-第3回Solar-B初期観測検討会-

黒点の形成と崩壊過程
東京大学理学系研究科天文学専攻博士3年
久保 雅仁

黒点の形成と崩壊の研究
黒点の形成と崩壊-太陽面上への磁場の供給・消失現象の最も顕著な例- 活動領域内の磁場構造の大きく影響⇔コロナ活動との関係
今までの黒点磁場の研究：- 形成・崩壊の各段階でのスナップショット的な観測(特に磁場の3成分の観測)
Solar-Bでの観測：- 高空間分解能でかつムービー的な観測(連続、均質)が可能→黒点(磁束管)の一生を連続的にとらえる

continuum

視線方向磁場白：＋黒：−黒点生成過程

黒点形成の概要
視線方向磁場(SoHO/MDI)
正負のペアで磁気浮上↓
垂直でキロガウスの磁場↓
Pore形成↓Penumbra (umbra)形成(=黒点)↓黒点の間の領域でさらなる磁気浮上↓
それぞれ同じ極性の黒点に融合して大きな黒点へと成長
白：＋黒：−浮上磁場zz

浮上磁場：光球磁場の源 (コロナ活動のエネルギー源)- 太陽面に対して水平向き- 数百ガウスの弱磁場- 0.5km/s程度の上昇速度← 磁場の3成分観測(Advanced Stokes
Polarimeter:ASP)で確認(Lites et al. 1998等)
浮上磁場の時間発展は？
- 浮上磁場→キロガウス磁場の生成(poreの形成)- penumbraの形成−コロナ活動との関係−- 光球→彩層→コロナへの磁力線の伝播⇒SOT/EIS/XRTの同時観測- ねじれの成長は？

浮上磁場→キロガウス磁場の形成•浮上磁場の特徴- 水平磁場(〜90°)- |B|： 500[Gauss](周囲の水平磁場:800Gauss)- filling factor： >80%

ASP観測結果
Magnetic flux

filling factor
100[%]

0

磁場傾き[degree]|B| [Gauss]

[%]

[%]
(binsize=5)(binsize=40)

浮上磁場→キロガウス磁場の形成•浮上開始から3時間程度の磁場の特徴- 磁場傾き：浮上領域とから遠ざかるにつれて垂直になる(平均〜45°)- |B|： 1000-1600[Gauss]- filling factor： 60%
磁場傾き[degree]

-:90°
-:70°
-:50°
-:30°
-:10°
19-Nov-00 17:26-17:56UT

filling factor [%]|B| [Gauss]

[%]

[%]

[%]
(binsize=5)

Magnetic flux

(binsize=40)(binsize=5)

Convective collapse?
磁場強度：500Gauss
磁場傾き：水平Filling factor：>80%

磁場強度:1-1.6 KGauss
磁場傾き：〜45°
Filling factor：〜60%0”.37
1pixel0”.37

・downward velocityと磁場強度の増加を観測@Quiet region(Bellot Rubio et al. 2001)- スリット固定でFe I 1.5μmで観測(Tenerife Infrared Polarimeter)- downward velocity < 6 km/s
- 磁場強度の増加400→600ガウス⇒個々のmagnetic elementの振る舞いを観測しているわけではない
単なる対流の履き寄せ効果と区別できていないPenumbraの形成

・penumbraの形成<1時間・poreの成長領域のASP観測(Leka & Skumanich 1998)

磁場傾き・poreの半径〜5″程度から周囲にpenumbraが出現

intensity比時間- penumbra磁場(Ic〜0.78
かつγ〜90°)の出現とEvershed flowの出現は同時(cadence〜20 min)
ドップラー速度- penumbra磁場の源は？
pore磁場→penumbra磁場では無さそう⇒浮上磁場？
⇒空間・時間分解能的に厳しい！空間分布の情報が必要

黒点への成長
磁束の供給、黒点の維持のためには黒点に向かうconverging flowが必要(Meyer et al. 1974, Parker 1992)- magnetogram (Strous et al. 1994)- intensity (Sobotka et al. 1999, Roudier 2002)- subsurface (Zhao et al. 2001)
光球面下の速度構造(日振学)
Filling factorも80%以上に再び増加→崩壊期黒点周辺に見えるdiverging flowへの転換期は？
White light image(矢印:水平速度)

Sobotka et al. 1999

Zhao et al. 2001

黒点崩壊過程

黒点の崩壊• 黒点崩壊のタイムスケール
数日〜1ヶ月程度• 黒点崩壊のモデル- 黒点全面で一定の崩壊
黒点全面に渡る小さな渦流で磁場を拡散(Meyer et al. 1974)- 黒点の外側から侵食
黒点の外側の小さな渦流で磁場を拡散(Simon & Leighton 1964, Meyer et al. 1974)
黒点中心部より外側の方がより拡散が効く(Petorvay & Moreno Insertis 1997)

崩壊期の黒点の観測
多数のMoving Magnetic Features (MMF)が見える→外側から侵食？
(Harvey & Harvey 1973, Brickhouse & Labonte 1998, Zhang et al. 2003)• 黒点半暗部外端付近(2″-7″)に出現• 大きさ：2″以下• moat flow(〜0.5km/s)に乗って放射状に外側に移動• 水平速度：moat flowと同程度
半暗部付近で少し早い？
• 平均寿命：〜4時間(0.25h〜11h)
視線方向磁場(SoHO/MDI)
MMFの運びさる磁束量は黒点の磁束消失量との関係は？
MMFの生成過程および磁場の構造は？

黒点の面積減少率
黒点の面積をA(t)とすると-全面で一定の減少率：Linear decay low-外側から侵食:Parabolic decay lowzdA(t )= constdtd ( A)∝ A(t )
dt

