Solar-B 初期観測検討会

2004 年 7 月 15 日(木)コンベクティブコラップス,光球磁気リコネクションのSolar-B での観測
米子高専
竹内彰継

１．強い磁束管を作るメカニズム：コンベクティブコラップス
1.1．光球磁束管
光球では鉛直な強い磁束管が超粒状斑境界に点在
Ｂ〜1500Ｇ，β〜0.3，ａ〜200km(Solanki 1993)

Gabriel (1976)

1.2．光球磁束管の形成論
a．対流による掃き寄せ効果(Parker 1963)

これでは磁気圧〜乱流圧までしか強められない
B〜500Gb．コンベクティブコラップス(Spruit 1979)

磁気圧〜周囲のガス圧まで強められる!!
B〜1500G!!

1.3．Solar-B でのコンベクティブコラップスの観測
a．コンベクティブコラップスに伴う物理量の変化

特徴的時間τ〜10 分
磁場の変化⊿B〜1000G
特徴的速度 V〜1km/s

コラップスがおこれば1 ピクセル内の磁場が10 分で 1kＧ強くなりその間下降流が見られる。

→観測可能だが気長に待つ必要あり

τ5000＝1 での物理量の変化
Takeuchi(1999)

b．コンベクティブコラップスにより形成された磁束管の性質形成された磁束管は対流安定な領域に分布

対流不安定領域
Solar-B の分解能

→現実の磁束管の直径と磁場の関係を調べ対流安定か対流安定領域調べる

Takeuchi(1999)

c．コンベクティブコラップスに伴って発生する衝撃波
初期磁束が多すぎるとコンベクティブコラップス

コラップスの後に上向きに伝わる衝撃波が発生!!

衝撃波

特徴的時間τ〜3 分
磁場の変化⊿B〜500G
特徴的速度 V〜10km/s

もし検出できたら非常に面白い

Grossmann-Doerth et al. (1998)

コンベクティブコラップスによって発生する衝撃波による温度変化

Takeuchi(1999)

２．光球磁気リコネクション
2.1．光球でも磁気リコネクションが生じる?
a．静穏領域の磁束の入れかわりのタイムスケール
静穏領域の磁束は 1.5〜3 日で入れかわる!!

Schrijver et al.(1997)ということは・・・
対流の沈み込み領域で逆極性の磁束管が衝突することもありえる!!
→光球磁気リコネクション!!

b．光球での磁気レイノルズ数（Rm=HpCs/η）
光球(z=0km)

Rm〜

105

温度極小(z=500km)

Rm〜

104

彩層低部(z=1000km)

Rm〜3×105

Kovitya & Cram(1983)→光球リコネクションでは異常抵抗は不要!!
c．今までの研究
Litvinenko(1999)→キャンセレーションは光球リコネクションによるもの
Takeuchi & Shibata(2001a,b)→光球リコネクションで MHD 波が発生しスピキュールの原因にTakeuchi & Shibata(2002)→重力成層によりリコネクションジェットは上下非対称に

2.2．光球リコネクションの性質
a．研究の動機
今までの常識・・・
温度極小領域→電気抵抗最大→リコネクションは温度極小で生じる!!
しかし・・・
リコネクション→ジュール加熱→温度上昇→電離度上昇→電気抵抗減少→リコネクション率減少
一方・・・
光球近傍→輻射緩和時間短い→温度上昇せず→リコネクション率減少せず

リコネクションは温度極小ではなく光球で生じている・・・?
→2 次元 MHD シミュレーション

b．計算
初期条件

磁力線

理想気体：γ=5/3

ジュール加熱

重力成層無視：g=0

温度極小

電気抵抗大

z=0

初期温度：T=(Tph-Tmin)tanh{(z/WT)2}+Tmin 光球

輻射緩和大

z=zph

逆極性磁束管:β=0.3
Tmin =4000K，Tph =8000K，WT =75km
電気抵抗：η=η０T-3/2(Ugai 1992)

磁気レイノルズ数：Rm=HpCs/η０=1000
輻射緩和：ニュートン近似
dQ/dt=‑ρCVδT/τR輻射緩和時間：τR=τR０exp[-{(z-zph)/WR}2]
τR０=1 秒，WR =50km，zph =-100km

c．結果
電気抵抗を初期温度で計算、固定した場合
リコネクションはぺチェック型
リコネクション点は温度極小(z=0)

ジュール加熱により、リコネクション点の温度は初期温度の８倍になる→電気抵抗の温度依存の考慮が必要!!

