スーパーフレアと可視高分散分光
野上大作（京都大学）

2013/03/12(Tue)

岡山3.8m新望遠鏡によるサイエンス・装置ワークショップ＠三鷹太陽フレア
太陽の大気（コロナ）中で起こる爆発現象
32 erg 観測史上最大級のフレアのエネルギー：1024erg
 人類史上最大の核兵器の解放エネルギー：2×10
 水爆約1億個分のエネルギーに相当
 Hα線、極端紫外線、X線などで明るく光る

http://solar-b.nao.ac.jp/Movies/

キャリントンフレア

1859年9月1日に起きた人類が初めて観測した太陽フレア


黒点の近くで明るく光る現象とし観測された

キャリントンフレア

フレアの1日後に史上最大の磁気嵐
 地磁気の変動が1600nT
 電信用の通信ケーブルに誘導電流が流れ、火災やオペレーターの感電事故が多数発生
 キューバやパナマでオーロラがみられた

Tsurutami et al. (2003)

太陽フレアの発生頻度分布

太陽フレアは大きなエネルギーを持つフレアほど発生頻
度が低い
エネルギーが10倍大きいフ
レアは頻度が1/10
 エネルギーごとの発生頻度
はベキ型分布になることが知られている-1.5 〜 -1.9
 dN/dE ∝ E
Crosby et al. 1993, Solar Physics, 143,275

太陽フレアでは1024〜1032 ergの範囲でベキ型分布
 さらに大きいエネルギーのフレアは？
スーパーフレア
フレアは太陽以外の様々な星でも起こっている 太陽で観測された最大級のフレアの10〜100万倍ものエネルギーを放出するフレアの報告例もある→このようなフレアを「スーパーフレア」と呼ぶ
 太陽とよく似た星で観測されたスーパーフレアはこれまでわずかに9例のみ（Schaefer et al. 2000)
 発生頻度やフレアを起こす星の性質との関係はこれまで分かっていなかった。
− 数が少ないこと、データの質が様々（眼視、写真、X線など）であること等による。
太陽でも超巨大フレアが起こるのか？
起こるとすればどのくらいの頻度になるか？
太陽型星のフレア


フレアが起きても星の明るさはほとんど変化しない

スーパーフレアはめったに起こらない

最大級の太陽フレアでは、太陽の明るさは1万分の1程度明るくなる
太陽フレアの1,000倍だとしても、10%しか増光しない
10倍大きいエネルギーのフレアの発生頻度は1/10

フレアは短時間の突発的な現象→ 非常に多くの星を、極めて高い精度で、連続して明るさを測定し続ける必要がある。

0.027%

Kopp et al., Solar Phys. 230, 129 (2005)

ケプラー衛星

太陽系外惑星を観測するためにNASAが開発・運用している
 2009年3月7日の打ち上げ
 口径95cmの望遠鏡で約16万個の星の明るさを精密に測定−

2009年4月から観測開始（現在も観測が継続）、ほぼ切れ間なく観測− わずか数万分の1の明るさの変化も観測できる− 惑星が星の前を通過する時に星の明るさがわずかに暗くなる現象を観測

フレアによって星がわずかに明るくなる現象をケプラー衛星によって得られたデータ(2009年4月〜
2010年8月)から探した。
→これまでに太陽型星約83,000個の観測データから270星で1,500例のフレアを発見(Maehara et al. 2012, Nature,
Shibayama et al. 2013,submitted)

明るさの変化（星の平均の明るさを1とした時の変化量）

スーパーフレアによる星の明るさの変化

KIC 9459362

時間（日）準周期的な星の明るさの変動と黒点明るさの変動 ＝ 黒点のある星が自転するために生じていると仮定
変動の周期 → 星の自転周期を反映
 変動の振幅 → 星の表面にある黒点の面積を反映

