[論文レビュー] The Deep Layers of Sunspot Umbrae

G. Stellmacher, E. Wiehr|arXiv (Cornell University)|Oct 16, 2012

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 5

ひとこと要約

本稿では、近赤外連続スペクトル強度およびC I線プロファイルを用いて、光球層より深い大気層にまで拡張されたM0黒spot umbraモデル（M3）を提案する。T⁴(τR)温度構造を仮定し、1.67 μm連続スペクトルおよびC I線に適合させることで、観測的制約との最良の妥協が達成され、有効温度は3750 Kであると判明した。これは、対流が存在するならば、光球層よりもはるかに深い層で発生している必要があることを示している。

ABSTRACT

We model the deepest observable layers of dark sunspot umbral atmospheres in terms of an empirical model which equally describes observed near infrared continuum intensities and line profiles. We use the umbral continuum intensity at 1.67 nm and the three C I lines at 1,6888, 1,7449 and 1,7456 nm to model the deep layers near the minimum of H- absorption. We find that a radiative equilibrium stratification yields the best compromise between continuum and C I line observations. We determine the effective temperature from the umbral and photospheric flux ratio by down-scaling the monochromatic photospheric flux with the umbral contrast for each frequency. The thus obtained monochromatic umbral flux and the photospheric one are integratied over the whole frequency range, yielding the ratio of total umbral and photospheric flux, which gives 3560 K < T_eff < 3780 K. We assume for our model M3 T_eff=3750 K and fit M3 to the theoretical model by Meyer et al. (1974). Comparison of the model's 'nabla' gradient with the adiabatic one shows that umbral convection, if existing at all, can only occur at considerably deeper layers than in the photosphere.

研究の動機と目的

• 放射平衡が支配的である深部大気層への黒spot umbraの経験的M0モデルの拡張を目的とする。
• 観測された近赤外連続スペクトル強度およびC I線プロファイルを、一貫したモデルで説明することを目的とする。
• 観測された umbra 対照度を用いた光球層フラックスのスケーリングにより、umbra の有効温度を決定することを目的とする。
• 温度勾配解析を用いて、umbra における対流不安定の深さを光球層と比較することを目的とする。
• 深部umbraにおける原子炭素線強度に及ぼす線ブランケット効果および分子形成（CO）の影響を評価することを目的とする。

提案手法

• 1.67 μm連続スペクトルおよびC I線プロファイルからの制約をバランスさせるために、T⁴(τR)温度構造を仮定し、M0モデルを深部層に外挿する。
• 中心付近の変化がないと仮定し、光球層フラックス（Unsöld, 1956）を観測された umbra 対光球層強度比で乗算することで単色的 umbra フラックスを計算する。
• 周波数にわたって単色的フラックスを統合し、全 umbra フラックスおよび光球層フラックスを導出し、有効温度を3560 Kから3780 Kの範囲に求める。
• 観測されたC I線（16888Å, 17456Å, 17449Å）の等価幅を上限として扱い、余剰光およびCO形成効果を補正する。
• Hall（1974）の赤外アトラスおよびWöhl（1975）の可視光データを用いて、フローレンダー線吸収の補正を行い、系統的誤差を最小限に抑える。
• 1.67 μm強度が10⁻³以内に収まるように、M3をMeyerら（1974）の理論モデルとΘ = 5040/T vs. log Pg 平面で比較する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 深部黒spot umbra における1.67 μm連続スペクトルおよびC I線プロファイルに最も適合する温度構造は何か？
• RQ2 観測された連続スペクトル対照度および光球層フラックスのスケーリングに基づく umbra の有効温度は何か？
• RQ3 線ブランケット効果および分子形成（CO）は、深部 umbra におけるC I線強度にどのように影響を与えるか？
• RQ4 光球層と比較して、umbra における対流不安定が最初に可能になる光学的厚さは何か？
• RQ5 線プロファイルにマクロ乱流が観測されない現象は、対流の深部からの始まりによって説明可能か？

主な発見

• T⁴(τR)温度構造に基づくM3モデルが、1.67 μm連続スペクトル制約およびC I線強度制限の両方を最もよく満たす。
• umbra の有効温度は3560 K < T_eff < 3780 K に制限され、採用された値は3750 Kである。
• 温度勾配∇ = dlogT/dlogP_g の最大値は umbra においてτ₀.₅ ≈ 10.0に現れ、光球層ではτ₀.₅ ≈ 2.0である。
• 対流は umbra においてτ₀.₅ ≈ 2.4で初めて可能となり、光球層（τ₀.₅ ≈ 0.44）と比較してはるかに深い層であることが示された。
• 線ブランケット効果はτ_R ≈ 1.65–10⁻³で「後方加熱」を引き起こし、τ_R ≤ 10⁻³では「境界温度の低下」を引き起こす。これは、ペグ・フェンスモデルと整合的である。
• CO形成がC I線強度に与える影響は約25％と推定され、モデルは等価幅の計算においてこれを考慮している。