-- 将来に向けて期待できる観測 -フレア研究：
ポストフレアループ研究の今後の展望

高棹 真介 TAKASAO Shinsuke（京都大学 附属天文台）

議論したい内容
ポストフレアループ研究の観点から見る
新たな研究方針• ペチェックショックの存在を調べる新たな方法の提案• 他天体フレアへも応用可能な太陽フレア物理の話題議論したい内容
ポストフレアループ研究の観点から見る
新たな研究方針• ペチェックショックの存在を調べる新たな方法の提案• 他天体フレアへも応用可能な太陽フレア物理の話題

太陽フレアで未解明で重要なことどうやって観測される高いエネルギー解放率（熱化率）を実現しているのか？
– 「高いリコネクション率」であれば「高いエネルギー解放率」とは限らない！！
– プラズモイドができればリコネクション率が高くなると言われているが、熱化とのつながりが不明瞭– ショック加熱が有望視（観測的にはバルク加熱を支持？）

ペチェック的な大きなスケールのショック加熱？

無数のプラズモイドの周りにできるショックの加熱の合計？

Shiota+2005インフロー・アウトフロー領域の観測の困難さ
ショックを調べるためにはインフロー・アウトフロー領域の両方を見る必要
しかし・・・
インフロー領域：・希薄波によって密度減少
アウトフロー領域：
・狭い領域
・多くの場合、X線、EUVで暗い・暗いため、位置の判断も困難
・電離非平衡によって解釈が困難
もっと見やすく解釈のしやすい領域でスローショックの痕跡を見つけられないか？

Imada+2013

How to diagnose MRX region?
Slow-mode ShockIonization process with line spectroscopy
Spatial resolution is enough to resolve.
Scanning time <100s

Fast scanning (<Alfven time~100s)
with high throughput spectrometer.
Wide temperature coverage.
Diagnose velocity, temperature, densitywith spectroscopic observation!
Imada et al., 2011 ApJ

ポストフレアループの観測からペチェックショックの存在を探るインフロー

アウトフローTsuneta et al.1997

アウトフローの減衰
インフロー速度の減少（質量保存則より）スローショックの伝播速度の増加（上流の速度の減少のため）一本の磁力線に注目するとスローショックは足元に向かって伝播するはずポストフレアループの観測からペチェックショックの存在を探る
インフロー

リコネクションしてからアウトフローが止まるまでにかかる時間

アウトフロー

電離平衡にかかる時間スケール：~100 sec⇒アウトフローが止まる頃には電離平衡の仮定が使える可能性
・狭い領域
・多くの場合、X線、EUVで暗い
問題点 ・暗いため、位置の判断も困難
・電離非平衡によって解釈が困難

ポストフレアループ観測で克服可能では

２次元MHDシミュレーションによる考察
２次元MHDシミュレーション（簡単のため、熱伝導無し）

左：密度
右：エントロピー
ショック面ではエントロピーが不連続に変化
初期の段階以外でもポストフレアループのふちでショックの伝播は生じ続けている

２次元MHDシミュレーションによる考察
１本の磁力線をトラックして、磁力線に沿って物理量を測る
Log Density（簡単のため、熱伝導無し）

物理量の測定方法
Distance:
ループトップの位置からの磁力線に沿った距離
Distance = 0 :ループトップの位置に対応（左図の白丸）

２次元MHDシミュレーションによる考察

アウトフロー領域に付いていたスローショックがループ内を伝播
ループ内のスローショックはもともとペチェックショックだったことを確認
幅広いパラメータに対してループ内の波動現象を理論的に調べておき観測と比較できる準備を進めるべきリコネクションの物理をモデル化し低い計算コストで観測との比較を可能に
多次元MHDシミュレーションに熱伝導、電離非平衡計算を含めてパラメータサーベイをすることは困難
簡易MHD（擬２次元MHD）フレアループモデルを構築(Takasao, Matsumoto, Nakamura, and Shibata, in prep)２次元MHDモデル

２次元MHDモデルとの比較

MHD波動を追うことができる
簡易フレアループモデルを構築
擬２次元MHDモデル

電離計算も含めれば、観測との比較も可能になると期待ショック観測のために何をすべきか
Imada+2013
アウトフロー中に下降する高温ループ構造
リコネクションした磁力線か？

