[论文解读] Solar Fe abundance and magnetic fields - Towards a consistent reference metallicity

D. Fabbian, F. Moreno‐Insertis+2 more|arXiv (Cornell University)|Sep 13, 2012

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 44被引用 27

一句话总结

本研究利用太阳对流的3D辐射-MHD模拟，调查了磁场对太阳铁丰度测定的影响。结果表明，由于温度层结的间接效应，包含磁通量会使推导出的铁丰度提高最多0.15 dex，与非磁性3D模型相比，校正量为0.03–0.11 dex，表明若在丰度分析中考虑磁场，需将太阳金属量估计值向上修正。

ABSTRACT

We investigate the impact on Fe abundance determination of including magnetic flux in series of 3D radiation-MHD simulations of solar convection which we used to synthesize spectral intensity profiles corresponding to disc centre. A differential approach is used to quantify the changes in theoretical equivalent width of a set of 28 iron spectral lines spanning a wide range in lambda, excitation potential, oscillator strength, Landé factor, and formation height. The lines were computed in LTE using the spectral synthesis code LILIA. We used input magnetoconvection snapshots covering 50 minutes of solar evolution and belonging to series having an average vertical magnetic flux density of 0, 50, 100 and 200 G. For the relevant calculations we used the Copenhagen Stagger code. The presence of magnetic fields causes both a direct (Zeeman-broadening) effect on spectral lines with non-zero Landé factor and an indirect effect on temperature-sensitive lines via a change in the photospheric T-tau stratification. The corresponding correction in the estimated atomic abundance ranges from a few hundredths of a dex up to |Delta log(Fe)| ~ 0.15 dex, depending on the spectral line and on the amount of average magnetic flux within the range of values we considered. The Zeeman-broadening effect gains relatively more importance in the IR. The largest modification to previous solar abundance determinations based on visible spectral lines is instead due to the indirect effect, i.e., the line-weakening caused by a warmer stratification on an optical depth scale. Our results indicate that the average solar iron abundance obtained when using magnetoconvection models can be 0.03-0.11 dex higher than when using the simpler HD convection approach. We demonstrate that accounting for magnetic flux is important in state-of-the-art solar photospheric abundance determinations based on 3D simulations.

研究动机与目标

• 评估磁场对太阳光球模型中铁线形成及丰度测定的影响。
• 量化磁通量如何改变3D对流模拟中的温度层结和光谱线轮廓。
• 确定非磁性3D模型是否因忽略磁效应而系统性低估太阳铁丰度。
• 为包含磁场时从3D流体动力学模型推导出的铁丰度提供校正因子。
• 评估Zeeman展宽与热层结变化在影响线等效宽度中的相对重要性。

提出的方法

• 使用Copenhagen Stagger代码对太阳对流进行3D辐射-MHD模拟，包含0、50、100和200 G的磁通密度。
• 在局部热动平衡（LTE）条件下，使用LILIA光谱合成代码在圆面中心合成光谱强度轮廓。
• 为分析选择了28条铁线，涵盖不同的波长、激发能、振子强度和Landé因子。
• 利用模拟50分钟时间平均的快照计算等效宽度并评估丰度校正。
• 采用差分方法计算相对于非磁性模型的等效宽度变化及相应的丰度校正（Δlog ε(Fe)）。
• 区分磁效应在铁线形成中的直接（Zeeman展宽）与间接（温度层结偏移）影响。

实验结果

研究问题

• RQ1 磁场如何改变太阳光球中铁谱线的形成？
• RQ2 在3D太阳对流模型中，磁场引起的丰度校正的大小及其光谱依赖性如何？
• RQ3 在铁线中，Zeeman展宽与温度层结变化哪个效应占主导地位？
• RQ4 与非磁性模型相比，将磁通量包含在3D模型中对推导出的太阳铁丰度有多大影响？
• RQ5 当前3D建模框架中忽略的磁效应是否能解释太阳铁丰度测定中的观测差异？

主要发现

• 在3D太阳对流模拟中包含磁场会使推导出的太阳铁丰度提高最多0.15 dex，具体取决于谱线和磁通量水平。
• 对于平均垂直磁通密度100 G的情况，所有可见铁线的丰度校正约为0.04 dex，而与Asplund et al. (2000b)共同使用的铁线校正达0.07 dex。
• 间接效应——即由于磁场导致温度层结变暖——在可见光波段中占主导地位。
• Zeeman展宽在红外波段相对更重要，但其总体贡献小于间接热效应。
• 丰度校正与平均无符号垂直磁场强度⟨|B_vert|⟩近似成正比，表明在包含磁场时应系统性地向上修正铁丰度。
• 结果表明，当正确考虑磁通量时，太阳铁丰度更合理的估计应为log ε(Fe) ≥ 7.50，这挑战了基于非磁性3D模型的先前估计。