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太陽コロナの加熱

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 10 5 erg s -1 cm -2 活動領域コロナへのエネルギー供給： 10 7 erg s -1 cm -2

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太陽コロナの加熱

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Presentation Transcript

  1. 太陽コロナの加熱 国立天文台　桜井 隆

  2. 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）

  3. 加熱機構：　波動説と微小フレア説

  4. 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) • VA～500-1000km/s, tA～ 1-5 min

  5. まず波動加熱から

  6. 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)

  7. 乱流線幅の高さ依存性J.T.Mariska, The Solar Transition Region, p.118 • 波動の伝搬に伴う振幅増大を表している？ 音速

  8. 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

  9. Hara and Ichimoto, ApJ 513, 969, 1999

  10. 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)

  11. Fe X 1.0MK Fe XIII 1.6MK Fe XI 1.3MK Fe XIV 2.1MK C.Jordan, MNRAS 142, 501, 1969 Fe X Fe XIV

  12. 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

  13. Fe X d(width)/dh Fe XI Fe XIII Fe XIV

  14. 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) L: path length coronal loop

  15. 温度T1, T2の可能な解 represents minimum total path length

  16. 等温均一モデルが合うループもあるが例外的

  17. ２成分は実際は何？ B: loops C: diffuse plasmas D: diffuse plasmas

  18. 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

  19. 乱流幅の高さ変化は高度20万kmくらいで止まる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

  20. 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

  21. 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)

  22. decay time  vs oscillation period P  ~ P4/3 phase mixing damping? (Ofman & Aschwanden 2002)  ~ P 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

  23. 波動加熱ここまでここから微小フレア

  24. 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

  25. 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

  26. Parker: Solar Phys. 121, 271, 1989 コロナループはこんなになってる？

  27. 数値シミュレーション　（Mikic, Schnack, and van Hoven: ApJ 338, 1148, 1989）

  28. 電流密度の分布 不連続はできない

  29. 微小フレア説 • 　フレアの分布関数 • 　フレアが供給する総エネルギー • 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？

  30. フレアの分布関数Dennis: Solar Phys. 100, 465, 1985 γ ≈ 1.8

  31. 「ようこう」の小フレア観測γ=1.5、コロナ加熱の２割「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

  32. N(E) 微視的過程で決まる限界 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 E 1026 erg 1032 erg

  33. 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

  34. Sturrock: ApJ 521, 451, 1999 コロナの中にじかに擾乱を作ればよいのか？

  35. Poynting Flux F = • vh=0.3 km/s (observed)f=Bh/Bn ~O(1) • active region • Bn=100 G, F=2X107f erg cm-2 s-1 • quiet region • Bn=10 G, F=2X105f erg cm-2 s-1

  36. （現代版？）微小フレアモデルなど

  37. 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

  38. Priest et al. ApJ 576, 533, 2002

  39. current sheetの分布予想 光球　　　　　　　　　　　少し上　　　　　　　　　　コロナ

  40. Schrijver 2001

  41. 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)

  42. 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

  43. 初期磁場は実際のMDIデータ

  44. そのほか、コロナ加熱機構のヒント

  45. 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？

  46. 光球とコロナの関係 • 活動領域全体を見たとき • Lx ~ , 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) • Alfven waves: Fx ~ dB2 VA ~ B v2microflares: Fx ~ B2v • 高分解能では?Solar-Bは • 光球 0.2” (0.1” pixel) • コロナ 2” (1” pixel)

  47. ようこうSXTのループ（２ＭＫ以上）とEIT, TRACEのループ(1MK)の比較 TRACE “moss” structure: footpoints of hot loops TRACE 171Åcool loops(1 MK) Yohkoh/SXThot loops (> 2 MK) Katsukawa and Tsuneata (2005)

  48. Magnetic Filling Factorの差？ cool loops 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

  49. 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)

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