一番必要な物理量は、エントロピー（これを表示しようとした観測的研究はほぼないのでは）ショック面ではエントロピーが不連続になるなので、ドップラー情報だけでなく、密度と温度の情報も不可欠。
ポストフレアループ内のショック・波動検出、近年空間分解できはじめつつある下降ループに沿って１次元的に物理量を測定することが第一歩では

議論したい内容
ポストフレアループ研究の観点から見る
新たな研究方針• ペチェックショックの存在を調べる新たな方法の提案• 他天体フレアへも応用可能な太陽フレア物理の話題フレアライトカーブの準周期的変動（非熱的放射で顕著）
17GHz

40-140keV• Quasi-Periodic Pulsation (QPP)と言われる• 周期：秒以下〜数分（様々な物理過程が関わっている？）• 恒星フレアでも多くの観測例– e.g. Mathioudakis + 2003

300-350keV

4.1-6.4MeV• 非熱的放射で周期が〜１秒以上のQPPが見える場合、MHD現象が粒子加速過程 or 非熱的放射過程に影響を与えている様子を見ているのではと言われている

Nakajima et al. 1983, Nature恒星の白色光フレアで見られる準周期的変動
恒星フレアの白色光のライトカーブ

白色光フレア：
光球面での増光が見えるフレア（Keplerによるスーパーフレアもこれ）
一般に、太陽フレアで白色光と硬X線源の振る舞いは類似（高エネルギー粒子が白色光の増光に関わっていることを示唆）

Mathioudakis + 2003

恒星フレアの白色光は非熱的放射起源と仮定して議論される(e.g. Anfinogentov+2013)

準周期変動の起源を解明することは太陽・恒星フレアにおける非熱的過程の理解に重要

準周期変動の起源は何か？
大別すると２つの可能性：• 準周期変動するリコネクション• ループ内のMHD波動準周期変動の起源は何か？
大別すると２つの可能性：• 準周期変動するリコネクション• ループ内のMHD波動

Plamoidの合体が準周期的な非熱的粒子の生成の起源？
e.g. Tajima et al. 1987, Kliem et al. 2000
0.5-10sec 程度の周期なら説明可（Kliem+2000）

準周期変動の起源は何か？
大別すると２つの可能性：• 準周期変動するリコネクション• ループ内のMHD波動
ループ内にstanding/propagating MHD waveが励起されると、ループトップで振幅が大きくなり、ループトップの非熱放射源に影響か？
ただし、具体的にどう影響するかについてはわからない
Nakariakov & Melnikov 2009
for a detailed review

準周期変動の起源は何か？

Liu et al. 2013

Strongnon-thermalemission

大別すると２つの可能性：• 準周期変動するリコネクション• ループ内のMHD波動
ループ内にstanding/propagating MHD waveが励起されると、ループトップで振幅が大きくなり、ループトップの非熱放射源に影響か？
ただし、具体的にどう影響するかについてはわからない
Nakariakov & Melnikov 2009
for a detailed review

準周期変動の起源は何か？
• 時間変動するリコネクション（アウトフローも時間変動）– Repetitive generation and coalescence ofplasmoids (Tajima et al. 1987, Kliem +2000)• ループ内のMHD波動– standing/propagating MHD waves– See Nakariakov & Melnikov 2009 formore details
ループトップの物理量変化、ループトップの上空のアウトフロー速度の測定がこの謎を解くカギになるのではなぜ変動の理解は天文学的に重要か？
MHD波動モデルの例
standing/propagatingslow mode waves

仮に、強い非熱的放射源であるループトップのプラズマ状態がループ内のMHD波動によって変動を受けると仮定

MHD波動を正しく選べば、振動周期からループ内の物理量を推定できる！！

Nakariakov + 2004
Nakariakov & Melnikov 2006

Shibata & Yokoyama 2002のEM, Tから恒星フレアの物理量推定方法以外の新たな推定方法を確立、クロスチェックができる可能性

熱伝導入り２次元MHDシミュレーション・熱伝導が十分効くとループ内を伝搬する
スローモードはほぼ見えない（熱伝導で弱まる）
・ループトップに局在化したAlfvenicな動きが周期的な変動を発生、Fast shockの強さが時間変動（非熱粒子の周期的生成に寄与？）
Ugai 1996,
ST + in prep
色：thermal free-free emission

