[論文レビュー] Wreathes of Magnetism in Rapidly Rotating Suns

Benjamin P. Brown, Matthew K. Browning+3 more|ArXiv.org|Jun 12, 2009

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 1被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、ASHコードを用いた3次元MHDシミュレーションを用い、回転が速い太陽型星におけるダイナモ作用を調査した。その結果、タコクリーンが存在しないにもかかわらず、対流層内に組織的なグローバルスケールの磁気的『わ Rope』が形成されることが明らかになった。驚くべきことに、これらのわ Rope は持続的な双極子磁場を維持し、周期的な活動を示すが、これは長年にわたり広く受け入れられていたタコクリーンが大規模ダイナモ作用に不可欠であるという考えを覆すものである。

ABSTRACT

When our Sun was young it rotated much more rapidly than now. Observations of young, rapidly rotating stars indicate that many possess substantial magnetic activity and strong axisymmetric magnetic fields. We conduct simulations of dynamo action in rapidly rotating suns with the 3-D MHD anelastic spherical harmonic (ASH) code to explore the complex coupling between rotation, convection and magnetism. Here we study dynamo action realized in the bulk of the convection zone for two systems, rotating at three and five times the current solar rate. We find that substantial organized global-scale magnetic fields are achieved by dynamo action in these systems. Striking wreathes of magnetism are built in the midst of the convection zone, coexisting with the turbulent convection. This is a great surprise, for many solar dynamo theories have suggested that a tachocline of penetration and shear at the base of the convection zone is a crucial ingredient for organized dynamo action, whereas these simulations do not include such tachoclines. Some dynamos achieved in these rapidly rotating states build persistent global-scale fields which maintain amplitude and polarity for thousands of days. In the case at five times the solar rate, the dynamo can undergo cycles of activity, with fields varying in strength and even changing polarity. As the magnetic fields wax and wane in strength, the primary response in the convective flows involves the axisymmetric differential rotation, which begins to vary on similar time scales. Bands of relatively fast and slow fluid propagate toward the poles on time scales of roughly 500 days. In the Sun, similar patterns are observed in the poleward branch of the torsional oscillations, and these may represent a response to poleward propagating magnetic field deep below the solar surface.

研究の動機と目的

• タコクリーンが存在しない回転が速い星において、大規模磁場がどのように生成されるかを調査し、従来の見解である『このような剪切層が組織的なダイナモ作用に不可欠である』という考えに挑戦すること。
• 回転速度が星の対流層内におけるグローバルスケール磁場の構造と安定性にどのように影響するかを調査すること。
• 特に現在の太陽の回転速度の3～5倍の回転速度で回転する星において、タコクリーンが存在しない状況でも、持続的かつ周期的な磁気的活動が出現するかどうかを特定すること。
• 磁場と非等方的回転の間の結合、特に軸対称的流れが磁場変動にどのように反応するかを検討すること。

提案手法

• 3次元非圧縮性球面調和（ASH）コードを用いて、回転する球殻内の対流および磁気的ダイナモ作用をモデル化したシミュレーションを実施した。
• モデルには安定に層巻きされた内部と対流層を含み、回転速度は現在の太陽の3倍および5倍に設定した。
• 軸対称的な磁場は、方位平均を用いて分析され、大規模磁場構造の再構築にはポロイダルベクトルポテンシャルが用いられた。
• 誘導方程式は平均成分と揺動成分に分解され、平均流れおよび乱流からの起電力（EMF）を分離して解析した。
• 時間に依存する磁場および速度場の変化を追跡し、周期的行動や非等方的回転帯の伝播を同定した。
• 磁場の浮上および貯蔵の役割は、場のトポロジーとエネルギー移動メカニズムの分析を通じて評価された。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 回転が速い星において、タコクリーンが存在しない状況でも、大規模で組織的な磁場が形成可能か？
• RQ2 太陽の3倍および5倍の回転速度に引き上げることで、グローバルスケール磁場の安定性および形状にどのような影響が生じるか？
• RQ3 シミュレーションされたダイナモ系は周期的磁気的活動を示すか。もしそうならば、サイクル周期を駆動する要因は何か？
• RQ4 特に軸対称的非等方的回転が、磁場強度および極性の変化にどのように反応するか？
• RQ5 速い・遅い流体の流れの極方向に伝播する帯が、深部の磁場ダイナミクスとどの程度相関しているか？

主な発見

• 回転が速い星の対流層内には、タコクリーンが存在しないにもかかわらず、目立つ一貫性を持つ磁場のわ Rope 的構造が形成される。
• 太陽の5倍の回転速度下では、ダイナモ作用により、約1,000日周期で強度と極性が変化する持続的グローバルスケールの双極子磁場が生成される。
• 磁場の変動は、約500日周期で極方向に伝播する速い・遅い流れの帯と密接に関連している。
• シミュレーションは、大規模ダイナモ作用が対流層内でのみ持続可能であることを示し、組織的な磁場生成にタコクリーンの存在が必須でないことを挑戦する。
• 非等方的回転帯の極方向伝播は、太陽で観測されるねじり振動（torsional oscillations）に類似しており、これらの現象が深部の磁場起源である可能性を示唆する。
• 平均流れおよび乱流揺動からの起電力がダイナモを駆動する主要因であることが判明し、特に速度場と磁場の揺動成分を含む$E_{\mathrm{FI}}$項が顕著な寄与を示した。