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2011年12月1日
第10回太陽・太陽風セミナー
宇宙線巨大ＧＬＥイベントの
宇宙線
大
ベ
事例解析
渡邉堯
宇宙線WDC・名古屋大学ＳＴＥ研
情報通信研究機構
http://center.stelab.nagoya‐u.ac.jp/WDCCR/
空気シャワーによる二次宇宙線の生成
Cosmic‐Ray Energy Spectrum
地上NM観測
1 – 20 GeV
1 GeV
100 GeV
HUANCAYO,HALEAKALA (Rc = 13 GV) CLIMAX (Rc = 3 GV)
宇宙線の「硬さ」 Rigidity
g y
低エネルギーの宇宙線は、
地球磁場に遮られ、極方向
からしか地表に到達できない。
低緯度帯では、高エネルギー
宇宙線だけが地表まで侵入
できる。
地球磁場は、宇宙線の「エネル
ギー分析器になっている。
R (Volts) = Bρ = p/q B: magnetic field
B: magnetic field
ρ: gyroradius
ｐ: momentum
t
q: charge
6
Vertical Cut-Off Rigidities (GV)
D. F. Smart and M. S. Shea, ICRC 2007
http://dpnc.unige.ch/ams/ICRC-07/icrc0730.pdf
宇宙線中性子観測所
GLE (Ground Level Enhancement)
地上の宇宙線中性子観測によって
検出される短時間の宇宙線強度
検出される、短時間の宇宙線強度
の急増現象。0.5 GeV以上のエネル
ギーが必要。
太陽面西半球で発生した、強い太
陽フレアに伴って観測されることが
多い。
銀河宇宙線に比てsoft
銀河宇宙線に比べてsoft
昔：太陽フレアが原因
最近：高速のCMEに伴う衝撃波が
主な原因と考えられているが、フレ
アによる可能性も捨てきれない。
能性も捨きれな
惑星間空間における太陽粒子の伝播
太陽
陽子の軌道
電子の軌道
太陽で発生した高エネルギー荷
電粒子は、太陽風磁場に沿って
伝播する太陽の西側で加速さ
伝播する。太陽の西側で加速さ
れた粒子が、地球に到達しやす
い傾向がある。
10
OULU で観測された強いGLE
（増加率10%以上）
Firoz et al., J. Geophys. Res.,VOL.116,A04101,doi:10.1029/2010JA016171, 2011
OULUで観測されたGLEの
観測され
ビッグ４
20.01.2005 269%
29 09 1989 174%
29.09.1989 174%
24.10.1989 94%
13.12.2006 92%
GLEと太陽フレア・CMEとの関係
• 80%のGLEはＸクラスの太陽フレアに伴って発生
• 増加率10%以上のGLEは、太陽の西半球で発
生したフレアに伴うケスが多（ %)
生したフレアに伴うケースが多い（96%)
• GLEが発生したときのCMEの平均速度は1700 k /
km/sec。
2005年9月7日の太陽
中性子観測（松原他）
SOUTH POLE N t
SOUTH POLE Neutron Monitor
M it
加速されたイオンと太陽大気粒子との相互作用によっ
て発生（p‐p反応など）。中性子は不安定であり、陽子と
電子および反電子ニュートリノに崩壊する。平均寿命
は886.7±1.9秒（約15分）、半減期は約10分であるから、
速度が光速に近い場合は地球まで到達できる。中性
子の運動は磁場の影響を受けないため、加速機構の
研究に役立つ。
研究に役立つ
20‐JAN‐2005 の白色光フレアとGLE
左図：532.4 nm 白色光イメー
左図
532 4
白色光イメ
ジに、フレア・リボン（Ｈβ）を
重ねたもの。→が白色光フレ
ア
右図：活動領域の磁場構造
Wang et al, Astrophys. J., 690, 862–874, 2009
20‐JAN‐2005
Flare: 0636/20/01/2005
X7.1, N14W61
VCME = 882 km/sec
SI: 1715/21/01/2005
/ / /
VS‐E ~ 1200 km/sec
比比が小さいほど硬いい
宇宙線入射の
asymptotic cone
i
対称軸（85S40W)か
らの経度差とP1の最
大強度との関係
強い非等方性を示
す。
20‐JAN‐2005
20
JAN 2005 のGLE は2成分？
のGLE は2成分？
フレアによって直接加速された初期
のh dな強いパルスと CMEによる
のhardな強いパルスと、CMEによる
衝撃波によって加速された、比較
的softな粒子との2成分が存在する
的softな粒子との2成分が存在する。
McCracken et al., J. Geophys. Res., VOL. 113, A12101, 18 PP., 2008.