新たなシナリオまで見つかってきて混沌

太陽フレアでループ内の波動はどこまで確認されているのか？
Wang + 2003, A&A, 406, 1105

速度intensity

ポストフレアループをスリット分光・定点観測
スローモード波はあるらしい、という結論。しかし・スローモードの起源
・ループに沿った伝播・非熱的放射とのつながり（本当に関係しているか？）をみた観測例は、調べた限り見つからないここまでのまとめ• MHD現象と非熱的過程のつながりを示す現象である非熱的放射の準周期変動に注目• 様々な理論があるが、どれも観測的に検証されていない• にもかかわらず、恒星フレアの物理量推定に適用されている（MHD波動を使った恒星フレア観測の解釈は、例えばTsiklauri+2004, Mathioudakis+2006,
Mitra-Kraev +2005 ）この準周期変動の物理を明らかにすることは
１、太陽フレアにおける粒子加速過程・非熱的放射過程の理解
２、恒星フレアなど他の天体フレアの物理量推定に役立つ

観測的に押さえたいことのまとめ：
変動起源を理解するために・ループ上空のアウトフロー速度の変動、ループ内の波動をとらえるための分光観測
・ループトップの非熱的放射・足元の白色光放射を同時にとらえる観測が理想的

QPP of stellar flares“The first observed stellar
X-ray flare oscillation:
Constraints on the flare
loop length andthe magnetic field”
Mitra-Kraev et al. 2005
M-type dwarf AT Mic
SXR (0.2-12 keV)period : 750sec
Estimated physicalquantities on the basisof the flare theory
by Shibata & Yokoyama 2002
and wave theories(e.g. Nakariakov + 2004)

Oscillatory Reconnection

Oscillation inreconnection rate
Murray+2009

準周期変動の起源は何か？

•

時間変動するリコネクション（アウトフローも時間変動）– Repetitive generation and coalescenceof plasmoids (Tajima et al. 1987, Kliem+ 2000 プラズモイド相互作用自体でも周期変動？)•

ループ内のMHD波動– standing/propagating MHD waves– See Nakariakov & Melnikov 2009 formore detailsループトップで強い非熱的放射
準周期変動の起源は、ループトップの非熱的放射源の変動が原因では？
Liu et al. 2013

Strongnon-thermalemission• 時間変動するリコネクション（アウトフローも時間変動）– Repetitive generation and coalescence ofplasmoids (Tajima et al. 1987, Kliem +2000 プラズモイド相互作用自体でも周期変動？)• ループ内のMHD波動– standing/propagating MHD waves– See Nakariakov & Melnikov 2009 formore details

MHD波動と非熱的放射が関係している可能性を示す観測例

Yuan et al. 2013 (Left)
Liu et al. 2010 (Right)

フレア領域から準周期的な波動の伝播。
この波の周期と非熱的放射の変動の周期が似た振る舞いを見せた例

２次元MHDシミュレーションによる考察
熱伝導有りの場合

熱伝導がある場合
１、（ショックなどで）熱化
２、生じた熱が磁力線に沿って彩層に到達
３、彩層が急激に加熱されて急膨張４、上昇流が発生（これが彩層蒸発流）

２次元MHDシミュレーションによる考察
熱伝導有りの場合
Log Density. 彩層蒸発流が見える２次元MHDシミュレーションによる考察
熱伝導有りの場合

Distance: ループトップの位置からの磁力線に沿った距離
Distance = 0 : ループトップの位置に対応
熱伝導がよく効く場合、スローショックは強い彩層蒸発流にかき消されてしまい
スローショックの繰り返し伝播は見えない＝＞熱伝導の強さ（彩層蒸発流の強さ）によってループ内でのスローショックの伝播が見えるかが影響される

熱伝導無し（上）と有り（下）の比較

擬2次元MHDモデルの提案：
低コストでリコネクションの物理をモデル化

彩層彩層

熱伝導入り擬2次元MHDモデルの結果

スローショックhump
彩層蒸発流

リコネクション理論の予測する、熱伝導係数と温度のスケーリング則を再現

MHD波動を追うことができる簡易フレアループモデル。
電離計算も含めれば、観測との比較も可能になると期待提案されている
簡単化されたリコネクション磁場のモデル

Longcope & Bradshow 2010

物理量の測定方法
Distance:
ループトップの位置からの磁力線に沿った距離
Distance = 0 :ループトップの位置に対応（左図の白丸）

２次元MHDシミュレーションによる考察

アウトフロー領域に付いていたスローショックがループ内を伝播
ループ内のスローショックはもともとペチェックショックだったことを確認
幅広いパラメータに対してループ内の波動現象を理論的に調べておき観測と比較できる準備を進めるべき