2021年1月30日 連星系・変光星研究会2020 14時45分ー15時20分 35分講演

恒星の磁気活動ーフレアとジェット・質量放出柴田一成
京大花山天文台（名誉教授）

1

本日の講演内容• 太陽フレア・質量放出の観測• フレアのリコネクション・モデルと統一モデル• フレアの未解決問題• 太陽から恒星へ• 原始星フレアとジェット• 太陽・恒星フレアの統一モデル

太陽フレア観測の歴史
1859年9月1日（Carrington、白色光)• 1859年、英国のCarringtonとHodgsonが黒点スケッチ中に独立に発見（白色光フレア）• 1891年、Trouvelotが白色光フレアの2例目を発見• 1892年、Haleがスペクトロヘリオグラフを用いて、フレアのHα写真を初めて撮影に成功• 1908年、Hale黒点磁場を発見• 1933年、Lyotフィルターの発明• 1934年、スペクトロヘリオスコープを用いてフレアHα観測が定期的に可能となる• 1939年、フレアの初の分光観測（Richardson and Minkowski 1939)

1909年5月12日(Hale, Hα）

太陽フレアＨα１９世紀中頃発見
黒点近傍で発生＝＞
磁気エネルギーが源
サイズ～（１－１０）万ｋｍ
全エネルギー1029 - 1032erg（水爆１０万ー１億個）
太陽系最大の爆発現象

彩層
１万度

発生メカニズムが1世紀以上謎京大飛騨天文台Electromagnetic wave
emitted froma typical solar
flare(from Svestka
1976)

Radio

UV

John C. Brown (1971)
Revealed physics of flare
Non-thermal Emission asa result of non-thermal
electrons

1 hourtime

太陽プロミネンス噴出（史上最大：１９４６年６月４日：米国）

コロナ質量放出 （1972発見）(CME=Coronal Mass Ejection)（以下の例はSMM観測、人工日食、白色光）

プロミネンス
噴出
コロナ
質量
放出

観測からのヒント：
プロミネンス噴出
フレアにともなうことが多い
現象論的リコネクション・モデル

コロナ質量放出
プロミネンス

リコネクション

軟X線
極紫外線
Hα

フレア
史上最大のプロミネンス噴出（１９４6年６月４日、HAO)

フレアの standard model（Carmichael 1964, Sturrock 1966, Hirayama
1974, Kopp-Pneuman 1976)＝ CSHKP model
現象論的リコネクション・モデル
コロナ質量放出（１MK)

プロミネンス（10＾4 K）
リコネクション

リコネクション

軟X線フレアループ（カスプ） 10MK

軟X線
極紫外線
Hα

フレア
コロナ質量放出／プロミネンスは、磁気圧で加速される

Hαポストフレア
ループ １０＾４ K

フレアの正体Hα

X線

磁気リコネクション（磁力線つなぎかえ）統一モデル（Shibata
et al. 1995)• ループトップ
硬Ｘ線源は、
fast shock
か？

Ｘ線プラズ
モイド噴出
を予言
V jet  VA  1000km / s

Yohkoh hard X-ray obs（Masuda+ 1984）T  mVA /(6k )2

 108 K

Plasmoid ejections are ubiquitous

Unifiedmodel

impulsive flares~ 10^9 cm(Ohyama+S 1998)

LDE(Long Duration
Event) flares~ 10^10 cm(Tsuneta 1992,
Hudson 1993)

CMEs(Coronal Mass Ejections)from Giant arcades~ 10^11 cm(Dere 1995)

Plasmoid-Induced-Reconnection(Shibata 1999)

Yohkoh satellite （1991-2000) (Japan-US-UK)
discovered coronal X-ray Jets frommicroflares (Shibata+ 1992; Shimojo+ 1996)

MHD simulations(Yokoyama and Shibata 1995, 96)

Evidence ofMagnetic reconnection is found2D MHD simulation of reconnection as a modelof coronal X-ray jets (Yokoyama and Shibata 1995)
Extention of
Emerging flux modelof flares
Heyvaerts, Priest,
Rust (1977),
Forbes and Priest(1984)
This is also a
Model of surge(cool jet)(Canfield+ 1996)

