第11回高宇連研究会「多波長で探る高エネルギー現象」
2011.8.9. 早稲田大	

多波長で探る恒星の高エネルギー現象
太陽フレアの話題を中心に

横山 央明	
東京大学地球惑星	

1

目次	
太陽フレアの多波長観測
恒星・原始星フレア・太陽フレア
フレア物理に残された課題

2

NASASDO
AIA	
3

太陽コロナ	
温度 2MK

プラズマβ（ガス圧/磁気圧） 0.01-0.1

密度 109cm-3

Alfven時間 1-100 sec

磁場 数-100G

拡散時間

ループ長 104‐105 km

磁気Reynolds数 1013

1 Myr

画像
JAXA,NAOJ	

太陽プラズマ	

加藤（1989）改変	太陽フレア	Tflare=10 - 100 MK(1 - 10) x 1010 cm-3

電波	

時間スケール 60-105 sec
エネルギー 1029 - 1032 erg

紫外線	

Hα	

軟X線	
硬X線	
γ線	

Kane (1974)

フレアのリコネクションモデル
「標準」モデル、“CSHKP”モデル

7

フレアの多波長観測：2006-12-13フレアを例にして可視光コロナグラフ	 EUV分光	
SXR	

可視光偏光	

可視光撮像	
HXR・µ波	(Thin-Be Filter)
ひのでXRT JAXA・NAOJ （坂尾さん提供）

12:00

06:00

Dec. 13 00:00

フレアのループ構造	太陽大気表面（低層大気）でのフレアの様相	

Kubo, TY, et al. (2007)
Isobe et al. (2007)
G-band + CaII H + FeI 6302 magnetogram （JAXA/宇宙研）	

フレア時のプラズマ運動	
Asai et al. (2008)
ひのでEIS
強い青色偏移（100km/s）が、軟X線の伝播構造に伴って見られた
詳細な解析から、MH
Dファストモード衝撃波と同定（フレア時の衝撃波のスペクトル観測としては世界初）

11フレア前の足元磁場変動	

Kubo, TY et al. (2007)
ひので SOT 偏光分光計によるStokes4成分（強度・直線偏光・円偏光）の分光観測
正負黒点の境界付近に複雑な磁場構造（電流構造）が成長、その付近での不安定がフレアのきっかけと考えられる。	

12

惑星間空間への影響	
Liu et al. (2008)
コロナ質量放出現象 ~500km/s (SOHO衛星LASCO)	

Type II電波バースト（WIND衛星WAVE）
惑星間衝撃波で加速された電子からのプラズマ放射と考えられている	

13

高エネルギー粒子加速	
Minoshima .. TY, (2009)>30keV - MeV
RHESSI
野辺山NoRH
ひのでSOT磁場観測との組み合わせから、水平磁場のシアが強い個所にHXR源が集中。磁束分離層（separatrix）での加速を示唆。	

14

恒星・原始星フレア・太陽フレア

15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	リコネクションモデルによるフレア温度スケール則	
フレア温度vs磁場・ループ長則（TY & Shibata 1998,2001)

フレアEM vs 温度則（Shibata & TY 1999,2002)

18

フレアの統一的描像	

柴田1999	

Algol flare@8GHz
Peterson et al. 2010	

原始星フレアの2次元シミュレーション	
Hayashi et al. 1996	

21

フレア物理に残された課題	
フレアトリガ粒子加速
リコネクション物理
リコネクションの直接証拠観測	22

フレアのトリガ	Kusano et al. (2011 in prep)	
23

24

太陽フレアの粒子
加速理論モデル	

Cargill(2001)

Three types of Hard X-ray Sources(3) Looptop
Gradual Source（増田 2004）	

(1) Double Footpoint Sources(2) Looptop
ImpulsiveSource太陽フレア粒子輸送のFokker-Planckモデリング	
空間1次元、Fokker-Planck方程式– ミラー反射・Coulomb散乱・足元落下を考慮

電子位相空間密度（ループ断面・ジャイロ位相角積分）µ: 電子ピッチ角正弦
s: ループに沿った空間座標
E: 電子運動エネルギー、後処理– ジャイロシンクロトロン電波放射 Petrosian (1981)– 厚い標的硬X線放射 Brown (1971)ループ半長 30Mm
磁場強度比 Bf1:Bt:Bf2=320G:200G:320G
磁束 6e21 Mx、断面半径10Mm
注入電子	距離	結果	

硬X線光子べき 50keV強度、電波放射べき、電波強度、

距離、––––––

17GHz	
34GHz	

δ=4 （Dulk式だとα=-2.4が期待）
10^33個 、~10^27erg(>50keV)
ループ頂上
初期注入空間幅 Δs_inj=7Mm
ピッチ角分布 等方	
初期に全注入

観測者は、真上方向に電波では、––––

周期的ふるまい（ミラー反射の効果）
角積分放射のべきはDulk式より硬い
ループ足元より頂上が明るい（次のスライド）
放射域両端のべきが軟らかい（次のスライド）

硬X線では、––最初の一撃のみ（初期にロスコーン内の電子が直接落下）
べきは、硬→軟（高エネルギーが先に落下）リコネクション物理の課題：空間スケールのギャップ問題	
プラズマミクロ過程による抵抗が	効く空間スケール	δ = ρi ∼ 1 m
δ; 電流シートの厚み	
ρi ; イオンLarmor半径	
フレアの空間スケール	‒

104 –105 km

107から108 ものギャップ！	
– 安定に（層流で）つながっているとは考えがたい	– MHD乱流が重要？	

フラクタル電流シート	
Tajima & Shibata (1997)「大域的電流シート」	
>1 km~104 km
~1-10 m

磁気島の相互作用によるリコネクション率の増幅	

複数の共鳴面上で、磁気島が形成される。磁気島が隣りあう磁気X点を横から押すことでリコネクションを増幅する。

フレアのリコネクションモデルの観測的証拠“CSHKP”モデル
Shibata et al. (1995)

Tsuneta et al. (1992)

Yokoyama et al. (2000)

Masuda et al. (1994)

Sui & Holman (2003)	
Lin, J. et al. (2005)

32

フレアループ頂上でのライン幅（Doppler幅）の増大	
Hara et al. (2008, PASJ) 太陽縁でのフレアのHinode/EIS観測	 CaXVII輝線(logTe=6.7)で、ループ頂上での非温度由来.のライン幅増を観測	

ひので	

33

まとめ	
太陽フレアは、多波長観測が基本となっている
SXR：熱プラズマの全体像
EUV分光：プラズマダイナミクス
可視光偏光： 磁場変動
電波・µ波：粒子加速
恒星フレア
統一モデルの精密化が課題
残された謎
トリガ：磁場の精密観測とその3次元構造の把握が課題
粒子加速： 加速スケールが微小なため、理論との連携が必要
リコネクション物理：決定的現場の観測が必要。あと大規
模シミュレーション
34