Solar-C 衛星による太陽フレアに伴う粒子加速現象観測の可能性	

渡邉恭子、清水敏文（ISAS/JAXA）
増田智（名古屋大学）
坂尾太郎（ISAS/JAXA）

日本天文学会2014年秋季年会 @ 山形大学

2014/09/13

太陽における粒子加速研究
太陽フレアによる粒子加速に伴って観測されるもの• 電子加速- 電波: NoRH など- 硬X線・γ線: RHESSI など- 白色光: ひので, SDO/HMI,
地上観測など• イオン加速- 核γ線: RHESSI (<10MeV)
Fermi (π0)- 中性子: 太陽中性子望遠鏡
中性子モニター等

magnetic reconnection model	⇒ Solar-C の機器でどのような粒子加速現象が観測できるか？
どのような観測が粒子加速に寄与するか？

Solar-Cで観測可能な粒子加速関連現象
粒子加速と関連がある磁気リコネクション起源のMHD現象
加速域自体を観測
EUVST
加速域付近の電子密度変化とその運動
XIT-PC
磁気リコネクション起源のフローやショック非熱的な放射がどこに分布し、その空間分布やスペクトルの時間発展を見る

Photon Counting での粒子加速研究
non-thermal と言えば >20keV ⇒ <10keV で non-thermalKrucker et al., 2011	

Hannah et al.,
2008	

105

E0 = 10 keV

104104103E0 = 5 keV

102
101

counts/keVphotons/keV

105

103
102
101

E0 = 2 keV

100

100
1energy [keV]

10Figure 9. Left: Expected x-ray photon spectrum of a quiet Sun nanofla• RHESSI 小規模フレア統計解析:
non-thermal energy >7keV
EM=1044 cm−3 , Ethermal = 5×1025 ergs, duration of 60 s) is produced• 静穏領域では、thermal
成分は<2keV
程度
turn-overenergies
are shown.
The photon spectrum is assumed to beenergy, E0 , and a slope of −1.7 below. The blue lines show the non-th⇒ フレア初期のスペクトル変化を観測し、加速の進行過程を捉える
the blue data points with error bars are the expected FOXSI measu• limb フレアでコロナ中の暗いソース（loop-top）を捉える(T=2 MK). Right: The count spectrum. At low energies, photons arehigh energies the eﬀective area of the telescope is reduced. The expe

「ひので」による粒子加速研究から
2012/10/23 白色光フレア
k1	k2	

加速電子	Hinode/SOT red & RHESSI HXR3:15:17UT
3:15:37UT
3:15:57UT

k3	
k4	
k5	

k1:+ k2:◇ k3:△ k4:□ k5:×	

白色光	
白色光と硬X線は良い相関（LC & 場所だけでなく、エネルギー的にも）⇒ 白色光は硬X線の代わりとしても使える（しかも分解能良し）
SUVITでは高いケーデンスで撮像可能 ⇒ 時間発展が詳しく	「ひので」による粒子加速研究から
白色光フレア統計研究
L50
TEMPERATURE AND EM FOR SOLAR AN
温度 vs Emission Measure	

白色光イベントと非白色光イベント
1.—Thelog-log plot&of emission
measure vs. electron
temperature ofShibata
Yokoyama
1999	の温度とEM (n2V)の関係（by北川） solarFig.flares(from Feldman et al. 1995), solar microflares observed by Yohkoh
SXT (from Shimizu 1995), four stellar flares (asterisks, from Feldman et al.
1995), a protostellar flare (diamond, class 1 protostar far-IR source R1 in theR CrA cloud, from Koyama et al. 1996), a T Tauri stellar flare (diamond,weak-lined T Tauri star V773 Tau, from Tsuboi et al. 1998), and a stellar flareon AB Dor (K0 IV ZAMS single star) by BeppoSAX (cross, from Pallavicini
1999). The EM-T relation curves based on eq. (5) (EM ∝ B!5T17/2) are superposed on the EM-T diagram for B = 15, 50, and 150 G. The L = constantcurves (dot-dashed lines) based on eq. (6) (EM ∝ L5/3T 8/3) are also superposedon this diagram.

白色光イベントにはコロナ磁場が関連している？

SUVITでは彩層磁場の観測が可能 ⇒ 加速域に近い磁場の情報	

Fig. 2.
and stellaration (fr(as a resu(above) th1993A&A...274..923H

1993A&A...274..917F

加速粒子による彩層ラインプロファイル
Fang et al.(1993), Henoux et al.(1993), Fang et al.(2000)
Hα	+数100keV電子	

Ca II K	+数100keV電子	

Ca II K	+100keV~1MeV陽子	Hα	+100keV~1MeV陽子	

イオン加速 - 太陽中性子観測イオン

2005/09/07 太陽中性子イベント• 中性子がδ関数的に発生していた場合	δ- model中性子
γ線

Cutoff = 500MeV• 中性子がγ線と同時に発生していた場合	
RHESSI
4.4 MeVγ- model= 中性子生成プロファイル	

Cutoff = 500MeV

イオン加速 - 太陽中性子観測
Hua’s model(Hua et al., 2002)– Acceleration parameters –– Physical parameters –• acceleration release time
• loop lengthhistory• pitch-angle scattering• spectrum• magnetic convergence(power-law spectral index)• ambient composition• accelerated ion composition • atmospheric model• flare heliocentric angle

イオン加速 - 太陽中性子観測- Acceleration parameters –• release time history : aion(t)• accelerated ion composition :impulsive(α/p=0.5, 3He/4He=1)• power-law spectral index : s中性子	
λ=2000δ=0.12s =-4.42
χ2=1.93	

- Physical parameters –• flare loop length : L = 36,800 km• pitch-angle scattering : λ= 20 (saturated) ～ 40000 (none)• magnetic convergence : δ= 0.0 (no) ～ 0.45 (strong)• ambientcomposition : coronal (He/H=0.1, Ne/O=0.25)
彩層磁場が測定できれば、磁場のしまり具合を決定できる• atmospheric model : Avrett, 1981
⇩obs = 89°(S06 E89)
• flare heliocentric angle : θ
加速陽子がどの程度磁場にトラップされていたかが理解
3He/H : 3.7×10-5• photosphericまとめSolar-C 搭載各機器から得られる（と思われる）
粒子加速に関する情報• SUVIT- 白色光観測 ⇒ 硬X線放射のプロキシ- 彩層磁場観測 ⇒ ・ 加速域の磁場・ 磁場のしまり具合（太陽中性子生成）- ラインプロファイル観測（Ca II K, Hα）⇒ >100keVの加速電子・陽子の情報• EUVST- 加速域付近の電子密度変化とその運動• XIT-PC- 磁気リコネクション起源のフローやショック- 加速域における加速電子のスペクトル（~10keV）