[논문 리뷰] The Deep Layers of Sunspot Umbrae

G. Stellmacher, E. Wiehr|arXiv (Cornell University)|2012. 10. 16.

Solar and Space Plasma Dynamics인용 수 5

한 줄 요약

이 논문은 근적외선 연속광도 및 C I 선형태를 사용하여 M0 태양 spots umbra 모델을 더 깊은 대기층으로 확장하는 경험적 모델(M3)을 제안한다. T⁴(τR) 온도 구조를 가정하고 관측된 1.67 μm 연속광도 및 C I 선에 적합함으로써, 관측 제약 조건 간의 최적의 타협을 이룩하였으며, 이로써 효과적 온도는 3750 K로 도출되었고, 이는 우마브라 내의 대류가 광합성권보다 훨씬 깊은 층에서 발생해야 한다는 것을 시사한다.

ABSTRACT

We model the deepest observable layers of dark sunspot umbral atmospheres in terms of an empirical model which equally describes observed near infrared continuum intensities and line profiles. We use the umbral continuum intensity at 1.67 nm and the three C I lines at 1,6888, 1,7449 and 1,7456 nm to model the deep layers near the minimum of H- absorption. We find that a radiative equilibrium stratification yields the best compromise between continuum and C I line observations. We determine the effective temperature from the umbral and photospheric flux ratio by down-scaling the monochromatic photospheric flux with the umbral contrast for each frequency. The thus obtained monochromatic umbral flux and the photospheric one are integratied over the whole frequency range, yielding the ratio of total umbral and photospheric flux, which gives 3560 K < T_eff < 3780 K. We assume for our model M3 T_eff=3750 K and fit M3 to the theoretical model by Meyer et al. (1974). Comparison of the model's 'nabla' gradient with the adiabatic one shows that umbral convection, if existing at all, can only occur at considerably deeper layers than in the photosphere.

연구 동기 및 목표

• 복사 평형이 支배하는 더 깊은 대기층으로 M0 태양 spots umbra 경험적 모델을 확장하기 위해.
• 관측된 근적외선 연속광도 및 C I 선형태를 하나의 일관된 모델로 통합하기 위해.
• 관측된 우마브라 대비 광합성권 밝기 비율을 이용한 광합성권 복사수준 스케일링을 통해 우마브라의 효과적 온도를 결정하기 위해.
• 온도 기울기 분석을 통해 우마브라 내 대류 불안정의 깊이를 광합성권과 비교하여 평가하기 위해.
• 깊은 우마브라에서 원소 탄소 선 강도에 영향을 미치는 선 블랭킷팅 및 분자 형성(CO)의 역할을 평가하기 위해.

제안 방법

• M0 모델을 더 깊은 층으로 확장하기 위해 T⁴(τR) 온도 구조를 가정하고, 1.67 μm 연속광도 및 C I 선형태에 대한 제약 조건을 균형 잡히게 함.
• 중심-편위 변화 없음을 가정하고, Unsöld(1956)의 광합성권 복사수준을 관측된 우마브라 대비 광합성권 밝기 비율과 곱하여 단색 우마브라 복사수준을 계산함.
• 주파수에 걸쳐 단색 복사수준을 통합하여 총 우마브라 및 광합성권 복사수준을 유도하고, 이로부터 T_eff를 3560 K에서 3780 K 사이로 도출함.
• 관측된 C I 선의 등가폭(16888Å, 17456Å, 17449Å)을 상한선으로 간주하고, 파라사이트광 및 CO 형성 영향을 보정함.
• Hall(1974)의 적외선 아틀라스 및 Wöhl(1975)의 가시광선 자료를 이용해 프라운호퍼 선 흡수 효과를 보정하여 체계적 오차를 최소화함.
• M3 모델을 Meyer 등(1974)의 이론 모델과 Θ = 5040/T vs. log Pg 평면에서 비교하여, 1.67 μm 밝기가 10⁻³ 이내에 유지되도록 확보함.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 깊은 태양 spots 우마브라에서 1.67 μm 연속광도 및 C I 선형태를 동시에 가장 잘 맞추는 온도 구조는 무엇인가?
• RQ2 관측된 연속광도 대비 비율과 광합성권 복사수준 스케일링을 기반으로 한 우마브라의 효과적 온도는 무엇인가?
• RQ3 선 블랭킷팅 및 분자 형성(CO)은 깊은 우마브라에서 C I 선 강도에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 광합성권과 비교할 때 우마브라에서 대류 불안정이 처음 가능해지는 온도 깊이는 어느 광학 두께에서인가?
• RQ5 선형태에서 매크로 흐름이 관측되지 않는 현상은 깊은 층에서의 대류 시작에 의해 설명될 수 있는가?

주요 결과

• T⁴(τR) 온도 구조를 기반으로 한 M3 모델이 1.67 μm 연속광도 제약 조건과 C I 선 강도 제한 조건을 동시에 가장 잘 만족시킴.
• 우마브라의 효과적 온도는 3560 K < T_eff < 3780 K 사이로 제약되며, 채택된 값은 3750 K임.
• 온도 기울기 ∇ = dlogT/dlogP_g 의 최대값은 우마브라에서 τ₀.₅ ≈ 10.0 에서 발생하며, 광합성권에서는 τ₀.₅ ≈ 2.0 에서 발생함.
• 대류는 우마브라에서 τ₀.₅ ≈ 2.4 에서만 가능해지며, 이는 광합성권의 τ₀.₅ ≈ 0.44 와 비교해 훨씬 깊은 층에서 발생함을 시사함.
• 선 블랭킷팅은 τ_R ≈ 1.65–10⁻³ 에서 '역온화' 효과를 유도하고, τ_R ≤ 10⁻³ 에서는 '경계 온도 저하' 효과를 유도하며, 이는 펜스형 모델과 일치함.
• CO 형성이 C I 선 강도에 미치는 영향은 약 25%로 추정되며, 등가폭 계산 시 이에 대한 보정이 모델에 반영됨.