天⽂文学会  2014年年度度秋季年年会@⼭山形⼤大学

Solar-‐‑‒C  による、さらなる⾼高分解能
光球磁場観測のインパクト
飯⽥田  佑輔 　(JAXA/ISAS)

太陽光球磁場の重要性

様々な表⾯面活動現象のエネルギー源、トリガー

SDO/HMI静穏領領域の磁場「静穏領領域磁束量量」  ≧  「活動領領域磁束量量」
グローバルダイナモで輸送された磁場

ローカルな磁気対流流による磁場構造⽣生成

様々な太陽表⾯面活動を引き起こす
Hinode/SOT

⼩小スケール磁場の重要性

静穏領領域では、より⼩小さいスケールの磁極間活動やエネルギーのやりとりが⽀支配的だと想像される。
erved Using Hinode/SOT
27
The Astrophysical Journal, 789:132 (22pp), 2014 July 10

(a)

(b)

Figure 3. (a) Resolution dependence of magnetic (red) and kinetic (blue) energy power spectra
comparing simulations O32aRempel(2014)
80 G vertical mean fieldstrength at τ = 1, and the grid spacing was varied from 32 to 2 km. The dotted line in panel (a) indThornton  &  Parnell(2014)
Ratio of magnetic to kinetic energy as function of resolution. For grid spacings smaller than 16 km the magnetic energy ise and meanthan
fluxaboutper emergence
for theephemeral
andcases
active(4regions
100 km. For
highest regions
resolutionand 2 km) we see some indication that the ratio might reach asympto
Harvey, Harvey,and Martin,
H93 distribution(Harvey, 1993),
HZ93
dependenceof the1975),
probability
functionfor(Harvey|Bx | and |Bz |.

H[PHSHUK[LTWVYHSYHUNL=LSVJP[PLZVM^H]LZHUKÅV^ZHYL[`WPJHSS`¶RTZVULVYKLYVMTHJHS]LSVJP[PLZZLLUPU[OLWOV[VZWOLYLRTPZHWWYV_PTH[LS`ãVU[OL:\U

ひので：  「0.3”」    →  Solar-‐‑‒C：「0.1”」-.WHY[PHSMYHTL;LTWVYHSZJHSLZLJ RTZ

RTZ*OYVTVZWOLYL
7OV[VZWOLYL:WPJ\SLZ+`UHTPJMPIYPSZ

4/+^H]LZ RTZ

1. ローカル構造への重要性 RTZ*OYVTVZWOLYPJQL[Z  -‐‑‒  磁場-‐‑‒対流流間のエネルギーやりとり -.M\SSMYHTL,SSLYTHUIVTIZ
7YVTPUJLZ-PSHTLU[Z-S\_[\ILZ:\UZWV[MPULZ[Y\J[\YLZ.YHU\SH[PVU
4HNUL[VJVU]LJ[PVU

2.  グローバル構造への重要性  -‐‑‒  対流流による磁場輸送 

 :70-<:\UZWV[(J[P]LYLNPVUL]VS\[PVU
Solar-‐‑‒C  Mission  Proposalより



:WH[PHSZJHSLRTひのでのUnresolved  Flux  Tube
Stenﬂo  (2011)により、Filling  FactorからひのでのUnresolved  Flux  Tubeのスケールが⾒見見積もられている。L≦100km程度度のスケール？

J. O. Stenflo: Collapsed and uncollapsed magnetic flux oFilling  Factorのイメージ
f  =  Smag/Stot

⾮非磁気⼤大気
磁気⼤大気
Fig. 11. Histograms with logarithmic binning of fluxStenﬂo  (2011)
tube sizes, derived
from the established statistical relations between Stokes V, intrinsic
field strengths, flux densities, and the relative abundances of the col-Fig. 12. Statisticaltubes as a function
cannot presently b磁場-‐‑‒対流流エネルギーやりとり
⼀一⽅方、Rempel  (2014)のRMHD数値計算によると、静穏領領域では、10-‐‑‒100kmで異異なる磁場-‐‑‒対流流間のエネル
ギーやりとりが⾒見見えてくる？

The Astrophysical Journal, 789:132 (22pp), 2014 July 10(c)(a)(d)(b)Rempel  (2014)
Figure 3. (a) Resolution dependence of magnetic (red) and kinetic (blue) energy power
spectra comparing simulations O32
80 G vertical mean field strength at τ = 1, and the grid spacing was varied from 32 to 2 km. The dotted line in panel (a) inグローバル構造への重要性∂φ(r, t)2= D∇ φ(r, t)

対流流による磁場輸送は重要なパラメータのひとつ  ∂t(Leighton,  1965;  Wang+,  1991)∂B= ∇ × [v × B] − ∇ × [κ(r)∇ × B] + S(r, t)∂t
対流流
⼦子午⾯面還流流  etc

