2014/09/13
⽇日本天⽂文学会2014年年秋季年年会  @⼭山形⼤大学“Solar-‐‑‒Cで探る新しい太陽物理理とその広がり”  A06a

フレアのトリガ過程に関する観測的研究の現状と課題	

○伴場由美1,2  、草野完也1,3、清⽔水敏⽂文2,  4
1:  名古屋⼤大学  太陽地球環境研究所,
2:  ISAS/JAXA,  3:  JAMSTEC,  4:  東京⼤大学

1. Introduction	¢ これまでのHinode/SOTの解析(Bamba+[2013],  ApJ)

→  Kusano+[2012]で提唱される、“フレアトリガ領領域”の存在 　  およびフレアの前兆現象の観測的検証¢ Hinode/SOTでの成果：¢ トリガ領領域：シアしたフレアリボンの中⼼心に存在。
 　 　 　 　 　 　OP-‐‑‒Type  or  RS-‐‑‒Typeの幾何学的構造を持つ。
 フレアのトリガ構造を⾒見見出すためには、¢ フレアの前兆現象：フレア発⽣生数時間前から、トリガ領領域のフレア発⽣生前の活動領領域の磁場構造と 　 　 　 　 　 　 　 　 　  PIL上で彩層における断続的な発光。

彩層における発光現象の時間的・空間的変化を詳細に解析することが重要。
白/黒 = 正極/負極 (LOS磁場): PIL: 彩層発光(Ca II H)
 また、このような解析を多数のフレアイベントについて統計的に実施することが必要。

¢ SDO/HMI,  AIAの解析(cf.  Bamba+[2014],  PASJ  (accepted)) HMI+AIA1600Åでフレア前の光球⾯面磁場構造と光球上部,遷移層における発光の解析が可能。
¢ SDOデータ解析からの⽰示唆：
 ⾼高いフレア観測率率率  →  統計的解析
 high  cadence  (12  min.)  HMI  vector  magnetogram→  フレア前後の諸量量の時間的変化
 high  cadence  vector  活動領領域の⼤大局的シア⾓角およびトリガ領領域の⽅方位⾓角magnetogramの有⽤用性(Kusano+[2012]の数値シミュレーションのパラメータθ,  φ) LOS磁場に加え、⽔水平磁場の¢ トリガ領領域およびその周辺における⽔水平磁場の強度度¢

データを解析することで、フレア前の横磁場の変化(y成分)
フレア前の横磁場の変化(x成分)
Kusano+[2012]によって提案されるフレアトリガモデルをより詳細に、かつ観測的・定量量的に検証することが可能となる。

2. 現状の観測における課題	¢ フレアトリガ研究のための観測要求：

⾼高空間分解能：0.5”以下 Hinode
Hinode ⾼高時間分解能：彩層   　 　 　 　 　  1min.以下Hinode 　 　 　 　 　 　 　 　光球⾯面LOS磁場    5min.以下 　 　 　 　 　 　 　 　光球⾯面⽔水平磁場    15min.以下
SDO ⻑⾧長時間のAR  tracking
SDO 均質なデータ(cadence,  wavelength,  summing,  binning)SDOSDOSDO

これまでのHinode/SOTの解析から、SDOでは分解できない 　  ような微⼩小な磁場構造によってフレアがトリガされた例例も。
¢ しかし、Hinode/SOTの観測だけだとイベント数が増やせず 　  統計解析までは⾄至らないという現状。              2006.10.20~∼2011.10.31の各装置のフレア観測率率率 　        XRT:  51.4%,  SOT:  24.5%,  EIS:  14.9%                                                                                                      (Watanabe+[2012],  Sol.  Phys.より)¢¢ Hinode/SOTのフレア観測の課題：¢ HOPの存在：¢ ARの⻑⾧長時間trackingができない。
¢ HOPで使われる観測プログラムはフレアトリガ解析には使えないことが多い。

¢ テレメトリの不不⾜足：¢ HOPを⼊入れるとそれだけでテレメが埋まってしまうことがあり、AR  trackingの時間ができてもSP/FGのいずれかしか撮れない(最悪両⽅方とも撮れない)ということも。

¢ Major  (Great)  Flare  Watchが出てからポインティング変更更しても間に合わないことも多い。

これらの課題は現状のHinode/SOTでのフレア観測の課題であると同時に、Solar-‐‑‒Cでのフレア観測時にも共通の課題。

3. Solar-Cに向けてHinode(特にSOT)でできること	¢ ⻑⾧長時間のAR  tracking  →  フレア観測率率率の向上、フレア前の 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　重要なフェーズのデータを確実に取得¢ 均質なデータの取得  →  多数のフレアの⽐比較解析¢ 1が⽉月のうちに1週間程度度、フレア観測集中期間をつくり、太陽の東側に現れたARを、太陽⾯面を横切切る間(あるいはARが浮上してから拡散するまでなど)、同じ観測プログラムで連続観測を⾏行行うなど、フレア観測の最適化が必要。
à  例例えば2011年年2⽉月のAR11158,  2012年年3⽉月のAR11429など、          HOPが無く数⽇日間に渡りARをtrackingしたことでXクラスフレアを          観測でき、且つ⽐比較的均質なFG,  SPデータを取得できた例例も。
¢ フレア観測プログラム：

FG
Obs  ID  =  0x4cb
Ca  1min.  +  Na  V/I  5min.
+  G-‐‑‒bamd  10min.
2×2  summing  +  2×2  binning

SP  (1.5~∼2時間間隔で取得)
Obs  ID  =  0x12e
Fast  Map,  280”×164”
Q65,  1-‐‑‒side  CCD

4. Solar-Cへの期待	

SUVIT

FG:  →  彩層における発光+光球⾯面磁場の3成分
FG:
FOV  =  184”×184”
Ca  30s,  Cont.  +  Ha  3min.  
Ca  30s,  Cont.  +  Ha  3min.
Fe  vector  magnetogram  3min.
SP:  →  彩層磁場の3成分
SP:
FOV  =  143”×184”
He  10830Å  30min.毎にscan©  Solar-‐‑‒C  Mission  Proposal

5. まとめ	¢ Hinodeでのフレア観測率率率を向上させ、フレア前の重要なフェーズのデータを確実に取得し、多数のフレアイベントに対し統計解析を⾏行行うためには、同⼀一プログラムを⽤用いたARの⻑⾧長時間trackingが重要。
¢ しかし現状として、HOPの存在やテレメ不不⾜足のため、AR⻑⾧長時間trackingは容易易でない。
¢ Solar-‐‑‒Cではこの点は最重要事項の⼀一つとして考えるべきで、テレメ量量の確保、統⼀一されたデータを取得できる運⽤用体制について、計画構想段階から⼗十分に考慮する必要がある。
¢ Solar-‐‑‒Cでのフレア観測体制の実証実験的意味でも、今まさにHinodeでのフレア観測を最適化する試みは重要である。
¢ フレアトリガ研究の進展のためには、⾼高時間分解能かつ⾼高空間分解能であり、Hinode,  SDO,  IRISなど、現在ある複数の衛星の利利点を総合したようなデータが必要であり、Solar-‐‑‒Cの観測にかける期待は⼤大きい。