太陽コロナの加熱 - 東京大学地球惑星科学

太陽コロナの加熱
国立天文台桜井隆
コロナ加熱に必要なエネルギー


熱はコロナから太陽表面へ流れる
熱以外の（例えば力学的）エネルギーの注入が必要
観測から




静穏コロナへのエネルギー供給： 3 X 105 erg s-1 cm-2
活動領域コロナへのエネルギー供給： 107 erg s-1 cm-2
単位体積あたりのエネルギー供給
コロナループ（長さL)への入力エネルギーが熱伝導と放射の
損失と釣り合う（energy balance model）
eH = 4 X 10-3 (Tmax/106 K)7/2 (L/109 cm)-2 erg s-1 cm-3
スケーリング則
Tmax～(p L)1/3
Tmax ：ループ頂上の温度
p ：ループ内圧力（一定）
加熱機構：波動説と微小フレア説
熱
コロナ
非熱的
エネルギー
熱
波動説
微小フレア説
磁気的加熱機構: AC機構対 DC機構





コロナループの力学的応答時間: tA = L / VA
駆動源の特徴的時間: tdriver
tdriver > tA : 磁場の準静的変形 (DC)→微小フレア説
tdriver < tA : 波動 (AC)
L
VA～500-1000km/s,
tA ～ 1-5 min
まず波動加熱から
磁気波動加熱



圧縮性波動はコロナまで達しない（非線型性により
衝撃波に発展し、消滅する）
Alfvén波は非圧縮なのでコロナまで達するが、散逸
しにくい
従って
 コロナ中で圧縮性の波を発生させる
 Alfvén波を効果的に散逸させる
メカニズムを考える

スペクトル線の乱流幅（微視的運動） 15-30 km/s.
ρv2VA ~ 106 erg cm-2 s-1 (109 cm-3, 30 km/s, 1000km/s)
乱流線幅の高さ依存性
J.T.Mariska, The Solar Transition Region, p.118
音速

波動の伝搬に
伴う振幅増大
を表している？
スペクトル線乱流幅の非等方性
(Hara & Ichimoto 1999)
 乱流幅: 14-20 km/s (red line, 1MK)
 非等方成分（Alfvén波？）: 3-5 km/s
coronal loop
edge on
face on
Hara and Ichimoto, ApJ 513, 969, 1999
いろいろな温度のイオンの乱流速度幅
Fe X (6374Å, red line)
Fe XI (7892Å)
Fe XIII (10747Å)
Fe XIV (5303Å, green line)
C.Jordan, MNRAS 142, 501, 1969
Fe X


Fe X
Fe XIII
1.0MK
1.6MK
Fe XIV


Fe XI
Fe XIV
1.3MK
2.1MK
乱流幅
Fe X 1MK
高さと共に増加
Fe XIV 2MK
高さと共に減少
red line Fe X
green line Fe XIV
Fe X
d(width)/dh
Fe XI
Fe XIII
Fe XIV
均一のプラズマでは説明できないので、とりあ
えず２成分にしてみる
T1, V1, n1, L1
T2, V2, n2, L2
V: width (thermal+turbulent)
coronal loop
L: path length
温度T1, T2の可能な解
represents minimum total path length
等温均一モデルが合うループもあるが例外的
２成分は
実際は何？
B: loops
C: diffuse
plasmas
D: diffuse
plasmas
loops
diffuse plasmas
Fe X line width
Fe XIV line width
２成分は、ループプラズマとループ間プラズマではない
乱流幅の高さ変化は高度20万kmくらいで止まる
Fe X 1MK
Fe XIV 2MK
波動の観測から物理量を診断

コロナ加熱は波動でないかもしれないが、波
動の観測から有益な情報を引き出そう、という
前向きの姿勢
 モード判定
 減衰機構の同定
 viscosity,
resistivityの実効値の推定
 微細構造スケールの推定
EUVの強度変動からslow mode
 EUVのパターンの動きからAlfven kink mode

Dopper観測によるコロナループの振動



近傍のフレアにより励起
周期 10-15 min→Alfvén波と考えられる
減衰時間 ~ 100 min
(Hori et al. in preparation)
decay time  vs oscillation period P

phase mixing
damping?
(Ofman &
Aschwanden
2002)
(min)
 ~ P4/3
*
*
Outer loops
 ~P
Inner loops
P (min)
エネルギーが足元から逃げる、横へ逃げる、などの可能性も
波動加熱ここまで
ここから微小フレア
微小フレア説の起源
Parker問題とParkerの仮説

仮説（まだ信奉者多数）
 ２平面間の一様な初期磁場を考える
 境界に運動を与える。運動は磁力線の巻きパターンを乱
すようなものにする
 自然に不連続ができる
 （リコネクションにより）エネルギー散逸が起こる

シミュレーションではこうはならない
 電気抵抗ゼロでは何事も起こらない
 電気抵抗がゼロでないと、まずリコネクションが起き、磁
力線のパターンを変える→さらにエネルギー解放が起こ
りやすい状況になる
Parker: ApJ 174, 499, 1972

