[論文レビュー] Spatial variation of periods of ion and neutral waves in a solar magnetic arcade

Błażej Kuźma, K. Murawski+3 more|arXiv (Cornell University)|May 20, 2021

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 50被引用数 6

ひとこと要約

本研究では、部分的にイオン化された重力的 stratificationを示す太陽の磁気アーケードを通過するイオン磁気音圧重力波および中性粒子音圧重力波の伝播を、2次元二流体MHDシミュレーションを用いて調査する。主な発見は、磁場構造—特に垂直方向と水平方向の磁場線—が波周期を劇的に変化させることである。磁気アーケードの足場部における垂直磁場は、顕著な180 s、220 s、および300 sの周期を生じるが、ループコア上部の水平磁場は長周期波を抑制し、主要なパワーを約180 sにまで低下させる。これはWiśniewskaら（2016）およびKayshapら（2018）の観測結果と一致する。

ABSTRACT

<div> <div> <div> <p>This work was supported through the projects of National Science Centre (NCN), Poland, grant nos. 2017/25/B/ST9/00506, 2017/27/N/ST9/01798, 2020/37/B/ST9/00184, and C14/19/089 (C1 project Internal Funds KU Leuven), G.0D07.19N (FWO-Vlaanderen), SIDC Data Ex- ploitation (ESA Prodex-12). This project (EUHFORIA 2.0) has received funding from the European Union’s Horizon 2020 research and innovation programme under grant agreement No 870405.</p> </div> </div> </div>

研究の動機と目的

• 部分的にイオン化された太陽の大気内における磁気アーケード内でのイオン波および中性波の周期の進化を理解すること。
• 特に垂直方向と水平方向の磁場成分の違いが、波周期分布に与える影響を調査すること。
• イオン-中性粒子の結合および波モード変換が、コロナおよびコアロナ層で観測された波周期をどのように形成するかを検討すること。
• Wiśniewskaら（2016）およびKayshapら（2018）の観測データと比較することで、モデルの妥当性を検証すること。
• 波周期のフィルタリングおよびエネルギー移動が、コアロナ加熱機構に与える影響を評価すること。

提案手法

• 重力的 stratificationを示す太陽の大気におけるイオン＋電子および中性粒子の2次元二流体モデルを用いた数値的シミュレーション。
• イオン-中性粒子間の結合は、運動量およびエネルギーの交換を含む、イオン-中性粒子衝突項によってモデル化される。
• 系は、イオン＋電子に対して拡張されたMHD方程式、中性粒子に対しては流体力学的方程式を用い、放射冷却項を含む。
• 初期条件として、足場部では垂直磁場、主ループ部では水平磁場を持つ磁気アーケードを設定する。
• 波励起は光球下部の対流運動によって駆動され、太陽のグランセーションを模倣する。
• さまざまな高さおよび空間的位置におけるイオン速度成分のフーリエパワースペクトルを計算し、主要な波周期を抽出する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 磁気アーケード内におけるイオン磁気音圧重力波および中性音圧重力波の周期は、高さに応じてどのように変化するか？
• RQ2 垂直磁場と水平磁場の配置が、観測された波周期分布に与える影響は何か？
• RQ3 光球部における強いイオン-中性粒子結合からコアロナ部における弱い結合への移行が、波周期の進化に与える影響は何か？
• RQ4 シミュレーションで得られた波周期は、Wiśniewskaら（2016）およびKayshapら（2018）の観測データとどの程度一致するか？
• RQ5 β=1領域におけるモード変換および波の反射が、最終的な波周期スペクトルを形成する上で果たす役割は何か？

主な発見

• イオン-中性粒子結合が強い光球部では、主に250 sから350 sの間の広帯域スペクトルを示す。
• 磁気アーケードの足場部の上では、磁場が主に垂直方向を向いているため、180 s、220 s、および300 sという顕著な波周期が現れる。
• 主ループの上部では、磁場線が主に水平方向を向いているため、主な波周期は約180 sにまで低下し、長周期成分のパワーは顕著にない。
• 磁気アーケード構造は、初期の300 sのグランセーション駆動波スペクトルをフィルタリングおよび変更する波ガイドとして機能し、特定の領域で短周期を優遇する。
• シミュレーションされた波周期分布は、特にコアロナ層において、Wiśniewskaら（2016）およびKayshapら（2018）の観測データと強く一致する。
• 不均一領域（例：β=1）における屈折および反射により、波エネルギー移動が顕著に変化し、減衰およびモード変換が生じ、最終的な観測周期分布を形成する。