明るさの変化（星の平均の明るさを1とした時の変化量）

時間（日）

スーパーフレアの想像図

太陽フレア（実際の観測）スーパーフレアの発生頻度分布
最大級の太陽フレアの 10倍

100倍

1,000倍10,000倍全ての太陽型星
148星／３６５フレア※表面温度：5100〜6000K

800年に1回※太陽
表面温度：5780K
自転周期：25日

5,000年に1回10星／14フレア

太陽と似た性質の星
自転周期：10日以上
表面温度：5600〜6000K

発生頻度（太陽フレアとの比較）

太陽フレア

最大級の太陽フレア

10年に1回100年に1回
1000年に1回

太陽と似た性質の星ここで疑問• スーパーフレアを起こす星は本当に太陽と似た星なのか？(自転周期、化学組成、、、)• スーパーフレアを起こす星は彩層活動性が非常に高いはず？
→分光観測！

Target Stars• G-dwarf
・ 5100K < Teff < 6000K
・ log g> 4.0
・とりあえずKIC (Kepler Input Catalog)のパラメータは仮定。
• 10 < I mag < 14
・出来るだけ明るい物から24天体• 変光周期の短い星から長い星まで・0.7< P ≲20 (d)・短周期の星多い(P≲5dが18天体)

3日間の連続した観測日で、自転や連星によるラインの変動は受かるか？

• (黒点による)振幅の大きな星
low inclination angle でない?星15

Subaru/HDS observations of Solar-Type Superflare stars• S12B-111B (P.I.: Y. Notsu)
・ 観測日: 2012 8月. 6-8 (前半夜)
9月. 22-25(前半夜 サービス観測)
Seeing悪い(~1”.9)日もあったが、total3日分の観測時間

・波長分解能R(=λ/Δλ)~55,000
λ: 6100~8820Å (Ca II IRT , Hα, Li など)
・S/N比 ~ 100 @ 8500Å
・露出時間: 1-2h x (2~3)
・24 superflare stars

22 G-dwarf (5100K<Teff<6000K, log g> 4.0 ) + 2 K-dwarf
10 ≦I mag ≦ 14 0.7 < P ≲ 20 (day)16

Double star (KIC4138557)
すばるHDSのSlit Viewer画像
DSSの画像

2天体はスペクトルを撮らなかった。
どちらの星がフレアを起こしているのか判定できない。
17

分光連星 (Spectroscopic binary)・Double line Profile例
非対称な line profile18分光連星 (Spectroscopic binary)• 視線速度(RV)変化(例) KIC7902097

Radial Velocity change ≈76.7 km/s19

単独星と連星の比率は半分程度?
以下、本発表では単独星に 着目
括弧内の数字はP>10dayの星

P>10day, 5600～6000Kである(太陽に似ている)星も！！
(KIC11390058)

Teff
5600～
6000K
5100～
5600K
<5100K
Total

Number of Stars
TotalSingle
SpectroscopicBinary
117(1)
2VisualBinary2(No spectroscopy)

1146(2)1224112190320

彩層活動性(Ca II 8498/8542)• 活動性が高くなると, 彩層からのemissionが強くなるため、Ca II のlineのコア部分が浅くなる。
• 彩層活動性⇒ 大黒点の存在 !?
Emission!?
(high activity)

標準星

コアの部分が浅くなる21

彩層活動性 (Hα)
Hαのcore fluxも同様に彩層活動性を反映(太陽でも良く用いられる)
Ca II triplet の結果と同様

Hα 6563標準星

コアの部分が浅くなる
22

Slowly rotating stars
太陽のように自転速度の遅い星は細いline profile

23

Measuring vsin i
現時点はKICのパラメータ(温度、表面重力、金属量)を仮定して評価⇒スペクトルから大気パラメータを決めていく方法(解析中)については今回は略。

• Takeda et al. (2008他) に従った方法(sptool)・Kurucz ATLAS/WIDTH9 (Kurucz 1993) を用いて各星のモデル大気を得る
・Feのラインに対して合成スペクトルをGausiian fitting

2・波長分解能(instrumental profile)、 及びマクロ乱流の影響(温度等に依存)を考慮した上でvsin(i)が得られる。

1・ある程度のerrorはありそう

24

Vsin i error≳10%??

