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What Can We Learn Cosmic Magnetic Field from "Hinode" Observational Data?
- 2. Importance of polar fields to predict future solar activity 2 N S N S N S Cause Weak polar field Result Less number of sunspots 2 130 rotations in 11 year ▽Ω-dynamo
- 3. Reversal of high-latitude (>55 deg) field Sunspot number 1.0 0.0 -1.0 North South Average high-latitude field Wilcox 西暦 西暦 Polar fields reverses at around solar maximum 3
- 4. Joy’s law and reversal of poloidal field N N S S Diffusion Meridional flow Tilt of sunspot pair due to Colioris force Results in reversal
- 5. Polar observations from ground N55 degree S55 degree Polar field= single pixel observations above latitude of 55 degree. SOHO 5 W：plus B：minus
- 6. Hinode observations of polar regions Launch of Hinode SeptemberMarch Sunspot number 西暦 6
- 7. 7
- 10. Current understanding Hinode result Polar magnetic fields Extended weak fields (lower energy state) Sunspot-like kG patches (higher energy state) Polar field reversal Reverses at around solar max. (2013 May) North reverses at around 2012 May South stable Poloidal fields Bipolar Quadruple Summary of Hinode observations 10
- 12. 12 N S N N Bipolar mode Quadruple mode Bipolar + Quadruple
- 13. Anti-Joy’s law due to quadruple poloidal field NN N S N S Bipolar SunQuadruple Sun
- 14. Anti-Joy’s law AR#11429 signature of quadruple poloidal field? 14 N N S S NS
- 15. X, jp,E1 Y, B1 v1 ( ){ }tkzi w-exp アルベン波 磁気張力が復元力 15
- 16. 君はアルベン波動が見えるか？ Okamoto+08 in Science journal 16 ひので Courtesy of Okamoto
- 17. これなら見えるでしょう。。。 プロミネンス(コロナ）中の 直線偏波した横波（アルベン波） Alfven wave Magnetic fields gas Courtesy of Okamoto しかし、 進行波か定在波かは分からない ひので
- 18. 地球物理の「その場観測」のように 太陽表面の波動を観測する！ 磁場の 大きさ Stokes-I 測光強度 Stokes-V 波動のモード 波の進行方向 進行波か定在波か？ 磁束管のサイスモロジー 波動の検出に必要な観測量: δInteisnty(t) δB/ / (t), δB┴(t) δVLOS(t) center-to-limb 変化 ドップラー速度 18
- 19. ひので：磁場・速度 場の位相関係から アルベン波を同定 ＠光球 Fujimura&Tsuneta09 実線：正極磁場 破線：負極磁場 横波はほとんど反射 していることが判明 キンク波 ソーセージ波19 ひので
- 20. コロナに漏れ出るエネルギーフラックス 上向きフラックスー下向きフラックスは、cos(φB – φv)に比例 一例として (dI/I=0.3%) f=0.73, B0=1.7x103 (G), δB＝21(G), δv=0.059(km/ s), φB－φv=－96˚ を代入すると ΔF=2.7x106 (erg/ s/ cm2) ～数％～１０％程度がリーク f : 平均フィリング ファクター B0 : 磁場強度、 δB/ δv: rms横磁場・速度場の揺らぎ )cos( 4 vBvB fB F ffdd p --=D Fujimura&Tsuneta 09
- 23. 1.4 GHz VLA 銀河中心 太陽 23 Courtesy of Sofue NASA TRACE
- 25. 25ＣａＩＩ ３９3４Ａ From website
