[論文レビュー] Three-Dimensional MHD Simulations of Emerging Active Region Flux in a Turbulent Rotating Solar Convective Envelope: the Numerical Model and Initial Results

Yuhong Fan, Nicholas A. Featherstone+1 more|arXiv (Cornell University)|May 28, 2013

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 4

ひとこと要約

本論文は、乱流的で回転する太陽対流層を通過する上昇する浮力性トロイダル磁気フラックスチューブをシミュレートするための新しい3次元有限差分球面弾性MHD（FSAM）コードを提示する。シミュレーションの結果、100 kGのフラックスチューブでは磁気浮力が上昇を支配しており、対流は上昇時間を約30％短縮し、太陽に類似した傾き角と表面近くで約345 m/sの後退的ゼロナルフローを持つ出現領域を生成する。

ABSTRACT

We describe a 3D finite-difference spherical anelastic MHD (FSAM) code for modeling the subsonic dynamic processes in the solar convective envelope. A comparison of this code with the widely used global spectral anlastic MHD code, ASH (Anelastic Spherical Harmonics), shows that FSAM produces convective flows with statistical properties and mean flows similar to the ASH results. Using FSAM, we first simulate the rotating solar convection in a partial spherical shell domain and obtain a statistically steady, giant-cell convective flow with a solar-like differential rotation. We then insert buoyant toroidal flux tubes near the bottom of the convecting envelope and simulate the rise of the flux tubes in the presence of the giant cell convection. We find that for buoyant flux tubes with an initial field strength of 100 kG, the magnetic buoyancy largely determines the rise of the tubes although strong down flows produce significant undulation and distortion to the shape of the emerging $Ω$-shaped loops. The convective flows significantly reduce the rise time it takes for the apex of the flux tube to reach the top. For the weakly twisted and untwisted cases we simulated, the apex portion is found to rise nearly radially to the top in about a month, and produce an emerging region (at a depth of about 30 Mm below the photosphere) with an overall tilt angle consistent with the active region tilts, although the emergence pattern is more complex compared to the case without convection. Near the top boundary at a depth of about 30 Mm, the emerging flux shows a retrograde zonal flow of about 345 m/s relative to the mean flow at that latitude.

研究の動機と目的

• 太陽対流層内の非音速な力学をモデル化するための新しい3次元有限差分球面弾性MHD（FSAM）コードの開発。
• 回転対流シミュレーションにおける統計的および平均流れの性質を比較することで、ASHEスペクトルコードに対するFSAMコードの妥当性を検証すること。
• 太陽に類似した遅れ回転を有する乱流的で回転する対流流の中で、100 kGのトロイダルフラックスチューブの上昇をシミュレートすること。
• 対流がフラックスチューブの上昇時間、形状、出現パターン、および出現した活動領域におけるゼロナルフローに与える影響を調査すること。
• 磁気浮力と対流運動が、活動領域の最終的な出現幾何学的形状および運動学的特性をどのように決定するかを評価すること。

提案手法

• FSAMコードは、数値拡散を最小限に抑えて磁場のフローティングイン条件を保持するため、修正されたLax-Friedrichs上風差分スキームを用いて球殻ウィングドメインで弾性MHD方程式を解く。
• 磁場の発散なしを丸め誤差の範囲で維持するため、ステaggered-grid制約輸送（CT）スキームを用い、Alfvén波の特性に基づいて速度および磁場を上風で評価する。
• 圧力方程式は方位角（φ）方向にフーリエ分解し、半径および極面方向にはブロック三重対角解法（FISHPACK）を用いて解く。
• 時間積分には2次精度の予測子補正子スキームを用い、圧力方程式を各サブステップで解くことで一貫性を確保する。
• エネルギー保存を可能な限り保つために、物理的抵抗率（η）とオーム熱を導入し、エントロピー方程式に追加する。
• 初期シミュレーションでは、太陽に類似した遅れ回転を有する統計的定常な巨大セル対流状態を用い、その対流層底部に100 kGのトロイダルフラックスチューブを挿入する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 FSAMコードは、回転球対流シミュレーションにおいてASHEスペクトルコードの統計的および平均流れの性質をどの程度正確に再現するか？
• RQ2 対流は、太陽対流層内の浮力性100 kGトロイダルフラックスチューブの上昇時間および軌道にどの程度影響を与えるか？
• RQ3 磁気浮力と対流下流が、出現するΩ型フラックスチューブループの歪みや形状形成に果たす役割は何か？
• RQ4 対流の存在が、ジョイの法則に一致する傾き角と観測されたゼロナルフローを持つ出現活動領域を生成するか？
• RQ5 初期磁場強度と対流乱流が、フラックスチューブの出現パターンおよび運動学的特性にどのように影響を与えるか？

主な発見

• FSAMコードはASHEスペクトルコードの統計的性質および平均流れを正確に再現でき、太陽対流研究への応用が妥当であると検証された。
• シミュレーションは、太陽に類似した遅れ回転を有する統計的定常な巨大セル対流パターンを生成し、モデルの物理的妥当性を確認した。
• 100 kGのフラックスチューブでは、磁気浮力が上昇を支配する力であり、対流は頂点の上昇時間を約30％短縮した。
• フラックスチューブの頂点は約1か月でほぼ径方向に表面に到達し、約30 Mmの深さに活動領域として出現し、観測された活動領域と一致する傾き角を示した。
• 表面近くの境界（約30 Mmの深さ）では、局所平均流れに対して約345 m/sの後退的ゼロナルフローを示した。
• 強い下流が、Ω型ループに中程度のうねりや歪みを引き起こしたが、径方向上昇や全体的な出現パターンに顕著な変化をもたらさなかった。