See review by
Cheung and Isobe(2014)

Hinode satellite (2006 -) （Japan-US-UK) discovered
ubiquitous chromospheric anemone jet(Shibata+ 2007, Science)

Evidence ofMagnetic
Reconnection
Is found(Nishizuka+ 2010
Singh+ 2012)

t A = L / VA

Summary of observations of V = B
4
“flares” in the solar atmosphere (Alfven speed)A“flares”

Size (L)Lifetime(t)

Alfventime (tA)t/tA

Mass ejection

Microflares

103 -104km

1001000sec

1-10 sec~100

jet/surge

Impulsive
flares(1-3) x 104 10 min – 1km
hr

10-30 sec

~60-100

X-ray plasmoid/
SprayLong duration(LDE) flares(3-10)x
104 km

1-10 hr30-100 sec~100-300

X-ray plasmoid/prom. eruption

Giant arcades

105 -106km

10 hr – 2
days

100-1000sec~100-300

CME/prom.
eruptiont A = L / VA

Summary of observations of“flares” in the solar atmosphere
After Hinode’s launch

VA =

B
4

(Alfven speed)“flares”

Size (L)Lifetime(t)

Alfventime (tA)t/tA

Mass ejection

nanoflares~200 km2001000sec

20 sec~10~50Chromosphericjets (anemone,
penumbral)

Microflares

103 -104km

1001000sec

1-10 sec~100

jet/surge

Impulsive
flares(1-3) x 104 10 min – 1km
hr

10-30 sec

~60-100

X-ray plasmoid/
SprayLong duration(LDE) flares(3-10)x
104 km

1-10 hr30-100 sec~100-300

X-ray plasmoid/prom. eruption

Giant arcades

105 -106km

10 hr – 2
days

100-1000sec~100-300

CME/prom.
eruptiont A = L / VA

Summary of observations of“flares” in the solar atmosphere
In future ?

VA =

B
4

(Alfven speed)“flares”

Size (L)Lifetime(t)

Alfventime (tA)t/tA

Mass ejection

picoflares ?
?
?
?
?
?
太陽観測は高空間分解能（＜0.1”＝70㎞)、高時間分解能(＜１sec）へ
nanoflares~200 km2001000sec

20 sec~10~50Chromosphericjets (anemone,
penumbral)

Microflares

103 -104km

1001000sec

1-10 sec~100

jet/surge

Impulsive
flares(1-3) x 104 10 min – 1km
hr

10-30 sec

~60-100

X-ray plasmoid/
SprayLong duration(LDE) flares(3-10)x
104 km

1-10 hr30-100 sec~100-300

X-ray plasmoid/prom. eruption

Giant arcades

105 -106km

10 hr – 2
days

100-1000sec~100-300

CME/prom.
eruptionUnified model

Plasmoid(plasmoid-induced
reconnection model)(Shibata 1996, 1999,
Shibata and Tanuma 2001)(a,b)： large scale flares,
Coronal mass ejections(c,d) ：small scale flares,
microflares, jets

2dE B 2
2
−2 B
2

V
L

10
V
L
Energy release rate＝
in
A
dt 4
4

3次元ヘリカルジェット：
コロナジェット（Wyper et al. 2018）

光球ジェットKotani and Shibata(2020, PASJ)フレアの未解決問題• エネルギー解放機構（速いリコネクションはなぜ起こるか？）• フレア/コロナ質量放出のトリガー機構• 非熱的粒子の加速機構

Basic Puzzle of Reconnection
1. What determines the Reconnection Rate ?
Magnetospheric observations and collisionless plasma theory suggestthat fast reconnection occurs if the current sheet thickness becomescomparable with
ion Larmor radius or ion inertial length(either with anomalous resistivity or collisionless conductivity)
but they are of order of 1m or so for solar corona, which
is much smaller than the size of solar flares (~ 10^9 cm)