Bumba (1963)- Greenwich Photoheliographic Results (GPR)の1945-1954サイクル→Linear decay low
z Martinez Pillet et al. (1993)- GBRの全データ(1879-1976)→non-linearityはあるが、正確なparabolic decay lowでは無さそう
non-linearityは複数回diskを通過するものほど顕著
zPertrovay and van Driel-Gesztelyi(1997)-Debrecen Photoheliographic Results (DBR)の1977,1978年→Parabolic decay low

黒点の磁束減少率とMMFの磁束量
ASPのベクトル磁場データで2つの黒点について調べた結果(Martinez Pillet 2002)

磁束の時間変化

黒点磁束減少率：0.6〜1.44×1020Mx/day
20Mx/dayz MMF総磁束量:3.5〜5.5×10z-MMFの条件1.観測期間中に生成
2.黒点と同極3.1つの動径方向で1つ。
2つ以上あるものは同じflux tubeとみなす
4. 少なくとも2つのASPのマップで孤立した構造が見えるもの

continuum

磁場強度⇒ 黒点磁束減少率の3〜8倍(Harvey & Harvey 1973では〜1倍)
磁場傾き→今のところサンプル数が少ない。
磁束量を求めるにはベクトル磁場データが必要

Filling factor

MMFの種類
Shine & Title (2001)がMMFを3つのタイプに分類
Type I：双極タイプ(ペア間の距離：数arcsec程度)・Ω-type (Ryutova et al. 1997, Thomas et al. 2002)
・U -type (Zhang et al. 2003)
Type II ：単極(黒点と同極)タイプ→フルート構造の垂直成分⇒黒点崩壊に寄与?
Type III:単極(黒点と反対極)で速度が早く(2〜3km/s)、寿命が短い→光球面下への”return back flux tube”→Evershed flowが寄与？

Thomas et al.
(2002)

penumbra外端のフルート構造
penumbra 外端からの距離[arc sec]

傾き角(ASP)

Magnetic flux (ASP)

180°201090°

00°

45°

90°

135°

180° 0°0°

視線方向ドップラー速度(ASP)[km/s]º
1.5 135
2045°

90°

135°

180°

90º(North)

45º

1000°

45°

90°

135°

方位角[degree]

180º
-1.5
180° (East)-56º
disk centerの方向

0º(West)penumbra外端のフルート構造
penumbra 外端からの距離[arc sec]

傾き角(ASP)

180°

2090°

penumbra 外端での切り口

80°

1090°

70°
60°

00°

45°

90°

135°

180° 0°

50°°
01.0

100.0

0

-1.00°

45°

90°

135°

方位角[degree]-1.5180°

90°

135°

180°

Evershed flow

視線方向ドップラー速度(ASP)[km/s]
1.5200°45°45°
90° 135°
方位角[degree]180°フルート構造と水平速度の大きな領域の関係
penumbra 外端からの距離[arc sec]

傾き角(ASP)

水平速度(MDI)[km/s]

180°

0.6

201090°

00°

45°

90°

135°

180° 0°

視線方向ドップラー速度(ASP)[km/s]
1.5
20
1000°

45°
90° 135°
方位角[degree]

0°

45°

90°

135°

0180°

•水平速度の大きな領域- フルート構造の水平磁場領域- Evershed channelsの外側•水平速度の小さな領域- フルート構造の垂直磁場領域の延長線上-1.5180°

MMFの空間分布の特徴
傾き角(ASP)

水平速度(MDI)[km/s]

180°

0.6

201090°00°45°

90°

135°

180° 0°

0°

45°

90°

135°

0180°

赤:vhorizontal>0.35km/s
水:vhorizontal<0.35km/s, 90°<γ<135°
黄:vhorizontal<0.35km/s, γ>135°• フルート構造の水平磁場領域- 速度の大きな負極(赤)は速度の大きな領域の中央に存在→Type III- 速度の大きな領域の外側に垂直な磁場を持つものが出現→Type I ?
• フルート構造の垂直磁場領域- moat領域内では反対極性の磁場が存在しない→Type II- moat領域を移動するにつれて垂直になっていくMMFのベクトル磁場観測のまとめ
zz

Type II, Type IIIはThomas et al. (2002)の描像に合いそう- Type IIIとEvershed flowの生成のタイミング関係- Type IIの生成メカニズムは？
⇒黒点の磁束減少率との関係
moat領域の中間〜外側に出現する垂直磁場を持ったMMFの発生メカニズム→高空間分解能で数時間に渡る連続的な磁場データが必要

Thomas et al.
(2002)

Satellite spotの形成
ドップラー速度zz

moat領域の外端付近に比較的大きな磁極が形成されるコロナの活動性が比較的高い
マイクロフレア(Shimizu 1993)
サージ(Wang et al. 1991)
X線ジェット(Shimojo et al. 1996)
TRACE (171Å)zz

反対極性の磁極の衝突が多数起きている生成過程は？
MMFが融合 or 新たな浮上Solar-Bでの観測
基本的には黒点(活動領域)の中・長期的な発展をFG,SP系で同時観測
SP観測：1scan(0.16arcsec/pix) / 4.8sec- 1.2:スキャン数を減らしてケーデンスを上げる必要があるか
1. 浮上磁場→キロガウス磁場の観測的検証
2. penumbraの形成過程- penumbra磁場の源は？
- Evershed flowとの関係、フルート構造形成のタイミング
penumbra形成初期からMMFが見えるという観測結果(Wang et al.1992)もあり- MMF形成との関係
3. 黒点へのinward flow → outward flowの転換期
4. moat領域内の移動に伴うMMFの時間発展- satellite spotの形成との関係- MMFの運動と対流運動との関係
5. MMFの運ぶ磁束量と黒点の磁束減少率との関係