[論文レビュー] Threaded-Field-Lines Model for the Low Solar Corona Powered by the Alfven Wave Turbulence

И. В. Соколов, B. van der Holst+7 more|arXiv (Cornell University)|Sep 8, 2016

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 40被引用数 3

ひとこと要約

本稿では、低太陽コロナおよび遷移領域を高い計算効率でシミュレートするため、Alfvén波乱流に基づくAWSoM-Rモデルと組み合わせたスレッド付き磁力線モデル（TFLM）を提案する。1.1 R⊙で定義される境界から磁力線を追跡し、各磁力線に沿って1次元のプラズマおよび波動方程式を解くことで、約200コアでリアルタイムを超える性能を達成しつつ、観測されたコロナ加熱、太陽風加速、およびストリーマ・ブルブのような間欠的で遅い風構造を正確に再現している。

ABSTRACT

We present an updated global model of the solar corona, including the transition region. We simulate the realistic tree-dimensional (3D) magnetic field using the data from the photospheric magnetic field measurements and assume the magnetohydrodynamic (MHD) Alfvén wave turbulence and its non-linear dissipation to be the only source for heating the coronal plasma and driving the solar wind. In closed field regions the dissipation efficiency in a balanced turbulence is enhanced. In the coronal holes we account for a reflection of the outward propagating waves, which is accompanied by generation of weaker counter-propagating waves. The non-linear cascade rate degrades in strongly imbalanced turbulence, thus resulting in colder coronal holes. The distinctive feature of the presented model is the description of the low corona as almost-steady-state low-beta plasma motion and heat flux transfer along the magnetic field lines. We trace the magnetic field lines through each grid point of the lower boundary of the global corona model, chosen at some heliocentric distance, $R=R_{b}\sim1.1\ R_\odot$ well above the transition region. One can readily solve the plasma parameters along the magnetic field line from 1D equations for the plasma motion and heat transport together with the Alfvén wave propagation, which adequately describe physics within the heliocentric distances range, $R_{\odot}

研究の動機と目的

• Alfvén波乱流にのみ依存する、計算的に効率的で物理的根拠を持つ低太陽コロナおよび遷移領域のモデルを開発すること。
• 非線形波の散逸を唯一のエネルギー源として用いることで、恣意的な加熱関数や自由パラメータを排除し、コロナ加熱および太陽風加速を説明すること。
• 波の反射と乱流の不均衡を介して、観測された二重性を持つ太陽風構造（高温で明るい開放磁力線領域と低温で暗いコロナホール）を再現すること。
• 約200コアでリアルタイムを超えるシミュレーション性能を維持しつつ、プラズマおよび磁場構造の高精度を保つこと。

提案手法

• 3次元の光球磁場データを入力として用い、全地球的なコロナ磁場を再構築する。
• Rb = 1.1 R⊙における下部境界から磁力線を追跡し、各磁力線に沿った1次元プラズマおよび波動ダイナミクスを計算する。
• 1次元方程式には運動量、エネルギー、波の振幅の進化を含み、Alfvén波乱流の散逸を主加熱機構とする。
• 閉じた磁力線領域では、バランスの取れた乱流が効率的な散逸と加熱を引き起こす。一方、コロナホールでは波の反射が弱い逆向きの波を生成し、散逸を減少させ、プラズマを冷却する。
• TFLMはRbで3次元MHDのAWSoM-Rモデルとインターフェースされ、高精度なグローバルで定常状態の解を得る。
• 定常境界条件のもとでも、ストリーマ・ブルブの形成のような動的現象を捉えるために、時間に依存するシミュレーションが実施される。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Alfvén波乱流のみで、低太陽コロナおよび遷移領域の観測された温度および密度構造を説明できるか？
• RQ2 コロナホールにおける波の反射は、乱流の不均衡と加熱効率にどのように影響し、開放磁力線領域と比較してプラズマを冷ますのか？
• RQ3 スレッド付き磁力線アプローチにより、物理的正確性を損なわず、太陽コロナおよび内太陽系のリアルタイムを超えるシミュレーションが可能か？
• RQ4 波乱流の非線形性は、ヘルメットストリーマからプラズマのブロブが間欠的に分離する過程において、どのような役割を果たすか？
• RQ5 モデルは、太陽活動最小期における観測された太陽風速度分布および緯度依存性をどれほど正確に再現できるか？

主な発見

• モデルは、波の反射に起因する乱流の不均衡により、二重性を持つ太陽風構造（高温で明るい閉じた磁力線領域と低温で暗いコロナホール）を正確に再現した。
• 活動領域では波の強力な反射が波の散逸を増幅させ、EUVおよびX線観測における活動領域の明るさの増加を説明する。
• モデルは、観測と一致する約40時間の周期を示す間欠的なストリーマ・ブルブの形成を捉えた。
• モデルの径方向速度分布は、UlyssesのSWOOPS観測と全緯度で一致しており、低緯度での遅い風と高緯度での速い風を再現した。
• 1次元磁力線解をグローバル3次元MHDフレームワークから分離することで、約200コアでリアルタイムを超える性能を達成した。
• 時間に依存するシミュレーションにより、定常磁場境界条件下でも、ヘリウムストリーマの動的変化および圧力駆動による分離イベントが明らかになった。