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 熱伝導 QuickTimeý Dz YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾ å©ÇÈǞǽ Ç…ÇÕïKóvÇ Ç• ÅB 非熱的輸送 光球の対流運動（ひのでSOT） コロナ（ひのでXRT） 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 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 2 V B 8 P 10 100G 1km / s (erg cm-2 s-1) ... 十分ある 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 初期条件：一様な縦磁場 光球(Newton近似) 下の境界で温度一定 •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 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 活動 領域 静穏 領域 •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 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 QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇ žÇ½Ç…ÇÕïKóvÇÇ• ÅB 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 QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈǞǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB 水平磁場のコロナへ のインパクト •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 •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？ QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇž ǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB 2次元シミュレーション • まあまあの解像度（６００x ６００） • 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 0.001Hz 彩層振動 0.01Hz 0.1Hz 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 Kohl et al. 1998 •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？ H温度 OVI温度 電子温度 「水平磁場出現」という分岐 磁場強 QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇ žÇ½Ç…ÇÕïKóvÇÇ• ÅB QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈǞǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇž ǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB 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. 磁場がずっと弱い場合(preliminary) 対流の渦運動により、 torsional Alfven wave 発生 QuickTimeý Dz êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈǞǽDžÇÕïKóvÇÇ• ÅB ひのでが観測した微細水平磁場の浮上 (Ishikawa et al. 2007) t=-2 min t=0 min t=2 min t=4 min Vertical field Horizontal field 3.5 arc sec (2500km) Line formation height photosphere いたるところに水平磁場 I I: 連続光 Q, U:直線偏光 （水平磁場） V：円偏光 (縦磁場) Q U V (Q2+U2)1/2 ひのでが見た彩層 QuickTimeý Dz YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇ žÇ½Ç…ÇÕïKóvÇÇ• ÅB 可視光望遠鏡、CaII H線フィルター (Courtesy of T. J. Okamoto) ひのでが見た彩層 QuickTimeý Dz YUV420 ÉRÅ[ÉfÉbÉN êLí£ÉvÉçÉOÉâÉÄ Ç™Ç±ÇÃÉsÉNÉ`ÉÉǾå©ÇÈÇ žÇ½Ç…ÇÕïKóvÇÇ• ÅB 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
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