2010/8/18

太陽からの電磁波放射

太陽フレアにおける粒子加速

准教授

増田 智

1. 硬X線放射と観測装置
2. 太陽フレアの硬X線観測

105ergs/s/cm2/str

名古屋大学太陽地球環境研究所総合解析部門
名古屋大学大学院理学系研究科素粒子宇宙物理学専攻SSt研

10-10
110-15

3. 太陽フレアにおける粒子加速問題
10-5
γ線

1989 – 1994

電波
電波

フレアの性質増田智 経歴1985 – 1989

X線 UV 赤外線
可視光

京大理学部 (宇宙物理学)
花山天文台 (飛騨天文台)
黒点磁場強度の測定
東大大学院理学系研究科天文学専攻
国立天文台三鷹、野辺山、宇宙研(相模原)
太陽フレア (ひのとり衛星、ようこう衛星)

学位論文
Hard X-ray Sources and the Primary Energy-Release Site of Solar Flares
1994 – 2002

名古屋大学太陽地球環境研究所 助手

2002 – 現在

名古屋大学太陽地球環境研究所 准教授

電波• さまざまな波長の電磁波で増光• 継続時間

水素輝線
紫外線

数分から数時間• 温度
1千万度以上• エネルギー
1027-1033 ergs

X線
電子

←

30分間

→

HinodeによるフレアのX線観測

1. 硬X線放射と観測装置

フレアの急激な増光に伴い、観測の露出時間が短くなり、フレア以前に見えていた明るいコロナが見えなくなる。

1

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Composite Solar Flare Spectrum

すだれコリメータ型望遠鏡

熱的制動放射入射X線

T = 2 x 107 K
T = 4 x 107 K

すだれ
(重金属)

非熱的制動放射π0 Decay
Positron and Nuclear
Gamma-Ray lines

軟X線

硬X線

すだれ
(重金属)

検出器
detected signal
is modulated

ガンマ線

制動放射 Bremsstrahlung emission

001300012521000200000000050000000000

フレアで加速された電子は周囲のプラズマ(イオン)と衝突

with energies
above ~10 keV

加速電子と周囲のイオン・陽子の衝突 → 硬X線放射
加速電子と周囲の電子の衝突 → エネルギーロス、熱化

太陽フレアで粒子加速現象を観測するには、硬X線(エネルギーの高いX線)、ガンマ線を用いる。

..

どのようにして観測するか？
硬X線は、鏡を使って集光することはできない
透過性が高いため直進性が高い→ すだれコリメータ型望遠鏡

Reuven Ramaty
1937 – 2001

2

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太陽フレアモデル1) 磁気再結合によるエネルギー解放2) 粒子加速 (機構は不明)
3) 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

emagneticreconnection

2.太陽フレアの硬X線観測e-?

HXR footpoints

太陽フレアモデル

from Shibata

太陽フレアモデル1) 磁気再結合によるエネル
ギー解放1) 磁気再結合によるエネル
ギー解放2) 粒子加速 (機構は不明)
3) 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
4) 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

e-magnetic
reconnection

magnetic
reconnectione-?
evaporation

From Shibata

太陽フレアモデル

HXR footpoints

from Shibata

太陽フレアスペクトル

高温ループ

熱的制動放射T~10-40 MK
足元の硬X線源

1) 磁気再結合によるエネル
ギー解放2) 粒子加速 (機構は不明)

e-光球

magnetic
reconnection

非熱的制動放射スペクトル観測:• 非熱的放射 > 10 keV• 熱的放射 < 10keV
定量的解析が可能

e軟X線

from Shibata

硬X線

π0 Decay

ガンマ線 

光子のエネルギー3

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太陽フレアの粒子加速問題の鍵を握る
フレアループ上空の硬X線源

X線撮像観測例:
リム近くで起きたひじょうに大きなフレア (side view)

ようこう衛星の硬X線望遠鏡)による観測
観測が困難： 10年間の観測で10個程度

limb

Two-ribbon flare
足元の硬X線源 (青)超高温ループ 30-40 MK (赤)例: 太陽中心付近で起きたひじょうに大きなフレア (top view)

高温ループ(Masuda et al. 1994)

limb

青等高線:
ループ足元の硬X
線源(非熱的な放射)X線撮像観測ループ上空の硬X線源

フレアループ上空の硬X線源

カラー画像:TRACE 紫外線
温度 ~1.5MK

赤等高線:
熱的な放射
温度 ~30-40 MK

足元の硬X線源

ループ上空の硬X線源

・すべてのフレアがこの硬X線源を持っているのか。
（数が少ないのは、観測装置の問題？）
・放射機構は何？
熱的制動放射？
非熱的制動放射？

例: ひじょうにコンパクトなフレア

7000 km

3. 太陽フレアにおける粒子加速問題

10秒角 ～ 7千 km

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粒子加速は、宇宙のいたるところで見られる現象
超新星残骸、パルサー、地球放射線帯、惑星間空間、木星磁気圏、、、
太陽フレアにおける粒子加速に関する研究テーマ
RHESSI (NASA, UC Berkeley)

・多量の電子は、どのように加速されているのか？
・電子を高いエネルギー(>MeV)に加速する機構は？
・電子とイオンで加速場所や加速機構は違うのか？
・磁気リコネクションと粒子加速の関係は？
・小さなフレアでも粒子加速が起きている？

Hinode X線写真 (JAXA,国立天文台)

野辺山電波ヘリオグラフ(国立天文台)

Krucker氏作成

太陽における粒子加速研究の難しさ

太陽フレアの多波長観測の例(紫外線＋硬X線＋電波2波長)

紫外線:
1-2MK程度の熱的なプラズマの分布

加速粒子そのものの観測データが無い。
→ すべての情報はリモートセンシングで得ることになる。

電波:
MeV電子
(＋磁場強度など)

電磁波観測から粒子の情報に戻す際にモデルが必要。
→ モデルの精度の問題→ 「放射無し ＝ 粒子無し」 ではない
→ 磁力線に対する運動方向の情報を得ることは困難
粒子の運動する場の情報も直接観測無し。
→ コロナ磁場は光球面磁場から推測→ プラズマ密度・温度の導出も仮定が必要

太陽フレアにおける粒子加速研究の有利な点

硬X線:
50-100keV程度の加速電子(＋まわりのプラズマ密度)

硬X線35-50keV
電波17GHz
電波34GHzGEMSIS‐Sun
太陽フレア粒子加速数値計算

現象の起きているシステムの全体像を把握できる→ 空間スケールやトポロジー→ 時間変動と空間変動を同時に観測可能→ エネルギー収支の考察が可能(熱／加速粒子／運動エネルギー)

開いた磁力線におけるフェルミ加速
II. 閉じた磁力線におけるドリフト加速
I.

ただし、全体像を把握するには、さまざまな波長での観測が必要。
→ 多波長観測 (電波、可視光、紫外線、軟X線、硬X線、γ線)
逆に、太陽フレアのモデルには、すべての波長での観測結果を同時に説明可能であることが要求される。

•左図：20 keV 電子数分布•▲：電場ドリフト軌道•右上図：▲の速度空間分布•右下図：▲のエネルギー分布5