サイクル24極大期における
太陽フレア高エネルギー現象研究
増田 智 (名古屋大学太陽地球環境研究所)
サイクル24の太陽フレア
Coronal Source
Footpoint Source
協力: 渡邉恭子 (JAXA)、北川潤 (名大)、岡光夫 (UC Berkeley)
サイクル24における太陽フレアの発生数
GOES
2010
2011
2012
2013
2014
X
M
0
8
7
12
16
20
108
130
99
208
C
166
1290
1389
1351
1792
17 GHz flux vs GOES soft X-ray flux
Black +: 1992 – 2009
red ◇: 2010 - 2013
17GHz: gyro-synchrotron emission
→ strongly depends on agnetic field
Nobeyama CDAW 2013 group3 (Tanaka, Shibasaki, Otsuji, and Miyagoshi)
Number of Active regions vs Number of gyro-resonance source
AR, GR and GR/AR
600
GR (V >5e4)
500
400
300
200
100
1993
1994
1995
1996
1997
1998
1999
2000
2001
2002
2003
2004
2005
2006
2007
2008
2009
2010
2011
2012
2013
0
AR/year
GR/year*10
GR/AR*2000
GR/AR はサイクルでの活動に依存
サイクル23の後半にかけてGR/ARが増加
観測装置 → これまでで最強のデータセットのはず
RHESSI: 軟X線－硬X線－ガンマ線
野辺山電波へリオグラフ: マイクロ波
AMATERAS、NICT電波望遠鏡: 電波
FOXSI: 軟X線(－硬X線)
43個のXクラスフレア中
Fermi: ガンマ線
RHESSI (>50 keV) & NoRH
同時観測 9イベント
SDO: 紫外線、白色光、光球面磁場
Hinode: 白色光、彩層輝線、X線、紫外線分光撮像
STEREO: EUV
地上観測: 光球・彩層磁場、白色光、彩層輝線
将来の観測装置
Solar Orbiter: 硬X線
ALMA: ~100 GHz 電波
Chinese Spectral Radio Heliograph: ~GHz帯電波
太陽フレアモデル
1)
2)
3)
emagnetic
reconnection
e-
4)
磁気再結合によるエネルギー解放
粒子加速 (機構は不明)
加速された粒子がループ足元に降り
込み、硬X線を放射。ループ上空の
硬X線源の生成機構は不明
ループ足元での彩層加熱。彩層蒸発
により、高温高密度のフレアループ
の形成
?
evaporation
HXR footpoints
From Shibata + Krucker
研究ターゲット
Coronal HXR source
acceleration site?
loss process
Footpoint sources
direct prec.
→ high time and
spatial res.
→ white light
Aschwanden, 2002
研究ターゲット
Coronal HXR source
acceleration site?
loss process
Footpoint sources
direct prec.
→ high time and
spatial res.
→ white light
Aschwanden, 2002
EIT 195A
30-50keV
17GHz
STEREO-B
EUVI 171A, 284A
Impulsive phase
フレア1時間後
Krucker+, ApJ,
714, 1108, 2010
硬X線スペクトル
γ= 4.2
E0 = 16 keV
Ne (> 16keV)
= 4×1036 n9-1
V = ~ 8 × 1026 cm-3
→ ne = 5 × 109 n9-1
thermal + power-law
Krucker+, ApJ, 714, 1108, 2010
1. The acceleration site is in a coronal low-β plasma located
above (~6 Mm) the main thermal flare loops seen in soft Xrays.
2. The acceleration region does not emit significantly at EUV
and soft X-ray wavelength.
3. All of the electrons are accelerated into a power-law
distribution extending up to the MeV range.
From Oka
Spectral Models
Artifact of the lower-energy cutoff Ec !!
•
U
Ec
‘thermal+power-law’ requires an unusually high
temperature to fill the gap between the thermal
and power-law components.
