相対的寄与が大きくなるが、全体的な寄与は間接的熱的効果に比べて小さい。
• 含有量補正は平均絶対値磁場強度⟨|B_vert|⟩にほぼ比例しており、磁場を含めた場合に鉄含有量が系統的に上方に再評価される傾向があることが示された。
• 結果から、磁場フラックスを適切に考慮した場合、太陽鉄含有量はlog ε(Fe) ≥ 7.50としてより正確に推定できる可能性があり、非磁気的3次元モデルに基づく従来の推定値に疑問を呈する。