2017/03/29

太陽フレアにおける粒子加速名古屋大宇宙地球環境研究所総合解析研究部
名古屋大学大学院理学研究科素粒子宇宙物理学専攻SSt研
准教授

増田 智

1. 硬X線放射と観測装置
2. 太陽フレアの硬X線観測
3. 太陽フレアにおける粒子加速問題

粒子加速は、宇宙のいたるところで見られる現象
超新星残骸、パルサー、地球放射線帯、惑星間空間、木星磁気圏、、、
太陽フレアにおける粒子加速に関する研究テーマ
・多量の電子は、どのように加速されているのか？
・電子を高いエネルギー(>MeV)に加速する機構は？
・電子とイオンで加速場所や加速機構は違うのか？
・磁気リコネクションと粒子加速の関係は？
・小さなフレアでも粒子加速が起きている？

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1. 硬X線放射と観測装置

太陽からの電磁波放射

ergs/s/cm2/str

105
10-10
1
10-15
10-5
γ線

X線 UV 赤外線可視光

電波
電波

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フレアの性質電波• さまざまな波長の電磁波で増光• 継続時間

水素輝線
紫外線

数分から数時間• 温度
1千万度以上• エネルギー
1027-1033 ergs

X線
電子

←

30分間

→HinodeによるフレアのX線観測
フレアの急激な増光に伴い、観測の露出時間が短くなり、フレア以前に見えていた明るいコロナが見えなくなる。

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Composite Solar Flare Spectrum
熱的制動放射T = 2 x 107 K
T = 4 x 107 K

非熱的制動放射π0 Decay
Positron and Nuclear
Gamma-Ray lines

軟X線

硬X線

ガンマ線

制動放射 Bremsstrahlung emission
フレアで加速された電子は周囲のプラズマ(イオン)と衝突

with energies
above ~10 keV

加速電子と周囲のイオン・陽子の衝突 → 硬X線放射
加速電子と周囲の電子の衝突 → エネルギーロス、熱化

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太陽フレアで粒子加速現象を観測するには、硬X線(エネルギーの高いX線)、ガンマ線を用いる。
どのようにして観測するか？
硬X線は、鏡を使って集光することはできない
透過性が高いため直進性が高い→ すだれコリメータ型望遠鏡

すだれコリメータ型望遠鏡
入射X線

すだれ
(重金属)

すだれ
(重金属)

検出器
検出率(透過率)
角度依存性がある。

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Reuven Ramaty
1937 – 2001

2.太陽フレアの硬X線観測62017/03/29

太陽フレアモデル1) 磁気再結合によるエネル
ギー解放2) 粒子加速 (機構は不明)
3) 加速された粒子がループ足元に降り込み、硬X線を放射。ループ上空の硬X線源の生成機構は不明
4) ループ足元での彩層加熱。
彩層蒸発により、高温高密度のフレアループの形成

emagneticreconnectione-?
evaporation

HXR footpoints

From Shibata + Krucker

太陽フレアスペクトル

高温ループ

熱的制動放射T~10-40 MK
足元の硬X線源
光球

非熱的制動放射スペクトル観測:• 非熱的放射 > 10 keV• 熱的放射 < 10keV
π0 Decay
定量的解析が可能

軟X線

硬X線

ガンマ線 

光子のエネルギー

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X線撮像観測例:
リム近くで起きたひじょうに大きなフレア (side view)Two-ribbon flare
足元の硬X線源 (青)超高温ループ 30-40 MK (赤)例: 太陽中心付近で起きたひじょうに大きなフレア (top view)
カラー画像:TRACE 紫外線
温度 ~1.5MK
青等高線:
ループ足元の硬X
線源(非熱的な放射)
赤等高線:
熱的な放射
温度 ~30-40 MK

