[論文レビュー] Recent Advances in the Exploration of the Small-Scale Structure of the Quiet Solar Atmosphere: Vortex Flows, the Horizontal Magnetic Field, and the Stokes-V Line-Ratio Method

O. Steiner, R. Rezaei|arXiv (Cornell University)|Feb 17, 2012

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 2被引用数 3

ひとこと要約

本稿は、高分解能観測とMHDシミュレーションを用いて、静穏な太陽大気における小スケールの渦状流れおよび水平磁場の性質を調査する。ストークス-V線比の散乱プロットにおける長年の二重性（二つの集団）は、『収縮した』磁場と『収縮しない』磁場によるものではなく、粒状構造の内部における弱い粒内磁場と、粒境界における弱いカーテン磁場（canopy field）によるものであることが示された。磁場強度は高さに伴い急激に増加する。上層光球層および色球層では水平磁場が垂直磁場を上回ることが再確認された。

ABSTRACT

We review (i) observations and numerical simulations of vortical flows in the solar atmosphere and (ii) measurements of the horizontal magnetic field in quiet Sun regions. First, we discuss various manifestations of vortical flows and emphasize the role of magnetic fields in mediating swirling motion created near the solar surface to the higher layers of the photosphere and to the chromosphere. We reexamine existing simulation runs of solar surface magnetoconvection with regard to vortical flows and compare to previously obtained results. Second, we review contradictory results and problems associated with measuring the angular distribution of the magnetic field in quiet Sun regions. Furthermore, we review the Stokes-V-amplitude ratio method for the lines Fe I 630.15 and 630.25 nm. We come to the conclusion that the recently discovered two distinct populations in scatter plots of this ratio must not bee interpreted in terms of 'uncollapsed' and 'collapsed' fields but they stem from weak granular magnetic fields and weak canopy fields located at the boundaries between granules and the intergranular space. Based on new simulation runs, we reaffirm earlier findings of a predominance of the horizontal field components over the vertical one, particularly in the upper photosphere and at the base of the chromosphere.

研究の動機と目的

• 太陽光球層および色球層における渦状流れの起源を理解し、特にそれらと磁場との関連を明らかにすること。
• ノイズおよび機器の限界による影響により、静穏な太陽領域における水平磁場測定で生じる矛盾する結果を解消すること。
• Fe I λ630.15および630.25 nmのストークス-V振幅の散乱プロットに観察された二つの明著な集団の物理的起源を明確にすること。
• ストークス-V振幅比法の解釈を再評価し、磁場強度および磁場傾きをより偏りの少ない方法で推定する手法を提案すること。
• 新しいMHDシミュレーションを通じて、上層光球層および色球層における水平磁場成分が垂直成分を上回ることを確認すること。

提案手法

• スウェーデン太陽望遠鏡（SST）およびサンライズ高圧気球望遠鏡からの高分解能観測を用い、渦状流れを検出し特徴づけた。
• CO5BOLDコードを用いた数値シミュレーションにより、太陽表面の磁気対流をモデル化し、渦状流れのダイナミクスを分析した。
• Fe I λ630.15および630.25 nmのストークス-V振幅の散乱プロットにストークス-V振幅比法を適用し、二つの明著な集団を同定した。
• ノイズを追加したモンテカルロシミュレーションを実施し、ノイズがストークス逆問題および磁場強度推定に与える影響を評価した。
• MHDシミュレーションから合成されたストークスプロファイルを用い、二つの集団が本質的に強い磁場に起因するのか、それとも異なる大気的状態に起因するのかを検証した。
• ストークス空間ではなく物理領域で共通のノイズ閾値を適用することで、水平磁場測定におけるバイアスを低減するノイズ補正手法を提案した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 Fe I λ630.15および630.25 nmのストークス-V振幅の散乱プロットに観察される二つの集団の原因は何か。物理的にどのように解釈すべきか。
• RQ2 光球層および色球層における渦状流れは磁場とどのように関連しており、磁場はそれらの形成および進化にどのような役割を果たすか。
• RQ3 なぜ過去の静穏な太陽領域における水平磁場測定では矛盾する結果が得られるのか。また、これらの測定に影響を及ぼすバイアスは何か。
• RQ4 粒状構造の境界におけるカーテン磁場は、ストークス-V振幅比の二重性にどの程度寄与しているか。
• RQ5 上層光球層および色球層において水平磁場が垂直成分を上回っているかどうか。また、これはさまざまなシミュレーションモデルにおいて一貫しているか。

主な発見

• ストークス-V振幅比の散乱プロットにおける二つの集団は、本質的に強い（kG）磁場と低い充填率を持つものではなく、異なる大気的環境にある弱い磁場に起因する。具体的には、粒状構造の内部と粒境界である。
• 弱い磁場近似に適合する集団は、磁場が弱く比較的一様な粒内部のピクセル群に由来する。
• 高い振幅比を示す集団は、かつて『収縮した』磁場に起因すると解釈されていたが、実際には深層光球層で強い垂直勾配と下降気流を示す弱いカーテン磁場を持つ粒境界のピクセルに由来する。
• 粒境界におけるカーテン磁場は高さに伴い磁場強度が急激に増加し、下降運動と関連している。これによりストークス-Vプロファイルの形成に影響を与える。
• 新しいMHDシミュレーションにより、特に強い磁場勾配を示す領域において、上層光球層および色球層の基部で水平磁場成分が垂直成分を上回ることが確認された。
• 本研究の結論として、観測されたストークス-V比の二重性は、磁場強度の本質的差異ではなく、異なる大気的状態および線形成高さに起因するものであり、ノイズは逆問題処理において誤った横磁場信号を生成する可能性がある。