From Oka
Spectral Models
Kappa distribution
Olbert 1968
Kašparová & Karlický, 2009
From Oka
•
Combine photons from both
sources to generate a spectrum
•
Combine two separate spectral
models to fit the data
• Use Maxwellian for looptop
• Use different models for ALT
• Ignoring fine structures in each
source
Rε ~ 0%
Rε ~ 1%
Rε ~ 50%
Rε ~ 100%
5 ALT events
ε
nt
Rε =
εtotal
•
2007 Dec 31— κ ~ 3.8, Rε ~ 51% (Oka et al. 2013)
•
2012 Jul 19 — κ ~ 4.1, Rε ~ 49%
•
2003 Oct 22 — κ ~ 5.8, Rε ~ 36%
•
2003 Nov 18 — κ ~ 8, Rε ~ 27%
•
2013 May 13 — κ ~ 14, Rε ~ 16%
•
Upper-limit at Rε ~50%, meaning
equipartition of energies (!?)
•
We need a larger number of events to
establish this idea of upper-limit.
研究ターゲット
Coronal HXR source
acceleration site?
loss process
Footpoint sources
direct prec.
→ high time and
spatial res.
→ white light
Aschwanden, 2002
Event
Date: 13-May-2013
Start-Peak-End time:
01:53 - 02:16 - 02:32 UT
GOES X-ray class: X1.7
Location: N11E89
(partially occulted the limb)
AR number: NOAA 11748
GOES SXRs
NoRP
17 & 35 GHz
RHESSI
25-50 keV
Hinode XRT (thick-Be filter)
(02:08:34 UT)
エネルギー順に低いほう
から並べると
Gray-scale:
① RHESSI 20-30 keV
Black:
② RHESSI 40-50 keV
Red:
③ NoRH 17 GHz
Blue:
④ NoRH 34 GHz
Height
High
Low
② >> ① > ④ > ③
17 GHz電波源と34 GHz 電波源のdecay time-scaleの比較
クーロン散乱のtime-scaleは密度に依存する。
同じ密度で比較する必要があるので、撮像観測で空間分解し
同じ場所でのtime-scaleを求めることが重要。
Time-scale of Coulomb collision
tcoll =0.95×108 (E3/2 /ne)(20/ln Λ)
E: electron energy (keV)
ne: electron density (cm-3)
lnΛ: Coulomb logarithm,
ln {8.0×106(Tene-1/2)} for Te > 4.2×105 K
Physics of the Solar Corona by M. Aschwanden (2005)
T34/T17 = (E34/E17)3/2 = (21/2)3/2 = 23/4 = 1.68
Light curves in 17Hz (dotted) and 34Hz (solid) at each location
A
B
C
Decay time-scale at each location
North
A: 17GHz: 75 sec, 34GHz: 74 sec
T34/T17 = 0.99
B: 17GHz: 172 sec, 34GHz: 343 sec
T34/T17 = 1.99
C: 17GHz: 116 sec, 34GHz: 212 sec
T34/T17 = 1.83
West
Conclusion
太陽リム近くで発生したXクラスフレアの電波、硬X線の同時観測
データを詳細解析し、下記のような結果が得られた。
(1)高エネルギー硬X線源のほうが低エネルギー硬X線源より高い高
度に存在する。
(2) それらの硬X線源は、電波源より高い高度に存在する。
(3) impulsive phaseにおいて、34 GHz電波源は17 GHz 電波源よりも
高い高度にある。その高さの差は、 電波強度がピークになる時間帯
で最も大きくなる。
電波強度のdecay time-scaleを調べたところ、高高度において、
34 GHzがクーロン散乱で予想されるより短いtime-scaleでdecayして
いることが分かった。
→ より高いエネルギーの電子を散乱させる別の散乱過程が
高高度に存在している可能性を示唆している。
研究ターゲット
Coronal HXR source
acceleration site?
loss process
Footpoint sources
direct prec.
→ high time and
spatial res.