⼦子午⾯面還流流

対流流

磁極追跡から迫る
太陽表⾯面上では、磁場は磁極として移流流される。これら
莫⼤大な数の⼩小さな磁極の移流流により、グローバルな輸送が決まるため、統計的に捉えることが必要。

t 2< x(t) >= ( )δ < x(t)2 >= ( t )δ 2
ττ(4)拡散過程で扱うための必要条件(4)x(t +τ ) = x(t) + δ, x(0)x(t +=τ )0= x(t) + δ, x(0) = 0 (5)経過時間と移動距離離の(5)11−x2 /4Dt−x2 /4Dt (6)n(x, t) =en(x, t) =e1/2(4πDt)∂n(x, t)(4πDt)1/22(6)2関係(L2∝t)が必要条件= D∇ n(x, t)∂t ! ∞< x(t)2 >=−∞

(1)

! ∞
< x(t)>=
x2 n(x,t)2dx= 2Dt x2 n(x, t) dx = 2Dt(7)−∞= ∇ × [v × B] − ∇ × [κ(r)∇ × B] + S(r, t)(2)< x(t) >= 0

(3)

t 2
< x(t) >= ( )δτ

(4)x(t + τ ) = x(t) + δ, x(0) = 0

(5)

2(7)

磁極追跡で迫る磁場輸送機構
τ vs L

21

2.2. AUTO-DETECTION ALGORITHM

21010

7.5  km2
Two  domains  divided  by  10t=t
1.  Super-‐‑‒Diﬀusion  (1.4±0.1)
2.  Sub-‐‑‒Diﬀusion  (0.6±0.2)
3. Splittingc109(and Merging)~∼107.5  km28

L2 [km2]

10

2. Tracking

107

t = t2
Fluxt = t1

6 t = t0100.6±0.2

Flux~∼2×104  s

1.4±0.1
1. Detection

tc

tc
4. Cancellation(and Emergence)

5Figure 2.4: Schematic picture of our patch tracking and detection f surface processes.
(1) Detection of patches with a clumping algorithm. (2) Track of patches by examining
overlaps. (3) Detection of merging and splitting by examining overlaps. (4) Detection ofcancellation and emergence by making pairs of flux change events.
410103chart is as10
follows:
1. Detection of patches with a clumping
104 algorithm. 2. Track of patches
by examining overlaps. 3. Detection of mergingElapsed  Time  [s]and splitting
examining overlaps. 4.
τ by
[sec]
Detection of cancellation and emergence by making pairs of flux change events.

105磁極追跡で迫る磁場輸送機構
τ0 , L0

Astrophysical Journal, 743:133 (9pp), 2011 December 20

1000.0

CHQS

グローバル数値計算_	Global	  Surface	  1000.0からの要請
Transport	  τ1 , L1

AR plage

飯⽥田(2014年年春季年年会)

10.0
Utz et al. 2010
Hagenaar et. al.1999
Berger et. al.1998b0.1
100AR plageτ2 , L2

10.0

1 ∂L(τ )2K(τ ) =4 1.0∂τ Chae et al. 2008

Lawrence et al. 2001

1.0

QS

100.0K(∆l) , km2s-1K(τ) , km2s-1

100.0

CH

Schrijver et al. 1996

Schrijver et al. 1996

Cadavid et al. 1999

Cadavid et al. 1999

101102103
τ, sec104

105

106	 0.1
101007	 

Abramenko  (2011)改変

101102∆l, kre 10. Turbulent diffusion coefficient plotted as a function of temporal (left) and spatial (right) scales. Solid lines refer toNetwork構造が重要

Sub-‐‑‒diﬀusionの原因：Network  FieldによるTrap?
→  Network  Fieldはどのようにしてできるか？
→  ⾒見見える範囲でInternetworkからできる(？)  (Milan+,  2014)→  ひので空間分解能でNetwork付近のInternetwork磁極追跡は難しく、どうやってそこを超えるか謎。

㻺㼑㼠㼣㼛㼞㼗 1.	  Diﬀusion+Advec>on	  2.	  㻵㼚㼠㼞㼍㼚㼑㼠㼣㼛㼞㼗Trapping	  Figure 5.1: A schematic picture of network and intranetwork field in quiet
region. Blue (red) color in background shows upflow (downflow) motion inまとめHinodeの⾼高分解能観測により、⼩小さい磁場構造が⾒見見えてきた。が、決定的な結論論(〜～⼗十分な統計解析からの結論論)を得るためには、さらなる⾼高分解能のデータが必要である。
・静穏領領域による磁場と対流流相互作⽤用    -‐‑‒  磁束管構造を分解できるかもしれない。    〜～  対流流-‐‑‒磁場相互作⽤用エネルギーのピークが⾒見見えるかもしれない。
・磁極構造とグローバルな輸送。    -‐‑‒  数を稼ぐことが本質的に重要だが、ひのでの分解能では、Internetwork磁場を⾃自動追跡することは難しい。      〜～  Network  Fieldをどう超えるかから、グローバルな輸送に迫れるかもしれない。