2. How can we reach such small scale to lead toanomalous resistivity or collisionless reconnection
in solar flares ?

MHD simulations show
plasmoid-induced reconnection
in a fractual current sheet(Tanuma et al. 2001, Shibata and Tanuma 2001)

plasmoid

Reconnection rate

Vin/VA

time

Tanuma et al. (2001)

Observation of hard X-rays and microwave emissions show
fractal-like time variability, which may be a result of fractal
plasmoid ejections(Tajima-Shibata 1997)

This fractal structure enable to connect
micro and macro scale structuresand dynamics(Ohki 1992)

Fractal current sheet
Aschwanden 2002

Benz and Aschwanden 1989
Lazarian and Vishniac 1998
Zelenyi 1996, Karlicky 2004 , Barta, Buechner et al. 2010

Observations of multiple plasmoids ina flare current sheet (Takasao+ 2012)

See also recent nice observational work by T. Gou et al. (2019)

Fractal Reconnection & Particle Accelerationby plasmoids colliding with fast shocks[Nishizuka & Shibata 2013, Phys. Rev. Let. . 110, 051101]
Time slice image ofsmall plasmoid ejections

Shock at the bottomcf) Fermi Acceleration at the fastshock: Somov & Kosugi (1997),
Tsuneta & Naito (1998)

1) Particles are trapped inofaaplasmoid.
large plasmoid2) Multiple plasmoids collide with fast shock.
3) Particles are reflected due to magnetic
Shock at the loop-top
mirror effect.
4) Reflection length becomes shorter andshorter.
5) Particles are accelerated by Fermi process,untilreflection
length becomes comparable
Plasmoidcollide with
toFastionshock
Larmorradius.
(MA~1.5)

Quasi-periodic oscillations at the top of the flare
loop (at the termination fast shock of thereconnection jet) (Takasao and Shibata, 2016)

Observations ofquasi-periodic
coronal waves
from a flare(Liu+ 2011)

太陽フレアの諸現象に対する統一モデル• コロナ中で加速された電子が1.磁気ループ上の陽子と衝突し光る
2.彩層で陽子と衝突し光る– 彩層: コロナ下にある高密の大気eeefrom Shibata (1995)

28

太陽フレアにおける彩層蒸発、彩層コンデンセーション
Hirayama（1974）,
Ichimoto & Kurokawa (1984),
Nagai & Emslie (1984)、Fisher et al. (1985)

時刻
Hα輝線
白色光

温度
ee

密度

彩層蒸発

Hard X-ray

ee

コロナ
彩層

温度
密度

soft X-ray

さ彩層コンデンセーション
29

フレアーコロナ質量放出の2次元電磁流体シミュレーション
Chen-Shibata 2000

コロナ質量放出（CME）（プロミネンス噴出）

フレア

フレア・コロナ質量放出のモデル（2次元電磁流体シミュレーション）(Shiota et al. 2005)

コロナ質量放出（CME）（プロミネンス噴出）コロナ質量放出の3次元電磁流体シミュレーション(Antiochos, DeVore, Klimchuk 1999)

コロナ質量放出

CＭE 速度CME speed（core speed)はプロミネンス
噴出の速度以上、概ね倍以上

プロミネンス噴出の速度

Gopalswamy et al. 2003 ApJ

コロナ質量放出（CME）速度とプロミネンス噴出の速度の関係
速度

CMEの速度分布は自己相似的になる！

プロミネンス
噴出

コロナの底

CME
距離

太陽から恒星へSuperflares on young stars,
solar type stars, M dwarfs

statistics of occurrence frequency ofsolar flares, microflares, nanoflares

nanoflare
microflare1000 in 1 year
100 in 1 year
10 in 1 year
1 in 1 year
1 in 10 year
1 in 100 year
1 in 1000 year
1 in 10000 year

solar flare
Largest solar flaresuperflaresuperflares？

原始星フレア（Ｘ線／あすか衛星：小山ら１９９５）

温度～
１億度
太陽フレアの
エネル
ギーの１
万倍以上

原始星フレアのモデル（林、松元、
柴田 １９９６）

Extension of Hayashi+ (1996) model(Uehara et al. 2005 unpublished)
MHD model of
protostellar
flare/jet（Hayashi, Shbata,Matsumoto 1996)~ Magnetic tower jet (Lynden-Bell 2003)