→ white light
Aschwanden, 2002
硬X線撮像観測によるフットポイント研究
photon数が少なく、像合成に時間積分する必要有り。
→ 時間分解能が悪い。
すだれコリメータによる撮像
→ 空間分解能が悪い (~ 数秒角)
K. Watanabe
白色光フレア観測
Hudson et al. 2006
白色光フレアは大規模フレア(X-class)
でしか観測されないと思われていた
(Hiei 1982, Neidig 1989)
↓
衛星観測により、C-class 等の小さな
フレアでも観測されるようになった
(Matthews et al. 2003, Hudson et al. 2006)
白色光は硬X線・電波との相関が良い
(ライトカーブ・放射位置とも)
→ 粒子加速（非熱的電子）と関連
•
•
•
•
白色光フレア研究
TRACE（WL+UV） + RHESSI
SOT (G-band, 連続光) + RHESSI
SDO/AIA, HMI + RHESSI
SOT/SP, SoHO/MDI + RHESSI
Hard X-ray
White-light
Fletcher et al. 2007
Photosphere
Chromosphere
Corona
WL & HXR emission height
km
6500
1000
600
100
0
K. Watanabe
50-100keV HXR
(From Yohkoh events,
Matsushita et al., 1992)
G-band
Thermalize 50-100keV
electrons
Ca II H
13.5
3
(density = 10 /cm ,
Neidig 1989)
The data suggest a
50-100keV HXR
(from a RHESSI event, difference of more than
500km between the
Kontar et al., 2008)
emission sites.
>900keV are needed to
reach the photosphere
G-band (Carlsson et al., 2007)
(Neidig, 1989)
Continuum
北川潤 修論
硬X線40-100 keVの範囲でsingle power-law fitting
⇒ べき値を導出
⇒ 非熱的エネルギー量計算
◇：WLイベント
＋：NWLイベント
Counts s
cm
keV
硬X線スペクトルと非熱的エネルギー
非熱的エネルギー量
べき：4.35
40 keV
100 keV
Energy (keV)
黒：観測値
赤：フィッティング関数
⇒ べき値に依存は見られない
⇒ 電子エネルギーに特徴は無し
ただし、イベント数は少ない
北川潤 修論
25-50 keV 硬X線フラックス
25-50 keV 硬X線(counts/s/det)
硬X線 vs 軟X線
◇：WLイベント
＋：NWLイベント
GOESX線フラックス (W/m )
⇒ WL：1.0 10 (counts/s/det) NWL：1.8 10 (counts/s/det)
WLイベントは同GOESフレアクラスでもカウント数が大きい
北川潤 修論
17GHz電波フラックス
17GHz フラックス最高値
17GHz帯におけるフレア期間中の最高強度
5000
4500
4000
3500
3000
2500
2000
1500
1000
500
0
WL
M1.0
NWL
X1.0
GOES クラス
⇒ 依存はみられない
⇒ MeV帯電子の存在がWL/NWLを決定しているわけではな
い
2012 Jan 27 White-light flare
K. Watanabe
GOES: 17:37 - 18:37 - 18:56UT N27W71 X1.7
Emission location of Ca, red, green and blue are slightly different
→ Location difference is due to the emission height difference
The Ca emission exists from chromosphere to photosphere
→ The edge of the Ca emission might be in the solar photosphere
→ white-light emission was emitted from the photosphere
白色光増光の物理過程の理解
→ (低エネルギー?)加速電子の降りこみのproxy
高空間分解能は達成済み。
高時間分解能が重要。
→ 100 – 1000 枚/秒 の撮像 → 地上観測
加速電子の速度 ~1 × 10^10 cm/s
ループサイズ ~ 1 × 10^9 cm
加速電子の運動する場として、
コロナ磁場の情報も重要。
観測装置 → これまでで最強のデータセットのはず
RHESSI: 軟X線－硬X線－ガンマ線
野辺山電波へリオグラフ: マイクロ波
AMATERAS、NICT電波望遠鏡: 電波
FOXSI: 軟X線(－硬X線)
43個のXクラスフレア中
Fermi: ガンマ線
RHESSI (>50 keV) & NoRH
同時観測 9イベント
SDO: 紫外線、白色光、光球面磁場
Hinode: 白色光、彩層輝線、X線、紫外線分光撮像
STEREO: EUV
地上観測: 光球・彩層磁場、白色光、彩層輝線
将来の観測装置
Solar Orbiter: 硬X線
ALMA: ~100 GHz 電波
Chinese Spectral Radio Heliograph: ~GHz帯電波
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