GOES‐7
0 0120 0 0
050120 0705
1.00E+01
GLE
1.00E+00
1
20‐JAN‐2005
10
100
1000
100
1000
050120 1000
1.00E+02
1000
100
1.00E+01
10
1.00E+00
1
1
0.01
0.1
1
10
系列1
1.00E‐01
10
M. A. Lee、1991年宇宙線国際会議
20‐JAN‐2005 Radio‐SXR‐HSR
Bouratzis C et al Solar Phys 2010
Bouratzis, C., et al., Solar Phys., 2010
The CME‐associated shock acceleration seems to be of little importance. The reconnection in the wake of the CME and the reconnection outflow termination
reconnection in the wake of the CME and the reconnection outflow termination shocks (both above and below the reconnection) appear to be the main contributors of energetic electrons and protons.
29‐Sep‐1989
1000
29‐SEP‐1989
X9 8 S26W105
X9.8, S26W105
100
10
1
0.01
系列1
1
0.1
10
20‐JAN‐2005
1000
100
20‐JAN‐2005
X7.1, N14W61
10
1
0.01
Firoz, K. A. et al., J. Geophys. Res. 115, A09105, 2010.
0.1
1
系列1
10
1989年10月19 22 24日の3連GLE
1989年10月19,22,24日の3連GLE
E10 W31 W57 30
S の現れ方と
SEPの現れ方とCMEの位置関係
の位置関係
31
Shock Drift 加速
Shock‐Drift 加速
E = ‐ v × B
衝撃波の上下流を往き来する粒子のフェルミ加速
衝撃波の上下流におけ
る流速の差によるフル
る流速の差によるフェル
ミ加速。
上下流とともに移動する
MHD波（磁気流体波）に
よって粒子が反射され
る。
衝撃波と磁場との方向による加速の違い
下流
上流
磁場が衝撃波面に垂直だと、荷電粒子
が上下流を行き来しやすく加速が促
が上下流を行き来しやすく、加速が促
進される。
磁場が衝撃波面に平行だと、荷電粒子が
磁場を横切って動きにくいため、加速が
起きにくい。
準平行衝撃波と準垂直衝撃波
EAST
EAST SUN West
SUN
West
Quasi-Perpendicular Shock
衝撃波明瞭形成さる。
衝撃波が明瞭に形成される。
Shock-Drift加速が重要。
Quasi-Parallel Shock
衝撃波がプラズマ波に崩壊
し、上流に伝播。フェルミ加速
上流伝播
加速
が重要。
35
19‐OCT‐1989
100
GLE
E10, X13 10
22‐OCT‐1989
1000
1
0.01
0.1
1
10
系列1
24‐OCT‐1989
24
OCT 1989
W31 X9 8
W31, X9.8 100
1000
W57 X5 7
W57, X5.7 10
100
Isotropic!