- 26. 26 太陽定数の変動は偉大なる磁気圧の効果 黒点 暗い（対流の抑圧） ファキュラ 明るい 合計 白斑が勝っている B τ～１ 等温度線 B 黒点の磁束管 ファキュラの磁束管 磁気圧の効果により 太陽表面はリアス式 海岸のよう⇒太陽の 表面積の増大 Spruit
- 27. サイズ0.1-0.2秒角の基本磁束管 • Equipartiiton-B より強いｋＧ磁場 • 主に対流セルの 間に存在 • 太陽全面に存在 27 ひので Courtesy of Okamoto
- 29. 宇宙における強すぎる磁場問題 宇宙はどのようにしてsuper-equipartition磁場を作るのか? • 初期宇宙 10(-21) G? • 銀河団 10(-6～-5) G • 銀河中心 10(-3～-2) G • 太陽 10(3) G • 太陽の内部 10(5) G? • 中性子星 10(12) G • マグネター 10(15) G Ωダイナモでは不足 Ωダイナモでは不足 ダイナモが必要？ 圧縮と化石磁場? needs dynamo Compression and fossil どのようなダイナモも磁場をequi-partition field Beまで増幅 できるだろう： さらに、equi-partition field Beを超える磁場が存在 例 Sunspot: equi-partition field=500G, B=2-3kG Tachocline: equi-partition field=1kG, B=100kG 運動 エネルギー 磁場 エネルギー 2 2 2 1 8 r u p »eB 29
- 32. 対流と弱い磁場があれば強い磁場ができる という割と普遍的なプロセス Parker (1978); Hasan (1985), Hasan et al. (2003), Bunte, Hasan,Kalkofen, (1983) G4004 2 1 8 2 2 »» » up r r u p B Be kG21 8 2 -» =+ B PBP ei p Magnetic Flux tube Solar surface Granular flow Downflow Inside flux tube 32 32 Sub-equipartition磁場 Super-equipartition磁場 磁場による対流 熱入力の遮断 冷却と下降流 の発生 圧力平衡に より磁場が強まる
- 35. ステップ１：磁場の増幅 35 0gb 1 - ad-”d tyadiabatici-super Convection zoneRadiative core tachocline B=0 B≠0 安定 不安定 不安定安定 磁場が強く なると境界 が移動する Spruit, van Ballegooijen Stability of toroidal flux tubes in stars A&A, 1982, 106, 58
- 36. ステップ２：磁場の不安定化 36 0gb 1 - ad-”d tyadiabatici-super Convection zoneRadiative core tachocline B=0 B≠0 安定 不安定 不安定安定 磁場が強く なると境界 が移動する Spruit, van Ballegooijen Stability of toroidal flux tubes in stars A&A, 1982, 106, 58 Fully convective な星では？ )( 1 situationbuoyancyneutralfor conditionyInstabilit v p ad C C =->- g gb
- 38. Takeda & Takada-Hidai, PASJ (2011) 超金属欠乏星 (古くほとんど 自転していない=グローバル ダイナモがない)にUV放射が 必須のHeI 1083nmの吸収線 ⇒ 金属欠乏性に彩層・コロ ナの兆候 ⇒ 自転によらない水平磁場 のような乱流駆動(ローカ ルダイナモ)の磁場が彩 層・コロナ加熱に寄与？
- 42. 再電離後の初期宇宙の 磁場の大きさ • If baroclinic⇒Vorticity⇒Biermann battery term – Bの発生 • r=100kpc、M=10^11Mo – v=3x10^5 m/s(ビリアル定理） – ω～v/r=10^-16 /s – B～10^-20G 42
- 43. 「ひので」水平磁場の発見 • を一般化して良いなら。。。。 • 宇宙に乱流状態があれば、局所的なダイナ モにより、equi-partition までの強い磁場を作 る（ただし初期磁場がゼロでない場合） 43
- 44. ローカルダイナモによる 宇宙磁場の生成 • Equi-partition field due to local dynamo OK! – n=10^-3 cm^-3 – v=3x10^5 m/s – T=100eV (10^6K) • Maximum turnover time OK! – r/v=3x10^23cm/3x10^7cm/s=10^16s<<4x10^17s （宇宙年齢） – 最大セルサイズをとったので実際はもっと短い G!1028 8 6 2 - ·== = nkTB nkT B p p 44
- 48. 「ひので」の観測結果は宇宙磁場 について何を語るか? • 乱流磁場増幅の発見 • super equi-partition磁場生成 • アルベン波の発見 • 極磁場の初観測 48