恒星フレアー太陽フレアの統一モデル：
恒星フレアのエミッションメジャー（EM)-温度
スケーリング則Shibata and Yokoyama 1999, 2002

X-ray Observations of Stellar Flares
Solar Flare

X-ray
Intensity(3-24keV)

Protostellar Flare of YLW15(Monmerle,Tsuboi + 2000)

10 hours

time

X-ray
Intensity(2-10 keV)

Stellar Flare of Prox Cen(Haisch et al. 1983)

X-ray
Intensity(~ 1 keV)

time

time

Can stellar flares be explained bymagnetic reconnection ?
• Yes !
• Indirect evidence has been found in
empirical correlation between
Emission Measure ( EM = n 2 L3 )and Temperature from soft X-ray obs(Shibata and Yokoyama 1999, 2002)

Emission Measure （ＥＭ＝ｎ２Ｖ） of Solar and Stellar
Flares increases with Temperature （Ｔ）（n：electron density、Ｖ： volume）(Feldman et al. 1995)

soft X-ray observations

ＥＭ－Ｔ relation of Solar and Stellar
FlaresLog-log plotof Feldman
etal (1995)’s
figureShibata and Yokoyama, 1999, 2002

ＥＭ－Ｔ relation of Solar and Stellar
Flaresmicroflare(Shimizu 1995)

Shibata and Yokoyama, 1999, 2002

young-star and protostellar flares
Tsuboi(1998)
Pallavicini(2001)

Koyama(1996)Class I protostar

Shibata and Yokoyama (1999) ApJ 526, L49

2D MHD Simulation of Reconnection with Heat
Conduction and Chromospheric Evaporation

TB

Yokoyama and Shibata (1998) ApJ 494, L113------------------------------- (2001) ApJ 549, 1160

6/7 2/7

LWhat determines Flare Temperature ?
• Reconnection heating＝conduction cooling（Yokoyama and Shibata 1998)(radiative cooling time is much longer)

B VA / 4 = T
2

TB

7/2

/ 2L

6/7 2/7

LFlare Emission Measure(Shibata and Yokoyama 1999)• Emission Measure

EM = n L

2 3• Dynamical equilibrium (evaporated plasma
must be confined in a loop)

2nkT = B / 82

• Using Flare Temperature scaling law, we have−5

EM  B T

17 / 2

EM-T correlation for solar/stellar flares

Shibata and Yokoyama (1999, 2002)

Magnetic field strength（Ｂ）＝constant−5

EM  B T

17 / 2Magnetic field strengths of solar and stellar flares
are comparable ~ 50-100 G

Shibata and Yokoyama (1999, 2002)

Q: What determines flare total energy ?
A: loop length (because magnetic field strength isroughly constant)

The reason why stellar flares are hot=> loop lengths of stellar flares are large
Shibata and Yokoyama (2002)

Cf Isobe et al. 2003,
Aulanier et al. 2013

Total energy of stellar flares
Stellar flares

Solar flares
Solar microflaresSuperflares

Their energy= 10-10^6times thatofthe largest
solar flares
Their host stars
are young stars
and binary stars
with fast rotation

様々なスケーリング則• 黒点面積ｖｓフレアエネルギー
NotsuY+ 2013, 2019, Maehara+ 2015、
Okamoto+2021,,,• フレア寿命ｖｓフレアエネルギー
Maehara+2015, Namekata+ 2017,,,• CME質量・速度ｖｓフレアエネルギー
Maehara+ 2021, Namekata+2021,,,＝＞行方さん、前原さん、岡本さんの講演Scaling Relations in Coronal Mass
Ejections associated with Solar
Superflares
Takahashi , T., Mizuno, Y., Shibata, K. ,2016, ApJL, 833, L8

