今後のスペース観測機器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 （ISAS/JAXA）
フレア検討チーム

ご協力いただいた方々

清水敏文、草野完也、 一本潔、磯部洋明(京大花山・飛騨天文台)、浅井歩、塩田大幸、花岡庸一郎(NAOJ)、坂尾太郎（ISAS/JAXA）
鳥海森、 伴場由美	
岡光夫(SSL/UCB)、今田晋亮（名大STE研）	
シンポジウム「スペース太陽物理学の将来展望」 @ ISAS

2014/10/21

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	⇒ 今後のスペース観測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？

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

今後のスペース観測機器• 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← FOXSI, Solar Orbiter/STIX など← Solar-C/SUVIT

Solar-C/EUVST, XIT では粒子
• イオン加速加速現象は観測できないのか？
- 核γ線: RHESSI (<10MeV)
Fermi (π0)- 中性子: 太陽中性子望遠鏡 ← ChubuSat-2
中性子モニター・ISS⇒ 今後のスペース観測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？

「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 HXR
3:15:17UT
3:15:37UT
3:15:57UTk3	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	

Kitagawa et al. （2015）
白色光イベントと非白色光イベント
Fig. 1.—Thelog-log plot&of emission
measure vs. electron
temperature ofShibata
Yokoyama
1999	の温度とEM (n2V)の関係
solar 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) など
Hα	
数100keV電子	

高エネルギー電子・陽子
Hα	100keV~1MeV陽子	により、彩層のラインプロファイルが変化する。
Hα, CaII K, Lyα, Lyβ..
彩層フレアでラインが広くなっているという観測あり⇒ 観測との比較なし
Solar-C/SUVIT では
CaII K 854.2nm とHeI 1083nm の分光観測
Hαの波長スキャン観測を行う予定⇒ ラインプロファイル観測⇒ 偏光も観測可能	加速粒子による impact polarization
方向性を持った高エネルギー粒子が彩層と衝突すると直線偏光する	
• Vogt & Henoux (1996) など ⇒ 数%の偏光が期待される⇒ 偏光方向から電子 or イオン、どの方向から来たのかが分かる• Hanaoka (2003) ⇒ proton beam
• Henoux & Marlicky (2003) ⇒ electron flux in the return current• Xu et al. (2005) ⇒ proton beam & electron flux	• Bianda et al. (2005) ⇒ P < 0.7% で観測されていない• Hanaoka (2005) ⇒ ほとんどのフレアで偏光は観測されていない• Stepan et al. (2007) ⇒ 太陽フレアでは偏光は出ない• Stepan & Heinzel (2013) ⇒ 偏光は加速粒子が原因ではない
Hαフレアカーネルで偏光が見えることがあるのは確か
その偏光からフレアのどんな物理情報を得られるか探る（高精度観測で何が見えるのかに期待）	

EUVST, XIT 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
今まで & SUVIT では、粒子が加速された結果しか観測できない。
極紫外〜X線
加速域で熱的分布から外れてゆくものを観測
EUVST
非Maxwell分布を観測(line ratio で)
XIT-PC
加速域付近の電子温度・スペクトル変化

ios of He- and Li-like Fe ions withn-Maxwellianelectronenergy
tribution
inthelaboratory
EUV
lineratioによる非Maxwellian
分布診断
periment. The bottom panels of
Mackovjak
et al. (2013) など
gnosis of the κ-Distributions
g.2.3.1.3
show two spectra ofFe 265
mparisonof theVlines
in thermal and non-thermal
with the. Theuilibrium.
They show that intensity
plotted assuming5.
ios marked with red circles changes
these two cases. Differential
ission measure and electron density
n affect on the intensity ratios, asll as non-thermal equilibrium state.
erefore, multiple line observations
Solar-Ce Appendix 5-A) can distinguish Figure 2.3.1.3
Two Interim
electron report	
energyofthe κ-distributions
presentedin Section
2. The diagnosticratio,
method is deichaffect is on
theintensity
distributions corresponding to Te ~ 650 eV (topction 3. Section 4 presents the density diagnostics, while Section 5 discusses
ughunfortunately
EIS/Hinodedoes panel) and changes of Fe XIV line intensity
esof simultaneous
determination of thevalue of κ and temperature.
cover enough wavelength range. ratios (bottom panel) highlighted by dotted redetributions
EUV spectrometer on board circles.
utions are a class of non-Maxwellian distributions of electron energies characlar-C
will provide a quantum leap in
ower-law high energy tail. The κ-distribution is specified by a free parameter κ,
the shape of distribution function, from κ → 3/2 corresponding to the highrsrom
understandingof electron energy
the Maxwellian distribution, to κ → ∞ corresponding to the MaxwellianTheκ-distributions aredefinedas (Owocki andScudder, 1983)
tributions
andparticle
accelerationin the solar atmosphere.
f (E, κ) dE = Aκ √2E 1/2 dE,E
κ+1π(kB T )3/2 (1 + (κ−3/2)k)T(1)5.he Boltzmann
What
isT andthe
constant,
κ are theroleparameters ofof the distribution. TheBOka et al., 2014	

