コロナ加熱
波動 vs. nanoflare
鹿野良平 (国立天文台)

どのコロナに着目するか？
• 領域– 活動領域、静穏領域、コロナホール• 磁場構造– 閉じた磁場(コロナループ)、開いた磁場• 時間スケール– 定常構造、突発現象（フレア、マイクロフレア）• 空間スケール– コロナループ、diffuse コロナ、Ｘ線輝点

定量的指標によるコロナの分類学
Narukage et al. (Hinode-3)恒星の分類: HR図T-EM 図上でのコロナ構造の“進化”Narukage et al. (Hinode-3)

still open field &Op enfieldchange to CH
putniyEn erg

Closedl ooposhift t tey stadaets&sse QRocl told eif e ang
chtoycaedRQ

恒星の進化

ガス放出

He燃焼

H燃焼

内容• 「ひので」で行われている研究– 温度構造から加熱域を探る– ナノフレア加熱をベースとした研究– (速度構造から探る)– 光球面磁場との関連• 「ひので」とSolar-Cで行っていくといい研究• Solar-Cでの望みコロナループの温度構造• 静的なコロナループでは、T(s)から加熱領域を特定。
∂T∂
2H(s) = n Λ(T) –κ∥∂s

加熱

輻射冷却T(s)

∂s

熱伝導冷却

• 但し、
– 速度場の存在– 多温度構造(微細構造?)

H(s)コロナループの温度構造
Tripathi et al. (2009, ApJ)
EM Loci plots• LOSには1温度。
• ループに沿って温度上昇。

足元– 上空加熱を示唆?

• Filling Factor@足元– 0.02 @ FeXII, SiX– ～1 @ MgVII
上空

Vertical Temperature Structures of theSolar Corona Derived with Hinode/XRT
Kano et al. PASJ 2008
(revised due to a new calibration data)

Eclipse on 2007 Feb.17

T (MK)

1.3
1.2

いしはら
勾配 ものののこけ
見か1.10gradient(?)

1〜2x104
erg sec-1 cm-2
100h (Mm)

0.7

200

1.0

1.4MK

Temperature

1027

EISによる多温度解析では

EM (cm-5)

1026
1025

• 複数温度の磁束(それぞれは単温度)内の静水圧平衡で説明できる。

1024
1023
1022

DEM (cm-5 K-1)

1021

For 10”Hydrostatic
2010changewith height

For 50”1019

単温度なら足元加熱を示唆

For 100”
1018

105

T (K)

106

活動領域ループ足元の上昇流&非熱幅Hara et al. (2008, ApJ)

• ループ足元で上昇流&非熱幅が最大。
Î足元での加熱を示唆。

PlageでのUpflowと加熱域の特定
Imada et al. (2007, PASJ), 今田 et al. (2007秋季年会)
FeXII

FeXIII> 1 hour Quasi-Steady-150km/s

Upward Velocity km/sec

150km/sDashed line：
Sound Speed

過去論文の垂直磁場の断面積変化だとす
ると、

FeXV
FeXIV
FeXIIIFeXIIOV FeVIII

HeII
Log TeFeX

Plageで発生した温度依存性をもった準定常アップフローについて、

FeXI

エネルギー方程式と質量保存の式から加熱分布が求まる。

Height

60Mm

上空に加熱域FeXV
FeXIV
FeXIII

40Mm

FeXII

20Mm

EH

FeX0MmFeXIFeVIII
OV
HeII
√Ａ

logT

Velocity非フレアでの超高温成分(10MK)-1
Reale et al. (2009, ApJ)の試み• XRTの多フィルター観測から、非フレア時の活動領域で超高温成分10MKを発見?
• nanoflare加熱を示唆。
Î散乱光の検討をしていない点など、解析にはいくつか疑問があるが、着眼点は正しい。

非フレアでの超高温成分(10MK)-2
Ishibashi et al. (Hinode2 & Hinode3)• XRTのfilter-ratio法で静穏領域に15MK成分を発見。
• さらに、XRTでphoton-counting観測を行い、静穏領域に～10MKプラズマからのＸ線スペクトルを検出。

–のX線スペクトル.

輝度揺らぎによるnanoflare研究
Terzo (TBD)• 解析中。
• XRTでの高速撮像(～3秒間隔)
データでは、輝度揺らぎからnanoflareの時間スケールが捉えられるのではないか?
Sakamoto et al. (2008, ApJ)

速度場と加熱の関係• 具体的な比較は、あまりやられていない。

Simulationから類推する次の一手
Alfvén波加熱

nanoflare加熱（足元）tnanoflare加熱（一様）

t

温度分布

txxxx
Antolin et al. (2008, ApJ)

温度分布と速度場分布の時間変化
ttx

速度場分布tx

コロナ活動と光球磁場との関連性
一例： Kano et al. (2010, submitted)

Al/Poly.

XRT
SOT-FG

Magnetogram

Î彩層や遷移層でも、reconnectionが起きてる？ Reconnection
Î足元の磁場構造はどうなっている？
Submerging

Emerging

11:13:51.472

fluxemergence

11:15:42-59

Ca-II H• コロナ磁場は磁気浮力のため、光球面下に沈み難いはずなのに、 cancellationしているのが疑問。

5000 km

SOT-FG• 黒点周辺のmicroflareの発生と、光球のEMF & MMFで生じる磁気cancellationとの関連を指摘。

11:15:35

5”

コロナ加熱解析の方向• 加熱域の位置の観測的確定
Î速度場も考慮して温度分布から求める。
• ナノフレア加熱
Î超高温成分の検出。
Îナノフレアの片鱗の検出。
– 温度分布に見える微小上昇。
– 輝度揺らぎのcoherentな時間・空間• 波動による加熱
Î非熱的輝線幅の減少と、温度上昇の関連。
Î速度(もしくは輝度、温度)の分布による波動の検出。
• 下層大気(光球、彩層、遷移層)との関連性
Îどこでエネルギー現象(波動励起、reconnection)が発生？
特に足元について。

Solar-Cに望むもの

R:スペクトル分解能

10000

EIS

100

raster scanX

:視野サイズ
1000”

1100”

10” 1”

10”

2”

1”

1h

XRT

:空間分解能φ7”ループでfl=0.02
Î微細構造が～10本程度以上とすると1本はφ0.3”以下。

1mdt

dx1s:時間分解能

Solar-Cに望むもの

R
波長分解能
10000

raster scan

EIS観測
sit&starex100

1 秒角/枚
1 時間10秒角

1000
秒角
100秒角

:空間方向データ数
FFI

XRT観測
PFI/枚1 分間/枚
1 秒間t

:時間方向データ数

(準)定常加熱について

T-map

3

Thermal Energy Content (erg)• 「ようこう」時代から、定常(に見える)構造がエネルギーの大部分を占めていることが知られている。

SXT Intensity

Yoshida & Tsuneta (1996, ApJ), 吉田(1996, 東大修論)

45

6 7 MK

SteadyA&B

C
Transient

Total

D

(準)定常加熱について
Warren et al. (2010, arXiv)Îこれは離散的に加熱されてない。つまり、定常加熱がある。

TimeHotWarm

EIS Line Intensity

hot輝線の構造がwarm輝線に変化している様子がない。

XRT Intensity• XRTで静かな領域をEISで観測したら、Hot lines
Warm lines
Position along segment

活動領域コロナループの温度構造
Aschwanden et al. (1999 &2000, ApJ) Kano & Tsuneta (1996, PASJ)

EIT loops in active regions

Density(<=EM)SXT loops in active regions

Temperature
highest T

Isothermal