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X線撮像観測例: ひじょうにコンパクトなフレア

7000 km

10秒角 ～ 7千 km

3. 太陽フレアにおける粒子加速問題

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粒子加速は、宇宙のいたるところで見られる現象
超新星残骸、パルサー、地球放射線帯、惑星間空間、木星磁気圏、、、太陽フレアにおける粒子加速に関する研究テーマ
・多量の電子は、どのように加速されているのか？
・電子を高いエネルギー(>MeV)に加速する機構は？
・電子とイオンで加速場所や加速機構は違うのか？
・磁気リコネクションと粒子加速の関係は？
・小さなフレアでも粒子加速が起きている？

太陽における粒子加速研究の難しさ
加速粒子そのものの観測データが無い。
→ すべての情報はリモートセンシングで得ることになる。
電磁波観測から粒子の情報に戻す際にモデルが必要。
→ モデルの精度の問題→ 「放射無し ＝ 粒子無し」 ではない
→ 磁力線に対する運動方向の情報を得ることは困難
粒子の運動する場の情報も直接観測無し。
→ コロナ磁場は光球面磁場から推測→ プラズマ密度・温度の導出も仮定が必要

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太陽フレアにおける粒子加速研究の有利な点現象の起きているシステムの全体像を把握できる→ 空間スケールやトポロジー→ 時間変動と空間変動を同時に観測可能→ エネルギー収支の考察が可能(熱／加速粒子／運動エネルギー)
ただし、全体像を把握するには、さまざまな波長での観測が必要。
→ 多波長観測 (電波、可視光、紫外線、軟X線、硬X線、γ線)
逆に、太陽フレアのモデルには、すべての波長での観測結果を同時に説明可能であることが要求される。

リコネクション電場と電子加速の相関

Erec=-v×B を観測から推測する。
Asai et al.
(2004)

v: リボン構造(彩層)の広がる速度
B: 光球面磁場v

フレアリボン (硬X線源)= コロナでの連続した磁気リコネクションの最前線

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リコネクション電場と電子加速の相関
電場vs 硬X線強度
電場vs 硬X線スペクトルのべき指E(Asai et al. 2004)
HXR/microwave peak

(Liu et al. 2008)

プラズマ放出現象と粒子加速(硬X線)

Ohyama and Shibata (122017/03/29

高温プラズマの放出速度は、硬X線強度の強い時間帯 =粒子加速が激しく起きている時間帯 = エネルギー解放(磁気リコネクション)率が大きい時間帯に加速されている。

硬X線強度変化が示す粒子加速は、プラズモイド放出が加速されている時間帯 = エネルギー解放(磁気リコネクション)率が大きい時間帯に効率よく起きている。

太陽フレアにおいて、粒子加速と磁気リコネクションは深くカップルしている。

磁気リコネクションシナリオにおける粒子加速(IV) 硬X線、電波観測(I) リコネクション領域近傍で(II) 輸送時における加速・(III) トラップ後の加速・加熱
加熱(Minoshima 2007)13

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太陽フレアの粒子加速問題の鍵を握る
フレアループ上空の硬X線源
ようこう衛星の硬X線望遠鏡)による観測観測が困難： 10年間の観測で10個程度

limb

高温ループ
(Masuda et al. 1994)

足元の硬X線源

ループ上空の硬X線源

フレアループ上空の硬X線源

limb

ループ上空の硬X線源

・すべてのフレアがこの硬X線源を持っているのか。
（数が少ないのは、観測装置の問題？）
・放射機構は何？
熱的制動放射？
非熱的制動放射？

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Time of Flight (TOF) analysis(Aschwanden et al. 1996)

粒子加速場所Electron Time of Flight (CGRO/BATSE) Aschwanden et al. 1996

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Above the soft X-ray loop
Relation between loop-length and TOF distance(Aschwanden et al. 1996)= 2 ×looptop height

TOF distanceBest fit =1.43 × looptop height= looptop height

Loop radius

Krucker氏作成
太陽フレアの多波長観測の例(紫外線＋硬X線＋電波2波長)

紫外線:
1-2MK程度の熱的なプラズマの分布
電波:
MeV電子(＋磁場強度など)