p
1
0.01
10
0.1
1
0.1
1
0.01
0.1
系列1
1
10
10
891020 1540
1.00E+04
1.00E
04
891019 1555
1.00E+02
1.00E+02
1.00E+01
1 00E+01
1.00E+01
891022 1905
1 00 01
1.00E+01
1.00E+00
1.00E+00
1
1.00E‐01
891024 2045
1.00E+03
10
100
1000
1.00E+01
1.00E+00
1
10
100
1000
1.00E+00
1
1.00E‐01
1.00E+02
10
100 1000
1
10
100 1000
1.00E‐01
E10 捕捉粒子
W31 W57
X13.0 X2.7 X5.9
27/09 19/10 22/10 24/10
27/09 19/10 22/10 24/10 1989年10月19－20日
FLARE CME + SHOCK
まとめ
• 20‐JAN‐2005における、例外的に巨大なGLEは、フレア領域
における強い加速によって発生したhardな太陽中性子を
含む初期パルスと、CME加速によるsoftな粒子との複合現
象。
• CME加速のみでの最強イベントは、1989年9月29日のGLE。
• フレアが強い程（CMEが早いほど？）hardになる傾向が見
られる。
• GLE、SEPとも、エネルギースペクトルとフレア経度との関係
GLE SEPともエネルギスペクトルとフレア経度との関係
は余り明確ではない。1989年10月19日のフレア（E10）に伴
うSPEがhardであるのはなぜか？
•
•
•
•
•
•
•
•
•
OURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH, VOL. 113, A12101, 18 PP., 2008
doi:10.1029/2007JA012829 Investigation of the multiple‐component structure of the 20 January 2005 cosmic ray ground level enhancement
K. G. McCracken
Institute for Physical Science and Technology, University of Maryland, College Park, Maryland, USA
H. Moraal
School of Physical and Chemical Sciences, North‐West University, Potchefstroom, South Africa
P. H. Stoker
School of Physical and Chemical Sciences, North‐West University, Potchefstroom, South Africa
Worldwide observations of the cosmic ray ground level enhancement (GLE) of 20 January 2005 are used to investigate a commonly observed but poorly understood feature of this class of event. It is argued that the GLE comprised two distinctly different cosmic ray populations. The first resulted in an impulsive, highly anisotropic, field‐aligned pulse with a relatively hard rigidity spectrum and significant velocity dispersion. The characteristics of the anisotropy were almost identical to those for similar impulsive increases observed during GLEs in 1960, 1978, and 1989. The π 0 γ ray observations from the RHESSI and CORONAS‐FF spacecraft and Type III radio emissions yield a path length of 1.76 ±
RHESSI and CORONAS
spacecraft and Type III radio emissions yield a path length of 1 76 ± 0.1 AU to Earth for the first 0 1 AU to Earth for the first
pulse. After the highest energies in the initial anisotropic pulse had passed Earth, another field‐aligned but mildly anisotropic cosmic ray pulse developed slowly worldwide, exhibiting the characteristics of the conventional GLE. The risetime and anisotropy of this second population indicate substantial scattering, apparently at variance to the essentially scatter‐free nature of the initial pulse. We show that the coexisting scatter‐free initial impulsive increase and the diffusive character of th
the second pulse are consistent with the standard quasi‐linear theory of pitch angle diffusion. Throughout the GLE, the d l
i t t ith th t d d
i li
th
f it h
l diff i
Th
h t th GLE th
anisotropy remained field‐aligned, and a third maximum, seen by some stations, is shown to be due to changes in the direction of the heliospheric magnetic field (HMF). Examination of 22 large (>20%) GLEs in the historical record shows that the impulsive pulse never occurs after the commencement of the P2 pulse, indicating that the impulsive‐gradual combination is not due to a chance sampling of differing scattering regions of the HMF. It is further shown that impulsive pulses, or their equivalents, have been observed in 13 out of the 15 GLEs associated with solar activity in the solar longitude range 24°–98°W, leading us to propose that the event of 20 January 2005 should be regarded as the defining example of the GLE. The observations lead us to propose two separate acceleration episodes in the typical GLE: (1) acceleration directly
associated with the flare itself and located in the lower corona and (2) acceleration by a supercritical shock driven by the associated coronal mass ejection, located at ∼3–5
associated coronal mass ejection, located at 3 5 solar radii and farther in the upper corona. A one
solar radii and farther in the upper corona. A one‐to‐one
to one association with association with
so‐called impulsive and gradual solar energetic particle events at lower energies is proposed. On the basis of these observations, a generic model for the GLE is proposed. REGION 5698 (S26W105)
PRODUCED A POWERFUL X9 FLARE AT
PRODUCED A POWERFUL X9 FLARE AT 29/1133Z.

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