[논문 리뷰] Coronal loop hydrodynamics. The solar flare observedon November 12 1980 revisited: the UV line emission

R. Betta, G. Pérès외 2명|ArXiv.org|2001. 10. 23.

Solar and Space Plasma Dynamics인용 수 12

한 줄 요약

이 연구는 고해상도 1차원 유체역학 링 모델을 사용하여 1980년 11월 12일 태양 플레어를 재검토하며, 전이 영역 해상도를 향상시켜 UVSP 기구로부터의 관측과 동시에 시뮬레이션된 UV 선 방출을 비교한다. 모델은 Fe xxi 1354.1 Å 코로나 선 방출을 성공적으로 재현하지만, 관측된 O v 1371.3 Å 전이 영역 선의 광도 및 진화를 재현하지 못하여, 단일 플레어 링을 초월한 추가적인 플라즈마 구조가 더 낮은 온도의 방출에 기여하고 있음을 시사한다.

ABSTRACT

We revisit a well-studied solar flare whose X-ray emission originating from a simple loop structure was observed by most of the instruments on board SMM on November 12 1980. The X-ray emission of this flare, as observed with the XRP, was successfully modeled previously. Here we include a detailed modeling of the transition region and we compare the hydrodynamic results with the UVSP observations in two EUV lines, measured in areas smaller than the XRP rasters, covering only some portions of the flaring loop (the top and the foot-points). The single loop hydrodynamic model, which fits well the evolution of coronal lines (those observed with the XRP and the \FeXXI 1354.1 Åline observed with the UVSP) fails to model the flux level and evolution of the \OV 1371.3 Åline.

연구 동기 및 목표

• 전이 영역에서의 공간 해상도를 향상시켜 1980년 11월 12일 태양 플레어의 유체역학 모델링을 개선한다.
• O v 1371.3 Å 및 Fe xxi 1354.1 Å 선의 실제 UVSP 관측과 시뮬레이션된 EUV 선 광도 곡선을 비교한다.
• 단일 링 유체역학 모델이 전이 영역 및 코로나 방출 특징을 동시에 재현할 수 있는지 테스트한다.
• O v 선 방출의 불일치가 추가로 해상도가 낮은 구조나 비균일한 가열을 시사하는지 규명한다.

제안 방법

• 공간 해상도를 1 m까지 높일 수 있도록 적응형 격자 정렬을 적용한 팔레르모-하버드(PH) 단일유체 유체역학 코드의 업데이트된 버전을 사용한다.
• 가열 함수에 가우시안 공간 분포와 시간에 따라 지수 감쇠하는 형태를 가진 분리 가능한 가열 함수를 사용하여, 링의 정상 또는 발목 근처에 순간적인 가열을 적용한다.
• 자기장선을 沿해 1차원 플럭스 튜브 내에서 질량, 운동량, 에너지의 시간에 따라 변화하는 보존 방정식을 해결한다.
• 원자 데이터로 RS 및 LMF 스펙트럼 모델을 사용하여 ASAP 소프트웨어(Maggio 등, 1994)를 활용해 합성 선 방출을 계산한다.
• 도전성 및 열 전-front의 진화 동안 고해상도를 유지하기 위해 동적 격자 재조정 알고리즘을 적용한다.
• 시뮬레이션된 광도 곡선을 UVSP의 관측 광도와 비교하며, O v 1371.3 Å 및 Fe xxi 1354.1 Å 선의 커널 F1 및 전체 래스터 데이터에 중점을 둔다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 단일 링 유체역학 모델이 관측된 코로나(Fe xxi 1354.1 Å) 및 전이 영역(O v 1371.3 Å) EUV 선의 진화를 정확히 재현할 수 있는가?
• RQ2 가열의 공간 분포(정상 대비 발목)가 시뮬레이션된 선 광도 곡선과 관측치 간의 일치에 상당한 영향을 미치는가?
• RQ3 코로나 선은 잘 맞추는데도 불구하고 O v 1371.3 Å 선의 광도 수준과 시간적 진화를 모델이 재현하지 못하는 이유는 무엇인가?
• RQ4 모델링된 결과와 관측된 전이 영역 방출 간의 불일치를 설명할 수 있는 물리적 메커니즘 또는 구조적 복잡성은 무엇인가?

주요 결과

• 정상 가열 링 모델은 Fe xxi 1354.1 Å의 광도 곡선을 관측된 코로나 방출과 유사하게 재현하며, 플레어 감쇠 단계 동안 피크 시점까지 잘 일치한다.
• O v 1371.3 Å 선 방출은 단일 링 모델에 의해 잘 재현되지 않으며, 특히 처음 5분 동안 관측된 값보다 유의미하게 낮은 시뮬레이션 광도를 보인다.
• 모델은 관측치보다 O v 선의 피크가 빨리 발생하며, 감쇠 단계의 곡선 형태도 관측된 곡선과 일치하지 않는다.
• 발목 가열 모델에서는 열 불안정성이 발생하여 급속한 냉각과 물리적으로 비합리적인 방출 피크가 발생하여 관측치와 일치하지 않는다.
• 래스터 통합 O v 광도는 단일 링 모델이 예측하는 것보다 높으며, 이는 추가로 해상도가 낮은 구조나 다중 링의 기여를 시사한다.
• RS 스펙트럼 모델은 LMF 모델보다 관측된 O v 광도 곡선과 더 잘 일치하지만, 둘 다 전체 광도 진화를 완전히 반영하지 못한다.