[論文レビュー] The Magnetic Fields of the Quiet Sun

J. Sánchez Alméida, M. J. Martínez González|arXiv (Cornell University)|May 2, 2011

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 5被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、散発的で小スケールの磁場を持つにもかかわらず、静穏層域が非常に磁化されているという理解の転換をレビューしている。高度な診断法と3次元MHDシミュレーションを用いて、静穏層域の磁場—主に1–2 hGの垂直集中磁場—が太陽エネルギーおよびフラックス予算に顕著な寄与をし、コロナ加熱や太陽風加速に影響を与え、太陽の元素組成推定値にも影響を及ぼすことを示している。

ABSTRACT

This work reviews our understanding of the magnetic fields observed in the quiet Sun. The subject has undergone a major change during the last decade (quiet revolution), and it will remain changing since the techniques of diagnostic employed so far are known to be severely biased. Keeping these caveats in mind, our work covers the main observational properties of the quiet Sun magnetic fields: magnetic field strengths, unsigned magnetic flux densities, magnetic field inclinations, as well as the temporal evolution on short time-scales (loop emergence), and long time-scales (solar cycle). We also summarize the main theoretical ideas put forward to explain the origin of the quiet Sun magnetism. A final prospective section points out various areas of solar physics where the quiet Sun magnetism may have an important physical role to play (chromospheric and coronal structure, solar wind acceleration, and solar elemental abundances).

研究の動機と目的

• 静穏層域の磁場状態を再評価し、長年にわたり非磁化と見なされてきた状態に疑問を呈する。
• 従来の磁気計測法に起因する深刻な観測バイアスが、弱く散発的な磁場の検出を妨げてきたことに対処する。
• 静穏層域磁場のコロナ加熱、太陽風加速、太陽元素組成推定への物理的役割を調査する。
• 特に太陽最大期における1–2 hGの磁場が、太陽エネルギーおよびフラックス予算に与える影響を評価する。
• 乱流ダイナモ理論的モデルを観測データと統合し、静穏層域磁場の起源と進化を説明する。

提案手法

• 太陽光球層における散発的磁場の出現と進化をモデル化するため、3次元放射移動MHDシミュレーション（例：Cattaneo 1999a）を用いる。
• 弱い磁場の検出と特徴付けに、ゼーマン効果、ハンレ効果、ゼーマン幅拡大といった高度な偏光診断法を適用する。
• 高分解能太陽観測からの磁場強度およびフラックス分布の統計的分析を実施する。
• 短時間スケールのダイナミクス（例：ループの出現）を調査するため、高コマ速度観測の時系列解析を用いる。
• 太陽光球層の3次元流体力学モデル（例：Stein & Nordlund 1998）に磁場補正を組み込み、スペクトル線形成への影響を評価する。
• 3次元モデルにおける磁場有無の比較による線形成シミュレーションを通じて、静穏層域磁場が太陽の元素組成推定値に与える影響を評価する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 静穏層域における真の磁場強度およびフラックス密度は何か？ また、活動領域と比べてどうか？
• RQ2 ゼーマン効果やハンレ効果といった観測手法が、静穏層域における弱く散発的な磁場の検出にどのようにバイアスを及えるか？
• RQ3 短時間スケールで、静穏層域に小スケールの磁場ループが出現・進化する物理的メカニズムは何か？
• RQ4 静穏層域磁場がコロナ加熱および太陽風加速にどれほど寄与しているか？
• RQ5 静穏層域に1–2 hGの磁場が存在する場合、推定される太陽の元素組成およびその宇宙論的意味にどのような影響を与えるか？

主な発見

• 静穏層域は平均して1–2 hGの磁場を有しており、太陽最大期における活動領域のそれよりも顕著に高い無符号磁束密度を示している。
• 静穏層域の磁場強度は、小スケールで散発的な集中に支配されており、乱流ダイナモシミュレーションでは平均磁場強度が約130 Gである。
• 従来の磁気計測法に起因する観測バイアス（例：キャンセレーション効果）が、静穏層域における真の磁束およびエネルギーを著しく低く見積もっていた。
• 最近の観測により、光球層から粒状サイズの磁場ループが出現し、コロナ層に上昇して進むことが確認された。これらのループは、再結合やMHD波の励起によってコロナ加熱に寄与する可能性がある。
• これらの上昇するループが運ぶエネルギーは、コロナ層の放射損失を補うのに十分であり、コロナ加熱機構における重要な役割を果たしている可能性がある。
• 3次元太陽モデルに1–2 hGの静穏層域磁場を組み込むと、推定される太陽の元素組成がさらに10%低減される。これは、磁場が元素組成推定に果たす重要な役割を示している。