平衡状態では磁力線に沿って圧力は一定でなけれ
ばならないのに、両足元の圧力が矛盾する →非平
衡状態になる
Parker: Solar Phys. 121, 271, 1989
コロナループはこんなになってる？
数値シミュレーション
（Mikic, Schnack, and van Hoven: ApJ 338, 1148, 1989）
電流密度の分布
不連続はできない
微小フレア説


フレアの分布関数
f ( E)  E
フレアが供給する総エネルギー



0
f ( E ) EdE
 γ>2ならば小さなフレアの総エネルギーが大きな寄与
 γ<2ならば、少数の巨大フレアが総エネルギーのほとんど
を占める
 フレアではγ≈1.5
 微小フレアではγ>2となるのか？
フレアの分布関数
Dennis: Solar Phys. 100, 465, 1985
γ ≈ 1.8
「ようこう」の小フレア観測
γ=1.5、コロナ加熱の２割
Shimizu, PASJ 47, 251-263, 1995
微視的過程で決まる限界
N(E)
未知の小規模エネ
ルギー解放現象
slope > 2 ?
フレア族
slope ~ 1.5
太陽の
大きさで
決まる
上限
1026 erg
1032 erg
E
無限に小さいフレアはない？
Aschwanden, Solar Phys. 190, 223, 1999
あまり小さいと、冷たい光球
に近すぎて高温になれない
Sturrock: ApJ 521, 451, 1999
コロナの中にじかに擾乱を作ればよいのか？

v
B
B
h
h
n
Poynting Flux F =
4
 vh=0.3

km/s (observed)
f=Bh/Bn ~O(1)
active region
 Bn=100

G, F=2X107 f erg cm-2 s-1
quiet region
 Bn=10
G, F=2X105 f erg cm-2 s-1
（現代版？）微小フレアモデルなど
Quiet Sun Magnetic Fields
(Magnetic Carpets)
ephemeral regionの浮上で磁束は10-40hで
入れ替わる
 光球面では0.2”スケールの微細磁束管
 超粒状斑の流れに乗って動く
 従って複雑なcurrent sheet構造ができ、絶え
間ないreconnectionで加熱
 95%は低高度で閉じる。5%がコロナに達す
る→ループ足元のほうが加熱される

Priest et al. ApJ 576, 533, 2002
光球
current sheetの分布予想
少し上
コロナ
Schrijver 2001
1D シミュレーション：
特に nanoflare加熱の特徴をつかむための研究が盛ん
adaptive mesh, down to 15 km
 optically-thin radiation

 Reale
et al. (2005)
 Patsourakos and Klimchuk (2005)
3D シミュレーション

Gudiksen and Nordlund (2005)
1503, 50X60X37 Mm,
non-uniform in z (0.15-0.25Mm)
 transition
region not fully resolved
 optically-thin radiation in upper layers
 Newton’s coolinglaw for lower layers
 realistic resistivity and viscosity
 model granulation as a driver
初期磁場は実際のMDIデータ
そのほか、コロナ加熱機構のヒント
ループに沿っての熱入力の分布
uniform: Priest et al. (1998)
 footpoints: Aschwanden (2001)

 Yohkoh
SXTのような広い温度に感度がある望
遠鏡では、高温のloop topに引きずられる。
uniform heatingのように見えるのはデータ解析
の問題、とAschwandenはいう

フレアではloop topにエネルギー注入？
光球とコロナの関係

活動領域全体を見たとき
~ , Fx ~ B (Fisher et al. 1998;Yashiro&Shibata
2001)
 Fx vs nonpotentiality at footpoints (Falconer et al.
1997)
 Fx vs magnetic helicity (Maeshiro et al. 2005)
 Lx

Alfven waves: Fx ~ dB2 VA ~ B v2
microflares: Fx ~ B2 v

高分解能では? Solar-Bは
0.2” (0.1” pixel)
 コロナ 2” (1” pixel)
 光球
ようこうSXTのループ（２ＭＫ以上）と
EIT, TRACEのループ(1MK)の比較
TRACE 171Å
cool loops
(1 MK)
TRACE
“moss”
structure:
footpoints of
hot loops
Yohkoh/SXT
hot loops (> 2 MK)
Katsukawa and Tsuneata (2005)
cool loops
Magnetic Filling
Factorの差？
hot loops
l磁束管がまばらだと
動きやすいので、
よりエネルギーが
注入され、hot loop
ができる
低温ループ
磁束管が詰め込み
状態だと動きにくいので
エネルギーが入らず
cool loopになる
コロナループの太さ：
上空でもポテンシャル磁場ほど広がらない
R(top)/R(foot)=
1.13 : Yohkoh SXT
(Klimchuk et al.1992)
1.16 : TRACE
(Watko & Klimchuk
2000)
ループの長さとexpansion factorは関係がない
実はループは望遠鏡の分解能より細い？
コロナ加熱：まとめ

波動説：
 波動は検出されている
 モードもわかりつつある
 コヒーレントな波の持つエネルギーは小さい
 乱流幅の正体は未だ不明
 散逸機構の問題

微小フレア説：
 観測的には微小フレアの数が不足
 微小フレアの観測できる特徴をつかむ研究が盛ん

光球のエネルギー源とコロナの関係はほとんど
手つかず→Solar-Bに期待

Download Report