[논문 리뷰] Alfvén wave phase-mixing in flows: Why over-dense, solar coronal, open magnetic field structures are cool?

D. Tsiklauri|arXiv (Cornell University)|2015. 07. 19.

Solar and Space Plasma Dynamics참고 문헌 18인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 태양 코로나의 과밀도 개방자기장구조(OMFS)에서 공방향 플라즈마 유동이 알프레드 파동의 위상혼합을 감소시켜 파동 유도 가열을 줄이며, 이로 인해 이러한 구조가 주변보다 더 차가운 것으로 보이는 이유를 설명한다. 주요 결과는 과밀도 OMFS에서 비열역학적 속도(유동)와 온도 사이에 반비례 관계가 존재하는 것으로, 이는 유동과 파동이 같은 방향으로 전파될 때 위상혼합이 억제되기 때문이다.

ABSTRACT

The motivation for this study is to include the effect of plasma flow in Alfvén wave (AW) damping via phase mixing and to explore the observational implications. Our magnetohydrodynamic (MHD) simulations and analytical calculations show that, when a background flow is present, mathematical expressions for the AW damping via phase mixing are modified by the following substitution: $C_A^\prime(x) o C_A^\prime(x)+V_0^\prime(x)$, where $C_A$ and $V_0$ are AW phase and the flow speeds, and the prime denotes a derivative in the direction across the background magnetic field. In uniform magnetic fields and over-dense plasma structures, where $C_A$ is smaller than in the surrounding plasma, the flow, which is confined to the structure and going in the same direction as the AW, reduces the effect of phase-mixing, because on the edges of the structure $C_A^\prime$ and $V_0^\prime$ have opposite signs. Thus, the wave damps by means of slower phase-mixing compared to the case without the flow. This is the result of the co-directional flow that reduces the wave front stretching in the transverse direction. We apply our findings to addressing the question why over-dense solar coronal open magnetic field structures (OMFS) are cooler than the background plasma. Observations show that the over-dense OMFS (e.g. solar coronal polar plumes) are cooler than surrounding plasma and that, in these structures, Doppler line-broadening is consistent with bulk plasma motions, such as AW. If over-dense solar coronal OMFS are heated by AW damping via phase-mixing, we show that, co-directional with AW, plasma flow in them reduces the phase-mixing induced-heating, thus providing an explanation of why they appear cooler than the background.

연구 동기 및 목표

• 배경 플라즈마 유동이 비균일한 자기장 구조에서 자기유체역학(MHD) 시스템에서 위상혼합을 통한 알프레드 파동 감쇠에 어떻게 영향을 미치는지 조사하기.
• 극성 플룸과 같은 과밀도 태양 코로나 개방자기장구조(OMFS)가 주변 코로나보다 더 차가운 온도를 보이는 이유를 설명하기.
• 공방향 또는 반대방향 유동 중 어느 것이 비균일한 플라즈마 구조에서 위상혼합 유도 가열을 증가시키거나 억제하는지 규명하기.
• 유동 방향, 알프레드 파동 감쇠, 그리고 OMFS에서 관측된 온도 변화 사이의 이론적이고 시뮬레이션 기반의 프레임워크 제공하기.
• 관측 가능한 예측을 제시하여 태양 코로나 구조에서 비열역학적 속도와 온도 사이의 상관관계를 검증할 수 있도록 하기.

제안 방법

• 3차원 자기유체역학(MHD) 시뮬레이션을 수행하여 배경 유동이 있는 비균일한 플라즈마에서 알프레드 파동의 전파 및 감쇠를 모델링하기.
• 유동의 영향을 받는 위상혼합 감쇠의 수정된 표현식을 도출하기 위해 분석 계산을 수행하며, 여기서 $ C_A'(x) \to C_A'(x) + V_0'(x) $로 대체한다. 여기서 $ C_A $는 알프레드 속도이고 $ V_0 $는 유동 속도이며, 둘 다 자기장 방향으로 미분된다.
• 균일한 자기장을 가진 과밀도 플라즈마 구조를 모델링하여, 코로나 극성 플룸의 조건을 시뮬레이션한다.
• 유동 방향(공방향 대 반대방향)이 위상혼합 효율성과 전단 파동 프론트의 늘어남에 미치는 영향 분석하기.
• Hinode/EIS 및 Solar Dynamics Observatory/AIA의 관측 데이터를 사용하여 예측된 유동-온도 상관관계를 실제 측정치와 비교하기.
• WKB 근사와 비선형 파동 결합 모델을 적용하여 다양한 플라즈마 조건에서 결과의 타당성 검증하기.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 배경 플라즈마 유동은 비균일한 플라즈마에서 알프레드 파동의 위상혼합 감쇠에 어떻게 영향을 미치는가?
• RQ2 왜 태양 코로나의 과밀도 개방자기장구조(OMFS)는 주변 플라즈마보다 더 차가운가?
• RQ3 공방향 유동은 과밀도 코로나 구조에서 알프레드 파동의 위상혼합과 따라서 가열을 감소시키는가?
• RQ4 위상혼합이 주요 가열 메커니즘일 경우, 과밀도 OMFS에서 비열역학적 속도(질량 유동)와 온도 사이에 기대되는 상관관계는 무엇인가?
• RQ5 위상혼합이 유동에 의해 수정될 경우, 코로나 플룸에서 관측된 유동 속도와 온도 사이의 반비례 관계를 설명할 수 있는가?

주요 결과

• 과밀도 OMFS에서 공방향 플라즈마 유동은 전단 파동 프론트의 늘어남을 상쇄함으로써 알프레드 파동의 위상혼합을 감소시켜, 파동 감쇠 속도를 느리게 하고 가열을 줄인다.
• 수학적 수정 $ C_A'(x) \to C_A'(x) + V_0'(x) $ 는 $ C_A' $와 $ V_0' $의 부호가 반대일 경우(과밀도 구조에서 공방향 유동일 경우) 위상혼합이 억제됨을 보여준다.
• 주변보다 $ C_A $ 가 낮은 과밀도 구조에서 공방향 유동은 비열역학적 속도와 온도 사이에 반비례 관계를 유도하며, 이는 더 차가운 코로나 플룸의 관측 결과와 일치한다.
• 반대방향 유동은 위상혼합을 증가시켜 가열을 증가시키며, 이로 인해 밀도가 낮은 구조에서는 유동 속도와 온도 사이에 양의 상관관계가 나타난다.
• 모델은 자기장이 일정한 빠른 태양풍 흐름에서, 알프레드 속도가 흐름 내부에서 더 높을 경우 온도와 유동 속도 사이에 양의 상관관계가 예상됨을 예측한다.
• 관측 검증은 EIS/AIA를 이용해 태양 디스크에서 다이어프램 시프트로 유동과 난류를 구분할 수 있는 코로나 구조에서 비열역학적 속도와 온도의 상관관계를 분석함으로써 가능하다.