2004年１月２０日新潟大学理学部物理談話会フレア、ジェット、ガンマ線バースト柴田一成京大理花山天文台本講演の内容 • 太陽フレアはどこまで解明されたか？ – 太陽フレアとは？ – 「ようこう」観測と統一モデル • 太陽から宇宙へ – 原始星フレア／恒星フレア – 宇宙ジェット – ガンマ線バースト太陽フレアはどこまで解明されたか？Ｈα 太陽フレアとは彩層１万度１９世紀中頃発見黒点近傍で発生＝＞磁気エネルギーが源サイズ～（１－１０）万ｋｍ全エネルギー 1029 - 1032erg （水爆１０万ー１億個）京大飛騨天文台太陽フレアから放出される電磁波「ようこう」衛星の見たコロナコロナは爆発だらけ！Ｘ線望遠鏡による（1keV) ２００万度ー１０００万度のガスが見えている「ようこう」が見たフレア軟Ｘ線(~1keV) 磁気リコネクション長寿命フレア (SXT, ～１keV、 Tsuneta et al. 1992 ） electron temperature ～１０＾７Ｋ、 electron density～１０＾（１０）ｃｍ＾（－３） Plasmoid ejection associated with LDE flare (Yohkoh/SXT) Plasmoid speed is about ３００ｋｍ／ｓ Coronal mass ejections （ＣＭＥ）（ＳＯＨＯ／ＬＡＳＣＯ) Velocity ～１０－１０００ｋｍ／ｓ、mass ～１０＾（１５）－１０＾（１６）ｇ長寿命フレアｖｓインパルシブ・フレア寿命１時間以上サイズ大発生頻度少ない軟Ｘ線像カスプあり磁気リコネクション説でOK １時間以下小多いカスプなし磁気リコネクション説では説明できない！？インパルシブ・フレアにおけるループトップ硬Ｘ線源の発見 (Masuda et al. 1994 Nature) カラー：軟Ｘ線像（1keV）等高線：硬Ｘ線 (30keV) =>高エネルギー電子ループトップ～１億度統一モデル • ループトップ硬Ｘ線源は、fast shock か？ T  m VA /(6k ) 2  10 K 8 Ｘ線プラズモイド噴出を予言 Vjet  VA  1000km / s インパルシブ・フレアの上空にプラズモイド発見プラズモイド速度～１３０－２００ｋｍ／ｓ • Ohyama and Shibata (1997,1998): プラズモイド噴出とリコネクションは密接に関係太陽コロナにもジェット発見（ようこう軟Ｘ線） • 足元でマイクロ・フレア • 長さ＝数万ー数１０万ｋｍ • 速度＝１０－１０００ｋｍ／ｓ太陽コロナ・ジェットのコンピュータ・シミュレーション（横山・柴田１９９５） • 温度分布フレア観測のまとめ現象大フレア長さ (L) 寿命 (T) Alfven Time (TA) １時間ー数日３０ー ~１００１０００秒プラズモイド千ｋｍー数分ー数万ｋｍ１時間１ー３０秒 ~１００ジェット数万ー（長寿命フレア）数１０万（インパルシブ・ｋｍ T/TA Mass ejection フレア）小フレアフレアの発生頻度 • べき関数（Ｎ＝フレア発生数（＞Ｗ）、Ｗ＝フレアのエネルギー） dN  W dW   1 .6  1 .8 • マイクロフレアも同じ頻度分布フレア・ジェットの統一モデル (a,b)：大フレアとプロミネンス噴出コロナ質量放出 (c,d) ：小フレアとジェット 2 dE B 2 2 2 B エネルギー解放率＝  Vin L  10 VA L2 dt 4 4 回転Ｈαジェット（京大飛騨天文台：黒河ら１９８８）ブルーシフトレッドシフト合成残された謎 • リコネクション・レイト（またはエネルギー解放率）を決める物理－速いリコネクションはなぜ起きるか？ • エネルギー蓄積機構 • トリガー機構 • 粒子加速 1. Plasmoid starts to be ejected long before the impulsive phase. 2. The largest plasmoid acceleration occurs during impulsve phase. (Ohyama and Shibata 1997) Ohyama & Shibata (1997) Laboratory experiment (Ono et al. ) 恒星フレア／原始星フレア恒星フレア（proxima Cen) • 太陽フレアにそっくりのＸ線強度度時間変化を示す原始星フレア（Ｘ線／あすか衛星：小山ら１９９５）温度～１億度太陽フレアのエネルギーの１万倍以上原始星フレアは、磁気リコネクション説で説明できるか？ • Yes • 間接的な証拠が、 2 3 Emission Measure ( EM  n L ) vs Temperature の関係に見つかった (Shibata and Yokoyama 1999、2002) 太陽・恒星フレアのＥｍｉｓｓｉｏｎＭｅａｓｕｒｅ（ＥＭ＝ｎ２Ｖ）は温度（Ｔ）とともに増大（n：電子密度、Ｖ：体積）(Feldman et al. 1995) 太陽・恒星フレアのＥＭ－Ｔ関係 Feldman et al. (1995) の図の Log-log plot 太陽・恒星フレアのＥＭ－Ｔ関係マイクロフレア (Shimizu 1995) 太陽・恒星フレアのＥＭ－Ｔ関係原始星フレアあすか (Koyama et al. 1996, Tsuboi et al. 1997) フレアの温度は何で決まっているか？ • 磁気リコネクション加熱＝熱伝導冷却のバランスで決まる（Yokoyama and Shibata 1998、2001) B VA / 4  T 2 TB 6/7 7/ 2 / 2L 2/7 L フレアの Emission Measure (Shibata and Yokoyama 1999) • Emission Measure EM  n L 2 3 • フレアループの力学平衡 2nkT  B / 8 2 • 以上に温度の関係式を代入すると 5 EM  B T 17 / 2 磁場強度（Ｂ）＝一定 EM  B 5T 17 / 2 太陽フレアも原始星フレアも、平均磁場強度は同じくらい５０－１００Ｇ程度フレアループの長さ＝一定原始星フレアが１億度であるのは、フレアループのサイズが大きいため原始星フレアとジェットのモデル（林、松元、柴田１９９６）フレアのＥＭ－Ｔ図はＨＲ図に似ている！(Shibata and Yokoyama 2002) 主系列フレアＥＭ－Ｔ図＝フレアのＨＲ図 1. 2. 3. 4. コロナ系列ナノフレア系列フレアの進化禁止領域（～原始星）（～褐色矮星）（～星の進化）（～林の禁止領域）コロナ系列加熱フラックスＦ＝一定フレアの進化フレアコロナ圧力バランスで決まる禁止領域ガス圧＞磁気圧恒星・原始星フレアのまとめ • フレアＥＭ－Ｔ図は，星のＨＲ図と良く似た特徴を示す – 主系列（フレア）、コロナ系列、ナノフレア系列 – フレア進化径路、禁止領域 • ＥＭ－Ｔ図を活用することにより、分解して観測できない恒星／原始星のフレア・コロナの物理量 (サイズ、加熱率、磁場強度、エネルギーなど）を推定することができる。 • 太陽フレア、コロナの理論を、恒星／原始星観測によってテストできる宇宙ジェット what is astrophysical jets ? Protostellar jet (HH 1/2) AGN jet (Cyg A) Close binary system (SS433) Characteristics of Astrophysical Jets AGN Central object Close binary protostar system Supermassive Black hole or protostar black hole neutron star Jet length 1 Mpc 3 pc 0.3 pc Jet velocity c 0.3c - c 100km/s Escape velocity c 0.3c - c 100km/s MHD model of astrophysical jets Accelerate jets by magnetic field and rotation Magnetic field line jet Accretion disk Protostar, black hole Centrifugal force Magnetic pressure Blandford-Payne 1982, Lovelace et al 1986, Pudritz-Norman 1986, Uchida-Shibata 1985, Shu et al. 1994, … First 2.5D simulation of MHD jets from accretion disk (Shibata and Uchida 1986) Magnetic field line accretion disk Time Jet velocity ～ Kepler velocity MHD jet with bow shock (Kudoh et al. 200４, in prep) Main findings (from many MHD simulations in 1985-2002, especially by Kudoh, Shibata et al.) • Velocity of jets ~ Keplerian speed, but slowly increases with magnetic field 1/3 strength V B jet p • Mass ejection rate is about 0.01 – 0.1 of mass accretion rate • Jets and disks never reach steady state, but become very dynamic Why can jets and disks never be in steady state ? Because Magnetorotational Instability is so powerful (Blabus and Hawley 1991) Kudoh et al 2002 Mass Accretion Rate vs Mass Ejection Rate Mass Ejection Rate Mass Accretion Rate time General relativistic MHD simulation (Koide, Shibata, Kudoh 1998, 1999,2000) Maximum Lorentz factor ～２＝＞real limit ? MHD jets from Kerr hole magnetosphere Koide, Meier, Kudoh, Shibata (2000) Koide et al. 2002 Science ガンマ線バーストイントロ：観測 • ガンマ線バーストの発見 – Klebesadel et al. (1973) by Vela satellites – duration : ~10sec (1msec - 1000sec) ガンマ線バーストの特徴 • 放出するエネルギーの大半が１００ｋｅＶ－数ＭｅＶのガンマ線 • 太陽フレアの硬Ｘ線に良く似た時間変動 • １日に数回発生 • 発生場所の空間分布が等方的（宇宙論的距離．ｚ＝1.6，ｚ＝3.4，…） • （もし等方的にエネルギーを放出しているならば）全エネルギー＝１０＾（５３）－１０＾（５４）ｅｒｇ＝＞宇宙最大の爆発！最近の観測によれば、ガンマ線バーストはジェットらしい。そうすると全エネルギーは１０＾（５１）－１０＾｛５２）erg。超新星程度。宇宙ジェットのMHDモデルが応用可能？ Central engine of gamma ray bursts ? Binary neutron star merger model Collapsar model magnetar model ガンマ線バースト時間変動～太陽フレアの硬Ｘ線、ガンマ線の時間変動に酷似 – duration : ~10sec (1msec - 1000sec) ガンマ線バースト太陽フレア重大な相違点バースト／フレアのduration – ガンマ線バースト： log-normal 分布特徴的な時間がある duration = 10 ~ 100 sec (long burst) – 太陽フレア： power-law 分布特徴的な時間がないただし、上限（大フレア）はある（小フレアは限りない） Log x Log x フレア・コロナ質量放出ー惑星間衝撃波は、 GRBサブジェットーinternal shock か？コロナ質量放出には特徴的な時間スケール、特徴的な物理量がある！ Aoki et al. ２００４空間的サイズ or energyが大きなフレアだけが惑星間空間に質量を噴出することができる＝＞特徴的な物理量が存在する原因 Flare/CME model of GRBs driven by magnetic reconnection (Aoki, Yashiro, Shibata 200４) Only large flares can produce large plasmoids that have enough energy to escape from magnetosphere of the central engine of a GRB (cf. Negoro and Mineshige 2002) 全体のまとめ • 太陽フレアの磁気リコネクション説が確立＝＞統一モデル • 磁気リコネクションの物理は未解決 • 恒星フレア・原始星フレアにも磁気リコネクション説が適用できる＝＞EM-T図 • 宇宙ジェットのMHDモデルが発展。MHDジェット・ disk は本質的に非定常。磁気リコネクションが重要。 • ガンマ線バースト（サブバースト）のフレア・コロナ質量放出モデルを提唱 • 相対論的ジェットの大きなローレンツ因子の原因は未解決＝＞磁気リコネクション？