EUV line ratio による非Maxwellian 分布診断
278
Mackovjak et al. (2013) など

gnosis of the κ-Distributions

265

mparison of thewith the. The
plotted assuming
5.

of the κ-distributions is presented in Section 2. The diagnostic method is dection 3. Section 4 presents the density diagnostics, while Section 5 discusses
es of simultaneous determination of the value of κ and temperature.

ライン強度比が高温側の成分に感度がでる組み合わせを用いることによって、tributions
非熱的粒子の存在を示唆
utions are a class of
non-Maxwellian distributions of electron energies charac-ower-law high energy tail. The κ-distribution is specified by a free parameter κ,s the shape of distribution function, from κ → 3/2 corresponding to the highrom the Maxwellian distribution, to κ → ∞ corresponding to the Maxwellian
The κ-distributions are defined as (Owocki and Scudder, 1983)
f (E, κ) dE = Aκ √2E 1/2 dE,E
κ+1π(kB T )3/2 (1 + (κ−3/2)k)T(1)Bhe Boltzmann constant, T and κ are the parameters of the distribution. TheEUVST, XIT 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
Supra-thermalelectrons	

e- distribution
spectra outsideThermal
diffusion region	
10 keV	 electrons	
e- distribution
spectra aroundreconnection point	Imada et al.
JGR 2011	

Electronacceleration at Earth’s magnetotail	XIT-PC での粒子加速研究
non-thermal と言えば >20keV ⇒ <10keV で non-thermal
Krucker et al., 2011	

Hannah et al.,
2008	

105

E0 = 10 keV

104

104

103
E0 = 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

XIT-PC での粒子加速研究
XIT-GI Photon Counting Telescope• 斜入射型X線望遠鏡
Figure 4.8. Effective area profiles for grazing incidence angles of 1.8 (black), 1.35 (red), 0.9 (green),• 光子計測型
and 0.45 (blue) degrees. The effective area profile for Hinode XRT(without Ir coating on the mirrorsurface) is also shown for comparison (black dashed line). QE• profile
for the back-illuminated e2v
裏面照射型CMOS
CMOS device assumed for all the four grazing incidence angle profiles.
~0.25m	• 観測エネルギー：
0.5 〜 10keV
Figure 4.2.

Schematic illustration of a preliminary photon-counting telescope concept.

(b) Event Processing System
In addition to the optical performance of the grazing-incidence mirror, accurate
measurement of energy and position on the detector for each detected photon, withavoiding significant pulse pile-up effect, is a crucial key for the success of thisinstrument. Figure 4.3 presents a preliminary diagram for event processing underphoton-counting measurement.
Besides the function blocks indicated in Figure 4.3, the telescope should employ
appropriate attenuation filter or aperture size in response to the incident flux level.

Figure 4.9. Left: X-ray count spectra for a model active region with CHIANTI V6.0, for four
grazing-incidence angles, 1.8, 1.35, 0.9, and 0.45 degrees (in black, red, gree, and blue, respectively).
No attenuation filters assumed to be present. Right: Those for a model flare (GOES class M2). Again
without attenuation filters.

XIT-PC での粒子加速研究

Energy Spectra (Grazing incidence angle = 0.45°)
Active Regions	
TNET =
262 s	TNET =Mg	
654 s	Si (~6-8 MK)	Fe XVII(~4 MK)	0.5	Flares	

1	keV	

0.5	

1	2	

2×2 summing
なら 1/4 のkeV	 時間で良いCa (~20 MK)	TNET =
133 s	

1	2	1×1 pixel で観測した場合

Fe (~20-50 MK)	Fe/Ni	

5	10	 keV	TNET =
800 s	

1	5	10	keV	

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 ⇒ 加速域近辺の磁場- 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- impact polarization 観測 ⇒ 高精度で観測できる• EUVST- 加速域付近の電子密度・温度の分布変化⇒ 非Maxwell分布を観測• XIT-PC- 加速域付近の加速電子のスペクトル変化（~10keV）