電気抵抗の温度依存を考慮した場合リコネクションはスイート・パーカー型。
リコネクション点は温度極小。

ジュール加熱により光球の温度は初期温度の２倍に光球では輻射緩和時間(数秒)<ジュール加熱時間(10 秒)のため輻射緩和の考慮必要!!

抵抗の変化に加え輻射緩和も考慮した場合
リコネクションはぺチェック型。

輻射緩和による温度低下

輻射緩和により光球(z=‑１)付近の温度が初期値に近い値になっている→電気抵抗が局在化するためぺチェック型リコネクションに!!

リコネクション点が下向きに移動

リコネクション点は時間がたつにしたがって、温度極小(z=0)から光球(z=‑１)に下がってゆく→実際の太陽ではリコネクション点は光球にある!?

d．理論計算のまとめ
ジュール加熱による電気抵抗の減少と輻射緩和を考慮して光球リコネクションの時間発展を調べた。
・温度極小ではジュール加熱による温度上昇が大きく、電気抵抗の温度変化の考慮が必要。
・光球での輻射緩和時間はジュール加熱の時間より短く、輻射緩和の考慮が必要。
・電気抵抗の温度変化と輻射緩和を考慮すると，リコネクションがはじまるのは温度極小だが、リコネクション点はしだいに温度極小から光球に下がっていく。

2.3．Solar-B での光球リコネクションの観測
a．光球リコネクションのパラメータ
光球でリコネクションが生じると・・・
磁気レイノルズ数：Rm〜105
アルヴェーン速度：VA〜16km/s(β〜0.3 を採用)
磁束管の直径：a〜200km
インフロー速度：Vin〜VA / Rm1/2〜50m/s
リコネクションの継続時間：τ〜a/Vin〜4000 秒〜1 時間→キャンセレーションの継続時間と同程度(Litvinenko 1999)

b.リコネクションジェットは見えるか?
磁束管の直径のスケールハイト：H=4Hp〜600km→温度極小では磁束管の直径が光球の約 3 倍太くなる→光球より温度極小を観測したほうが検出しやすい
ジェットの速度：VJet〜VA〜16km/s
ジェットの温度：TJet〜3×Tmin〜12000K

光球リコネクションを真上から見下ろすと・・・
ジェットの幅(広い方)：Wl〜3×a〜600km
ジェットの幅(狭い方)：Ws〜500km/ Rm1/2〜2km!!
Wl

リコネクションジェット→Ws

望遠鏡の分解能：⊿x〜200km＞Ws→平均化したものを観測することになる
明るさの変化：⊿I/I〜(TJet / Tmin)4 Ws /⊿x〜0.8(?)
観測される速度：VObs〜(VJet×⊿I/I)/(1+⊿I/I)〜7km/s(?)→逆極性の磁束管の間に数ピクセルだけ周囲より約 2 倍明るい領域ができ、そこで数 km/s の上昇速度が観測される(？)→光球リコネクションは検出可能(??)

３．まとめa.コンベクティブコラップス
コラップスがおこれば 1 ピクセル内の磁場が約 10 分で 1kＧ強くなり、その間弱い下降流が見られる。しかし、コラップスがいつ起こるかわからないので、磁束管の直径と磁場の関係を調べ、（対流安定な磁束管か）理論と比較する。
b.光球磁気リコネクション
温度極小を観測し、接触している逆極性の磁束管を探しだす。もしリコネクションが生じているなら、磁束管の接触部の数ピクセルが約 1 時間にわたり周囲より約 2 倍明るくなり、そこで数 km/s の上昇速度が観測される？