MALLSを用いたフレア星EV LacのHα線連続分光観測12,333,453
本田敏志 , 野津湧太 , 行方宏介 , 野津翔太 ,前原裕之 , 幾田佳 ,33
野上大作 , 柴田一成

PASJ 2018, 70, 62

1, 兵庫県立大, 2, コロラド大, 3, 京大, 4, ライデン大、5, 国立天文台
Abstract:恒星の巨大フレアの性質を明らかにするために、巨大フレアを頻発しているM型矮星EV Lac の連続分光観測を行い、太陽フレアと比較するために、フレア時のHα線の変化の検出を目指した。観測は2015 年8月から、西はりま天文台2m なゆた望遠鏡とMALLS 分光器を使い、波長分解能(R) 約10,000、1回の露出は3分もしくは5分で3時間から8時間連続して行った。得られたHα輝線の等価幅は、2015年8月15日の観測では非常に強くなっており、また、それ以前やそれ以降には見られなかったHeI(6678Å)の輝線が見られた。この日の観測の中でフレアによると思われる急激なHα線の増光も見られた。このフレアの時のHα線のプロファイルは、非対称になっており、全体の増光と共に波長の短い方に広がった成分が見られた。その後全体が弱くなりつつも、この日の観測では青い成分はフレアが起こる前の状態まで戻ることは無かった。これは太陽フレアで見られる下向きのガスによる赤い成分の増光とは逆である。

太陽フレアと恒星フレア

MALLSでの高時間分解能分光観測

フレアは太陽型星を含む様々なタイプの星でも起こることが知られている。
主に急激な増光（X線、可視、電波など）として観測され、典型的には数分から数時間の現象。基本的には太陽フレアと恒星フレアは同じモデルで説明できると考えられている。
自転の速いM型星などではスーパーフレアが観測されていたが、太陽のような単独星で自転速度の遅い星でも、スーパーフレアが観測されている。

MALLS (低中分散分光器)を用いてEVLacの連続分光観測を行った。
波長分解能 (R) =10,000 @ 6500Å.
• 観測期間: 2015.7.31 – (22夜以上)• 露出時間: 3-5 min (× 5-10)• 観測波長域 : 6350 – 6800Å• S/N = ~ 50

Hida observatory, Kyoto Univ.

Normalized spectrum of EV Lac taken by Nayuta/MALLS

42EV Lac (GJ 873)

1

• M4.5e V, Single flare star
• R◉=0.41, M◉= 0.34 (Sciortino et al. 1999)• B= ~11.45, V= ~8.28 , Distance = 5pc, P=4.4days
EV Lac, (Taken from DSS)
• 3-4 kG (Shulyak et al. 1997)• ASCAによる巨大X線フレアの観測（1998年）

0–Favata et al. 2000

• Swiftによるスーパーフレアの観測（2008年）–Osten et al. 20082015.07.31

Hα3Maehara et al. 2012

6400

6500

6600

6700

Wavelength (Å)

2015.08.15(EW~10Å)

54

2週間の間で、Hα輝線の大きな強度変化が観測された。 (7/31-8/15 2015)

2

EVLacのHα線等価幅は、静穏期で 3.5 – 5.3 Å
活動期で 4.7 – 10.6 Åと報告されている。
(Baranovski et al. 2001)

1

Temporal evolution of the EW of the Hα line02015.08.15

2015.07.31(EW~3Å)

36558

6560

6562

6564

6566

2

http://www.nasa.gov/multimedia/imagegalle
ry/image_feature_1087.html

1

difference of spectrum–Schmidt et al. 2012

EV Lac は恒星フレアを調べるのに適した天体.

フレアの高分散分光観測

E.W. (A)• 頻繁にフレアが起こっている: 0.094 [events/時間(h)]

6800

6

Wavelength(Å)

2-1
3-1
4-1

31
4

Blue asymmetry

2-1

0.5

50

3-1

4-1

100
150
Elapsed time (min)2013.09.30
2015.07.31
2015.08.01
2015.08.15
2015.08.15

1.2

1

et al. 2006

0.86555

6560

6565

6570

Wavelength(A)

0.6

He I 6678Å
6675

Hβ：Stellar (AD Leo) flares

Hα：Ichimoto & Kurokawa 1984

?

彩層蒸発

彩層凝結

Christe et al. 2017

200

1.40

フレアモ中でのガスの動きのモデルNayuta telescope

mass ejection ?
chromospheric evaporation ?

太陽フレアの分光観測ではHαで赤い波長で非対称性が見られる。コロナからの非熱的な粒子の彩層への降り込みや熱エネルギーの流入により、彩層大気は急激に加熱され、コロナに向かって上昇する（彩層蒸発）が、その反作用として、その下の彩層大気が下方に押し込まれることによっておこる。
一方、恒星フレアでは青い波長での非対称性も観測されており、その起源ははっきりしていな
い。

6680

6685

8月15日は、フレアと思われるHα線等価幅の急激な (~20分)増加とゆっくりとした(~1.5時間)減少が見られた。また、差分スペクトル（フレアそのもの）には観測最後まで青側の非対称性(増加)と一時的な赤側の吸収が見られた。
青側の非対称性は穏やかな彩層蒸発との指摘もあるが(1)よくわかっていない。赤側の吸収もポストフレアループによるものと考えられるが、詳細を明らかにするには今後のさらなる観測が望まれる。
post-flare loop ofa previous flare

rapidly cooled
post-flare loop

absorption

absorption

new flare

A remaining post-flare loop absorb a
newly formed flare ribbon’s emission（1) e.g., Schmieder et al. 1987

In the case of flares on M-stars, the cooling timeof flare loop can be ~1-100sec for dense
evaporation flow of 1012−14 𝑐𝑚−3 (Heinzel &Shibata 2018, ApJ)

まとめ
• dMeフレア星 (EV Lac) のHα輝線の連続分光観測をMALLSを用いて行
い、フレアによると思われるHα輝線の急激な増加とゆっくりとした減少がみられた。
• この時のフレアのスペクトルでは非対称性が見られ、何らかの放出によるものなのか、吸収によるものなのか、あるいは両方か現時点でははっきりしないが、今後、より詳細な恒星フレアのモデル構築が望まれる。