Empirical relation between CME mass and Flare Soft X-ray Flux

Mcme ∝ FSXR0.7
CME masslog (M [g])Aarnio et al. 2011

CME

∝ Eflare0.63

Aarnio et al. 2011log (FSXR[W m-2 ])Flare Soft X-ray peak flux

Derivation of Scaling Relation between CME mass and Flare energy

Takahashi et al. 2016

太陽フレア・エネルギー vs CME質量の経験的な関係
式(Aarnio et al. 2011) Mcme ∝ Eflare0.63は何を意味するか？
CME mass ~ coronal mass around a flare

Flare energy

Eflare ~∫ B dV ~ B L
2
_ 0

2
_ 0

8π

8π

∫

Mcme = ρ dV
3

=L

dz
∫ ρ exp(-―)
h
L

2

0
2

1/3

L∝ E flare= ρh0L 0ｚ00(h<<Lの時)

Mcme ∝ L2
フレア規模-CME質量のスケーリング則 (理論)Mcme ∝ Eflare2/3

CME speed vs Flare energy

Takahashi et al. 2016

期間：1996年-2014年
大規模太陽高エネルギー陽子イベント(Yashiro data )そのうち、フレア軟X線フラックス(FSXR)と
CME速度(Vcme )の両方が決められているもの

CME speed vs Flare energy

Takahashi et al. 2016

CME mass
2
2/3
MCME
∝
L
M
∝
E
CME
flare

CME kinetic energy ~ Flare energy

ECME

=

_1

2
M
V
CME CME
2
2

_B 0

<

~ Eflare ~ 8π L3
1/6

VCME ∝ Eflare

期間：1996年-2014年
大規模太陽高エネルギー陽子イベント(Yashiro data )そのうち、フレア軟X線フラックス(FSXR)と
CME速度(Vcme )の両方が決められているもの

CME speed vs Flare energy

Takahashi et al. 2016

CME mass
2
2/3
MCME
∝
L
M
∝
E
CME
flare

CME kinetic energy ~ Flare energy

ECME

=

_1

2
M
V
CME CME
2
2

_B 0

<

~ Eflare ~ 8π L3
1/6

VCME ∝ Eflare

期間：1996年-2014年
大規模太陽高エネルギー陽子イベント(Yashiro data )そのうち、フレア軟X線フラックス(FSXR)と
CME速度(Vcme )の両方が決められているもの

CME speed vs Flare X-ray Flux
Takahashi et al. 2016

X1クラス10^31 erg

CME speed
vsFlare
X-ray Flux

X10クラス10^32 erg

X100クラス
10^33 erg

X1000クラス
10^34 erg

ＣＭＥの
速度の上限
Takahashi et al. 2016

スーパーフレアにともなってHαで観測されるであろうプロミネンス噴出の典型的な速度コロナ質量放出

CＭE 速度CME speed（core speed)はプロミネンス
噴出の速度以上、概ね倍以上

プロミネンス噴出の速度

Gopalswamy et al. 2003 ApJ

コロナ質量放出（CME）速度とプロミネンス噴出の速度の関係
速度

CMEの速度分布は自己相似的になる！

プロミネンス
噴出

コロナの底

CME
距離

まとめ
• フレア・ジェット・質量放出の電磁流体力学は、ほぼスケールフリーの物理。（磁気レイノルズ数＞＞１なので、無次元化すれば、近似的に同じ理想MHD方程式になる）。したがって、物理現象の構造と力学は自己相似、フラクタルになる。
• 今後、太陽観測が高空間分解能、高時間分解能へ向かうにつれ、
どんどん、小さなフレア、ジェット、質量放出が見つかっていくだろう。（最終到達距離はイオンのラーモア半径～１ｍ in corona）• 今後、恒星では太陽で起きているフレア・ジェット・質量放出と良く似たずっと巨大な現象（スーパーフレア、スーパープロミネンス、
スーパーCME）がどんどん見つかっていくだろう。そのとき、太陽現象と比較することにより、スケーリング則が色々発見され、これは恒星だけでなく太陽の現象を理解する上でも役立つことになるだ
ろう。そういう視点で観測と理論の両面から研究を推進するのが、賢明な戦略である。

ご清聴ありがとうございました