磁気対流とコロナ加熱 (uhi28a)

磁気対流とコロナ加熱(uhi28a)

磯部洋明（東京大学・地球惑星）

コロナ加熱問題

= 6000 度の表面の外側に 100万度の大気があるのはなぜか？

エネルギー源は内部なのに、熱の流れは外から内？

≈ 太陽風加速問題

コロナをもつあらゆる天体に共通

の問題

ひので X 線望遠鏡

コロナ加熱の解答：レベル１• 熱伝導だけ考えるから矛盾• 非熱的エネルギーを光球からコロナへ輸送し、コロナで

熱化させればよい– 光球： n ≈ 1017 cm-3, Ethemal ≈ 105 erg cm-3 , Ekinetic ≈ 104 erg cm-3

– コロナ： n ≈ 109 cm-3, Ethemal ≈ 1 erg cm-3

QuickTime˛ Ç∆YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ

Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉÇ å©ÇÈÇΩÇflÇ…ÇÕïKóvÇ≈Ç∑ÅB

光球の対流運動（ひので SOT ）コロナ（ひので XRT ）

熱伝導

　非熱的輸送

コロナ加熱の解答：レベル２• 加熱エージェントは磁場

磁場が強いとコロナが明るい磁気ループ構造

€

P ≈108 B

100G

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟2

V

1km / s

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟ (erg cm-2 s-1) ... 十分ある

対流と磁場の相互作用によるポインティングフラックス

コロナ加熱の解決：最終レベル

• 磁場によるエネルギー輸送と散逸プロセスを、プラズマ物理の言葉で理解する

アルフベン波？ナノフレア？

加熱モデル• アルフベン波加熱

– 光球運動の時間スケール＜コロナのアルフベン時間– 散逸が難しい？位相混合、共鳴吸収、イオンサイクロ

トロン共鳴、非線形効果による圧縮波形成、、、

• ナノフレア加熱– 光球運動の時間スケール＞コロナのアルフベン時間– コロナの磁力線をゆっくりひねって電流シート形成– 磁気リコネクションで加熱

光球でどのような擾乱が発生するか、が重要

磁場が強い ≠ コロナ加熱が強い

•黒点暗部上空のコロナは暗い！•おそらく磁場が対流を抑制するためであろう•対流層とコロナを同時に解くシミュレーションが必要

　コロナを入れたシミュレーションWave damping zone

光球 (Newton 近似 )

•下境界で温度一定、磁場垂直、横方向は周期境界

•ζ は光球近くで＜１、下の境界近くで＞１

•コード：　 CIP-MOCCT

初期条件：一様な縦磁場

下の境界で温度一定

2 次元シミュレーション

Q=10 （磁場弱い） Q=16000 （磁場強い）

対流の速度とポインティングフラックス対流の平均速度ポインティングフラックス

•磁場が弱いとポインティングフラックスは小さい•磁場が強いと対流が弱い＝＞ポインティングフラックスは小さい•ある平均磁場強度（数百 G 程度）でポインティングフラックスは最大

静穏領域

活動領域

黒点

3 次元：磁場の強い場合

• 対流は振動的

• 縦にささった磁場を対流による水平運動が動かす。古典的描像

QuickTime˛ Ç∆ êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ


磁力線の色は磁場強度を示す

断面は光球面の Bz

3 次元：磁場の弱い場合

• 初期磁場は鉛直一様だが、対流によって磁場が乱流的になり、光球に水平磁場が浮上



水平磁場のコロナへのインパクト



•grid: 240^3•高解像度（高磁気レイノルズ数）だと磁気リコネクションはテアリング不安定等で小さい構造を作る。高解像度ならより高周波の波がでるか？

•彩層でコロナへ続く縦磁場と磁気リコネクションを起こす

•アルフベン波が発生、縦磁場に沿ってコロナへ伝播

2 次元シミュレーション

• まあまあの解像度（６００ x６００）

• 水平磁場浮上、リコネクション、波、ジェットの発生

• 光球ー彩層のリコネクションの結果、彩層に磁気アイランドがうかぶ

磁気アイランドのリコネクション

•アウトフローがアイランドの後ろに回り込んでアイランドをさらに押し付ける（正のフィードバック）＝＞速いリコネクション

リコクネクションに伴う高周波発生

0.1Hz

0.01Hz

0.001Hz

彩層振動

リコネクション

コロナ中 1 点での Vx のウェーブレットスペクトル

高周波だと何が嬉しいか• コロナに伝播しやすい

– 重力カットオフ

• 散逸しやすい– 非線形効果によるショック形成– 位相混合

電子温度

H 温度OVI温度

•太陽風中では重イオンの選択的加熱が観測されている。

•高周波 (>1〜 10Hz) アルフベン波のイオンサイクロトロン共鳴？

Kohl et al. 1998

「水平磁場出現」という分岐







恐らく sub-critical bifurcation であろう。コロナ加熱率、発生する波の性質を統計的に調べる必要あり=> To be done.

磁場強

磁場がずっと弱い場合 (preliminary)



対流の渦運動により、torsional Alfven wave　発生

　　　ひのでが観測した微細水平磁場の浮上

　 (Ishikawa et al. 2007)

Vertical field

Horizontal field

3.5 arc sec(2500km)

t=0 mint=-2 min t=2 min t=4 min

Line formation height

photosphere

いたるところに水平磁場 I Q U V (Q2+U2)1/2

I: 連続光

Q, U: 直線偏光

（水平磁場）

V ：円偏光

( 縦磁場 )

ひのでが見た彩層

QuickTime˛ Ç∆YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ


可視光望遠鏡、 CaII H 線フィルター (Courtesy of T. J. Okamoto)

彩層ジェットは微細水平磁場のリコネクションか

まとめ• 光球のいたるところ水平磁場

– ひのでも発見– 彩層、コロナ加熱にも重要– 「縦磁場が揺らされて加熱」という古典的描像を変える？

• 水平磁場は彩層でリコネクション、高周波 MHD 波動発生– リコネクション＋波動というハイブリッドモデル– ひのでが見た彩層も実にダイナミック– 彩層は β>1 から β<1 に変わる領域。容易に磁場が捩じられ、リ

コネクションしやすい。

• 彩層（完全衝突、弱電離）のダイナミクスは面白い課題– 電離度≈ 10-4 だが、磁気レイノルズ数≈ 105

– Sweet-Parker よりは速いリコネクションが起きているらしい– 完全衝突で異常抵抗は発生するか？電離等のマイクロフィジク

スの効果は？

おまけ太陽 MHD シミュレーションのチャレンジングな課

題

• 次の計算機でなんとか手が届きそう– 黒点を作る– コロナから地球磁気圏まで（宇宙天気）– non-LTE輻射MHD で彩層観測を再現– 階層間結合（例： MHD＋粒子同時シミュレーションでリ

コネクション、粒子加速）

• その先（ペタコン？）

– フレアのベキ乗則の起源（自己組織臨界？）– 全球シミュレーションによるダイナモ計算

磁気対流とコロナ加熱 (uhi28a)

Documents