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太陽黒点と磁場

一本 潔 京都大学

太陽・恒星研究会 _{2012.12.26ー28 於： 東大本郷}

内容

1. Global properties of sunspots

2. Fine structures

3. Model

1. Global properties of sunspots

1989/09/07

SoHO/MDI (2001)

・Sunspots often appear as a group or a pair aligned in E-W direction

・Developed sunspots consist of umbra and penumbra

umbra

penumbra pore

Sunspot magnetic field, G.Hale 1908

Limb side: Red shift

Disk center side Blue shift

umbra

penumbra

Horizontal outflow 1~2km/s

Evershed effect, J.Evershed 1909

 その後「磁場」が太陽物理のキーワードに

Two historic discoveries on sunspot

ApJ,  １００年来の謎  黒点とガスダイナミクスの密接な関係 記念切手 (インド 2009)

Largest sunspot ever observed 1947.3.11 (Mitaka sketch)

~130,000km

黒点のサイズ:

3500 ~ 60000km with penumbra

< 7000km

without penumbra (pore)

A ~ 0.5% of solar disk

明るさ:

brightness （in vis.） temperature umbra： 0.05 – 0.2 I_QS, 3500 - 5000K penumbra： 0.7 – 0.8 I_QS, ~ 5600K

Sunspot is dark…

But, still brighter than a tungsten lamp (~3700K)

寿命:

Larger sunspot has longer life; (Gnevyshev-Waldmeier則) e.g. 80~90day for 60,000km, 2~3day for 10,000km

Typical: 1500 ~ 4000G

Max. record: 6100G (1942 Feb 28) (Livingstone etal 2006)

Livingston 2002, Sol.Phys.

darkest part in umbra at FeI1.56m

brightness vs. field strength

1.56 m continuum

黒点のサイズ、磁場と明るさ

brightness vs. size

1.56 m continuum intensity 1.56 m continuum intensity Solanki, 2002

Triangles - Kopp & Rabin (1992),

filled square - Solanki et al. (1992),

3 stars - Ruedi et al. (1995b)

Larger sunspots tend to be darker and have a 

stronger magnetic field.

Field strength [G] Umbral diameter [arcsec]

Evershed flow

1 ~ 2 km/s

Magnetic fields

umbra penumbra

v // B

A century-long puzzle (till ~1990) -- Why can sunspots be maintained? --Bz Br Azimuth Mathew etal 2003

Global structure of 

sunspot magnetic field and flow

Zeeman effect of spectral line

（SOT/Spectro-polarimeter） FeI6301.5A_{g = 1.67} FeI6302.5A_{g = 2.5}

I Q U V

黒点磁場の測定

Stokes profiles: Zeeman effect

I Q U V プロファイルのフィッティング  磁場の３成分、視線速度

Field strength _{Field inclination}

Suntpot magnetic field

Hinode FG/SOT

Sunspots are rich in fine scale structures.

黒点の寿命～２週間 ＞＞ 微細構造の寿命～1時間

高分解能でみた磁場速度場

磁場の太陽面法線からの傾き ドップラーシフト 半暗部の磁場は放射状に水平な磁場とより 立った磁場が交互に並んでいる。 エバーシェッド流は水平な磁場に沿って流 れていた。

Stokes-V at 6302.5A +100mA

2007.1.5

-100mA +100mA

(sign reversed)

-277mA +277mA

Stokes-V at 6302.5A +277mA

Dark patches: Upflow with the same polarity of the sunspot

White patches: Downflow with the opposite polarity to the sunspot

2007.1.5

V (+365mA) - V (-276mA)

Inclination of mag. Field

Inclination of mag. Field

DC 2.9o

上昇流と下降流が水平チャンネルの両端に

2007.1.5_{Continuum image}

DC 2.9o 上昇流と輝点のよい一致.

 エバーシェッド流は表面に熱を運んでいる Continuum image

黒点の磁場構造とエバーシェッド流

umbra

Supersonic downflow

Rising hot gas

(overturning?) cooling

半暗部の筋構造とエバーシェッド流は傾いた強い磁場の中でお こる熱対流現象の結果として理解できる.

Dynamics of the Evershed flow element

Rising hot gas driven by vertical pressure force

cooling

Overturning convection

Deflected into horizontal direction by Lorentz force

 ~ 1 Inward migration

of bright grain

Supersonic downflow Magnetic field line

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Dynamics in sunspot chromosphere

Oscillation (umbral flush) & waves! Jets in penumbra!

Katsukawa et al. (2007)

Ca II H movie FFT filtered (f>3mHz)

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Penumbral filaments Vertical magnetic field lines

Magnetic reconnection

暗部内輝点の磁場と速度場

• 磁場強度が弱く

（Fe I 6302で17Gauss）

、水平に傾

いていて

（0.6°）

、上昇流（28m/s）を伴う

H.Watanabe et al. (2008) 対流か振動 これも表面に熱を運んでいる

‘Monolith’ ‘Cluster’ or ‘Spaghetti’ Parker, 1979, ApJ, 230, 905 interchange instability (Meyer etal 1977) Mag.buoyancy Mag.tension Hypothesecal flow ~ 1Mm

Global sunspot models

Sunspot cannot be in magnetohydrostatic, but be in a dynamic equilibrium.

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(Zhao et al. 2001, NASA/ESA)

Time –distance 法による内部診断

(MDI/SoHO)

http://www.gsfc.nasa.gov/topstory/20010919sunspot.html

MHD simulation (Rempel etal 2009, Science 325)

‘driving the Evershed flow does not require physical processes that go beyond the combination of convection and anisotropy introduced by the magnetic field.’

Simulation versus reality

Simulation 12x12x8 km Resolution Non-grey Observation F. Wöger (NSO) Dunn telescope Courtesy Rempel 2011

黒点とタコクラインとの切断

Schussler and Rempel, 2005, AA, 441, 337 時間 40hr 対流とequipartition 磁束管の磁場強度 冷却による下降流 対流の上昇流 ガス圧上昇 磁場強度低下 対流によって磁場は ぐちゃぐちゃになる || 対流層下部との力 学的な切断

4. Summary:

太陽黒点の基本（表面）構造は、ひので、地上高分解能観測、 および数値シミュレーションにより、ここ数年飛躍的に理解が進 んだ。その本質は強い磁場とガスの相互作用による磁気対流 現象である。 黒点深部の構造も日震学と数値シミュレーションにより最近メス が入り始めたが、ダイナモ領域に至る接続は謎である。 わからないこと（恒星からも学びたい課題） - 黒点のサイズの上限はどこにあるか？ - 黒点の成長、崩壊、消滅過程は何が決めているか？ - 活動サイクルの規則性と不規則性 - 活動経度の起源、発生緯度を決めているもの - 磁場の自由エネルギーの蓄積機構、複雑黒点の形成過程 - 電流系、中性（分子）の黒点ダイナミクスへの影響

Ishii etal, 1998, ApJ

Sunspots are not necessarily simple…