硬X線35-50keV
電波17GHz
電波34GHz

硬X線:
50-100keV程度の加速電子(＋まわりのプラズマ密度)16

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ループトップ電波源は、ループトップ硬X線源より下方にある
硬X線 ＝ 制動放射~ 50 keV の硬X線 ← ~ 100 keV 電子
電波 – ジャイロシンクロトロン放射
17GHz の電波 ← ~ 1 MeV 電子~ 1 MeV 電子は ~ 100 keV 電子より下方に存在している

これは、どのフレアでも成り立つか？
→ バイアスのかかっていないサンプルで統計解析

硬X線源(33-53keV)と電波源 (17GHz)の高さの比較

硬X線源のほうが高い
error-bar

電波源のほうが高い
部分的に太陽の縁に隠されている?

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太陽フレアの粒子加速問題の鍵を握る
フレアループ上空の硬X線源
ようこう衛星の硬X線望遠鏡)による観測観測が困難： 10年間の観測で10個程度

limb

高温ループ

足元の硬X線源(Masuda et al. 1994)

ループ上空の硬X線源

観測結果のまとめ
放射

元の電子

高さ

低エネルギー硬X線~ 50 keV

低高度

高エネルギー硬X線~100keV

高高度電波(17GHz)~1 MeV

低高度どのような機構がこのような結果を生み出すのか？
→ モデリング / シミュレーション

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GEMSIS‐Sun
太陽フレア粒子加速数値計算

I.

開いた磁力線におけるフェルミ加速
II. 閉じた磁力線におけるドリフト加速•左図：20 keV 電子数分布•▲：電場ドリフト軌道•右上図：▲の速度空間分布•右下図：▲のエネルギー分布

Modeling of particle acceleration based on drift-kinetic
theory with collisional process(Minoshima, Masuda, Miyoshi, and Kusano, ApJ, 2011)
異なるエネルギーの電子の高さ分布
電子のエネルギー低い

高い低い

高度高い

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衝突のタイムスケールvs バウンスのタイムスケール+ 輸送のタイムスケール
2.5s

5s

10s

粒子の輸送バウンス

衝突

解釈

高エネルギー硬X線

低エネルギー硬X線
電波(17GHz)20

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Microwave images of 27-July-2005 flare

Color: 17GHz
Conours: 34 GHz

電波強度時間変化 17, 34 GHz

観測結果―17GHzSFU―35GHzarcsec

電波源の高度の時間変化
20km/s◇17GHz△34GHz高度の差(34GHz – 17GHz)
arcsec• フレアの全期間中、34GHz電波源のほうが、17GHz電波源より高高度に位置している。
• その差は、電波強度のピーク時刻付
近でもっとも大きくなる。

１SFU = 104 Jy 、1Jy=10‐26W/m2/Hz

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原因に関する議論• 34GHz電波源のほうが17GHz電波源より高い高度にある。
– 高さによる磁場強度の違い？
高高度のほうが一般的に磁場が弱い→ 観測とは逆– 34GHz電波を放射する高エネルギー電子に衝突以外のロス機構が働いている？
– 34GHz電波が放射されているを高度で別の加速機構が存在する？

解析結果• e-folding timeの比の値が1.68よりも小さい。
• 低高度から高高度に向かって電波強度のe-folding timeの比が小さくなる。
• 高高度でe-folding timeの比が1より小さくなる領域がある。

A
B
C― 17GHz― 34 GHzA
τ34/τ17=0.81

τ17=656 [s]τ34 =532 [s]τ34/τ17=0.92

τ17=480 [s]τ34 =446 [s]BC
τ17=319 [s]τ34 =361 [s]τ34/τ17=1.13

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太陽フレアにおける粒子加速に関する研究テーマ
・多量の電子は、どのように加速されているのか？
・電子を高いエネルギー(>MeV)に加速する機構は？
・電子とイオンで加速場所や加速機構は違うのか？
・磁気リコネクションと粒子加速の関係は？
・小さなフレアでも粒子加速が起きている？

まだまだ解くべき問題は多い。
若い人たちに期待しています。
太陽フレア研究は楽しいですよ。

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