KIC

8429280
11764567
4831454
12266582
9583493965268047424366503434
11390058
11610797
94125143626094

Single stars

Teff[K] log g P[day] v sin i [km/s]

4616
5238
5298
5434
5445
5618
5628
5714
5785
5865
5958
5835
Comparison --18Sco5791
61Vir
5571
59Vir
6234

4.39
4.38
4.59
4.35
4.50
4.80
4.15
4.29
4.30
4.50
4.22
4.26
--4.404.67
4.25

r0 (8542)

Ca II 8542

r (8542) = F/F08542
cont
1.17
20
0.67
20
15.18
0.49
5.19
~0
0.5
7.14
4.27
0.52
5.3
5.73
0.51
1.41
38.81
0.68
r0(8542)
2.34
2.71
0.3
3.89
5.27
0.27
r0: core depth
11.86
2.59
0.32
1.69
25.08
0.63
High activity !?
1.85
7.69
0.22
0.72
2.37
0.24
--------2.1
0.2←Solar analog--0.460.19← Non-active--6.68
0.4← Active25
r0 error : mainly depend on determination of continuum (<0.1)

確かにスーパーフレア星は彩層活動度が高いようだ。
また、自転周期が１０日以上と、自転が遅い星もある。
金属量も太陽とほとんど変わらない星が多い(Liは多い傾向)。

そして次は、• まだサンプルとして十分ではない。(数；自転によると思われる変動は見られるがスーパーフレアが観測されていない星は？、、、)• 活動度は変化するのかしないのか。
• 黒点のイメージング→3.8m望遠鏡で時間をかけてサンプルを増やし、継続的な観測を行おう！

黒点のDoppler imaging

Doppler imaging による温度マップ• Korhonen et al. 2009
• FK Com• R=55,000

28

Hot Jupiterとスーパーフレア
太陽では過去2000年にスーパーフレアが起きた記録がない（Schaefer et al. 2000)
 スーパーフレアの発生にはhot Jupiter が不可欠？
（Rubenstein & Schaefer 2000)
 Hot Jupiterがあると主星の磁場活動が活発化？ （Cuntz etal. 2000)− 惑星の磁気圏と星の相互作用− 惑星からの潮汐力− 主星の近く(<0.1AU)を大きな惑星が公転している場合は有効に働くかもしれない
・しかし、hot Jupiterがなくとも、すーパーフレアを起こすのに必要な磁気エネルギーをダイナモで作り出し蓄えることはできるようだ(Shibata et al.
2013, in press)。→我々の太陽• Kepler衛星のデータに基づいて系外惑星を持つとされている星は、我々のG型スーパーフレア星リストには存在しなかった。
• 検証のため、3.8m望遠鏡での観測では、hotJupiterを検出できるくらいの視線速度測定の精度があると嬉しい。
• I2セルを用いるより、HARPSのような、観測波長域を広げて吸収線の本数を増やす＋装置の安定性を増す方向が望ましい。まとめ• 分光学的にも太陽とよく似た性質の星で、スーパーフレアを起こす星が見つかった。
• 3.8m望遠鏡／高分散分光装置では、サンプル数を増やし、活動度の変化を調べたい。
• Hot Jupiterを持つかどうかの調査は重要。
• 波長分解能は5～6万でも十分だが、長期間安定し、幅広い波長をカバーできる装置が望ましい。
• 小望遠鏡でのサーベイで明るいスーパーフレア星／スーパーフレアの探査も並行して行う。
• 他の高分散分光での長期変化モニタ: 系外惑星
探査, Be 星, Be/X-ray binary, R CrB, …