研究会「Solar-B時代の太陽シミュレーション」

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1 研究会「Solar-B時代の太陽シミュレーション」
対流崩壊と光球面磁束管について 高橋邦生 (総研大・国立天文台)

2 私の興味 浮上過程を含めて、光球面の微細磁束管 (～1500G)の形成をシミュレーションする
→ 放射冷却を考慮した浮上磁場のシミュレーション 光球・彩層の現象に注目 －convective collapse(対流崩壊) Bellot Rubio et al.(2001) －光球リコネクション(cancellation) Bellot Rubio et al.(2005) －彩層リコネクション 観測例

3 対流崩壊の観測例 Bellot Rubio et al.(2001) 磁束管の外側の速度 磁束管内の速度 10分くらいで、 温度
400G～600G に磁場が強くなる 磁場強度

4 浮上磁場領域の観測的な特徴 G-band (photosphere) (DOT) 20000km Ha (chromosphere)
微細な磁束管が偏在 (Zwann 1987, 　Solanki 1993) － bright point = G-band bright point (GBP) － dark point = ポア (小黒点) 強い磁束管の典型値: － 磁場強度: 1-2kG － プラズマ b : 0.3 － 直径: 200km ~ 0.3″ pore (dark) GBP (bright) (DOT) AFS 20000km Ha (chromosphere) Arch Filament System : ダークフィラメントは両極の黒点につながっている プラージュ (chromospheric bright region) (Hida)

5 光球で強い磁束管を形成するメカニズム B ~ 500G B ~ 1.5kG
(a) Sweeping effect by convection motion　(Parker 1963) magnetic field flux tube B ~ 500G Photosphere 　magnetic pressure 　 ~ dynamic　pressure convective motion (b) Convective collapse　(Parker 1978, Webb & Roberts 1978, Spruit 1979) radiative cooling Photosphere B ~ 1.5kG cold magnetic pressure ~ gas pressure downflow flux tube Inhibition of convection intense flux tube

6 計算の位置づけ Steiner et al.(1998) のように輻射輸送は解かない 磁束管1本の計算ではない
→ 1,2次元で多くの計算例がある (Hasan 1984,1985, Takeuchi 1998, Schlichenmaier et　al.1999, 　Knölker & Schüssler 1988 など) Shibata et al.(1990) の3次元計算をする → 放射冷却は、ニュートン近似、加熱も考慮(後述) → コロナも含めて計算し、浮上過程に与える影響を調べる

7 Heating も重要 微細磁束管(～1500G)形成の計算 → 光球面での放射冷却だけで十分 黒点(～3000G)の計算
→放射冷却だけではなく、太い磁束管がconvective heat flux を抑える効果も重要 光球: 6000度 放射冷却と加熱を抑制する効果のどちらが 重要か？ 太さ（磁束量で）で変わるはず

8 放射冷却の取り扱い 波動や不安定性の力学的な時間スケールより、放射冷却の 時間スケールが小さい場合、断熱近似が成立しない
‐光球での音波の伝播時間のスケールは約20秒（スケールハイト=200km） ‐放射冷却時間は約1秒（Athay 1976） Spiegel(1957)によると、optically thin で局所熱平衡が 　成立するときの放射冷却時間は、 : mean linear absorption coefficient この場合は、適当な大気モデルを与えれば計算可能 → Takeuchi (1998)

9 冷却時間のモデルの一例 冷却時間をある関数で与える(Shibata et al.1990) 冷却時間の例 (ex. HSRA) 120s
冷却時間（秒） τ= 0.001 120s τ= 1 １s 高さ（km） 放射冷却は、ニュートン近似

10 冷却時間の修正(少々、tricky?) 冷却時間を一定にすると、冷却が効き過ぎて温度
が負になる(下限値を設定すると、温度一定の層ができてしまう） →冷却時間は密度と温度により変化する Cooling time : （注）式中のべきは、Spiegelの式を反映している この効果により、浮上磁気ループの中心と足元での 冷却時間が異なる

11 加熱項の取り扱い 加熱は、初期の冷却と釣り合っているとする （熱平衡が成り立っている）
　（熱平衡が成り立っている） ｆ(β) は、磁場が強くなると加熱が効かなくなる効果を模擬 Heating term : : initial cooling term 磁場がどんなに強くなっても、加熱項の大きさは初期の半分以下 にならない

12 まずは、2D 密度 intense flux tube 冷却有り 冷却無し (adiabatic)

13 冷却時間の時間、空間変化が求まる ρ Bz cooling time movie 足元では、冷却時間が 初期よりも減少する
→ 放射冷却の影響大 cooling time ρ after convective collapse Bz cooling time movie

14 なぜ、足元のみ冷却時間が短くなるか？ foot point loop center Initial state before CC
temperature density 足元では、温度、密度が共に減少 →温度が↓＝冷却時間が↑ →密度が↓＝冷却時間の↓ 密度が減少する効果の方が大きい Center では、ほとんど変化なし loop center density Initial state before CC after CC CC : convective collapse temperature

15 加熱項の影響 Bz βの関数で減少する場合 初期と同じ（一定） ほとんど同じになる→冷却が優勢 （初期の冷却が強すぎたのかも）

16 3Dシミュレーション（冷却時間一定） 冷却無し 冷却有り

17 3Dシミュレーション 図は、Y-Z平面（X=0、磁束管軸はX軸に平行）の磁気圧 冷却有り 冷却無し
光球で、放射冷却が働く場合、水平方向に広がり易くなる

18 3次元の結果（光球面） 磁場強度 鉛直方向の速度場 光球面では、磁場強度、速度場ともに、 2次元のシミュレーションとほぼ同じ結果

19 今後の計算 3次元計算で、浮上に与える放射冷却の影響 を調べる 磁束量を増やして、もっと強い磁場を作りたい
　 を調べる 磁束量を増やして、もっと強い磁場を作りたい 計算規模は、300x300x300が計算できれば十分 VPPとPCクラスター(テスト計算)を使用 PCクラスター(8CPU) →100x100x100x10000stepで約2時間

20 Cancellationの観測例 Bellot Rubio et al.(2005) 磁場 G-band Ca II H
zenith angle 磁場強度 Filling factor 視線速度 温度

21 時間変化 MMF Plage element 温度は、あまり上がらない（放射冷却が効いている？）

22 Convective flux model 光球 光球かその上でリコネクション または、リコネクションポイントが 光球に向かって動く？

23 磁気レイノルズ数 ー 光球 Rm ~ 10^5 ー 温度極小 Rm ~ 10^4
Rm=H Cs /η 磁気レイノルズ数を見積もると、 ー 光球 Rm　~　10^5 ー 温度極小 Rm　~　10^4 ー 彩層低部 Rm　~　3×10^4　Kovitya & Cram(1983) ー コロナ Rm　~　10^12 コロナでは異常抵抗が必要 コロナよりも下層では異常抵抗は不要？

24 浮上磁気ループ同士のリコネクション movie （注）この計算は、リコネクションが起こるように、異常抵抗を調節している
→ リコネクションは、抵抗が問題 Temperature ジェット、サージ？ 下降流による加熱 リコネクションポイント エラーマンボム？ movie

25 まとめ 微細磁束管は、Solar-Bの重要なターゲット コロナ加熱も重要だが、対流崩壊や光球リコネクションも面白い
浮上過程に放射冷却が与える影響を調べることは重要 2次元の計算を論文にする