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プリフレア現象3 X線・電波・紫外線 浅井 歩 京大花山天文台 第4回太陽圏シンポジウム 2003年3月3日＠名大 プリフレア現象って? Simnett (1999) に基づく分類 §Direct •Filament motion, CME onset, Line broadening, ... •Soft X-ray emission ¤ Precursor event (CME onset?) ¤ Gradual X-ray enhancement §Indirect •Emerging flux, Development of satellite sunspot, velocity patterns or strong sheared magnetic field §Statistical UV、SXR、radioでは”direct”に •High magnetic分類される現象に関係 field gradient, Turbulence in filament, Surges, Active region brightness, ... プリフレア相 プリフレア相 硬X線の増光以前の時間帯 硬X線でのプリフレア現象…× 多くのフレアで、X線、紫外線、電波 において、フレアの直前で増光が起 こる mainのフレアの5-60分前に注目! プリフレア現象研究 プリフレア現象を研究すること 太陽フレアがどのようにトリガーされるのか、蓄えられ た莫大なエネルギーがどのように散逸するのか を知りたい! 磁気リコネクションはexplosionの トリガーや成長に必要なのか? 磁気リコネクションはどこでどのよ うに最初に発生するのか？ 各波長の特徴 X線 高温(数100万度K)プラズマ(制動放射) コロナ構造 紫外線 やや高温(1-200万度K)プラズマ 遷移層(コロナと彩層の中間の層)構造 lineでの観測温度、速度構造 電波 密度sensitive、温度にun-sensitive filament コロナ構造 お話の中身 プリフレア現象って? X線と紫外線でのプリフレア現象 SMM時代の観測結果 ようこうでの観測・研究 CMEとプリフレア現象 電波でのプリフレア現象 まとめ X線と紫外線での プリフレア研究 Yohkoh/SXTで 観測されたシグモイド構造 (1)SMM時代の プリフレア現象研究 SMM contents: SMMでのプリフレア研究の結果 硬X線、軟X線、紫外線での観測 X線のプリフレア Tappin (1991) A&A precursor ほとんど全て(80/86 : ~93%)のX線フレアで (10-60分前に)プリフレア 現象が見られた precursor preflare 典型的な特徴はなし メインのフレアとの相関 は不明 SMM/HXIS precursor time X-ray Int. ¤ Precursor • 小さいＸ線の増加、フレア前にＸ 線量は減少する。 ¤ Gradual Increase • Impulsive phase 十数分前からＸ 線量が緩やかに増加する。 ただし 単調増加で、フレア前に減少傾向 が見られない。 X-ray Int. X線のプリフレア time 軟X線 X線のプリフレア (Doyle et al. 1985, Solphys.) 硬X線 プリフレアでの放射源とメイン フレアでの放射源の位置の 違い(~8arcsec) プリフレア現象なのか?異な る2つのフレアなのか? 両放射源をつなぐ(?)構造 16arcsec 紫外線での増光 (Kane & Donnelly 1971, ApJ; Cheng et al. 1981, ApJ) 紫外線カーネルは硬X線源と同じ場所に現れる 主にフレアカーネル付近で増光する 高密(~5×1012cm-3)な領域からの放射 高エネルギー粒子の太陽大気突入により発生 硬X線 制動放射 非熱的粒子の突入 紫外線 急激な熱化 紫外線での増光 Porter et al.(1984) ApJ 活動領域での短時間増光(transient brightening) フレアとの関係は? intensity velocity (Cheng and Tandberg-Hanssen 1986, ApJ) 分光による研究 … カーネルの速度構造 : 下降流(~4km/s) 粒子突入による density SMM/UVSP 紫外線のプリフレア Cheng et al.(1985) ApJ HXRに先んずる増光(OV、FeXXI) HXRを伴わない増光 フレアカーネル以外でも特に早 い段階で増光が見られる エネルギー解放の場所は上空? 空間分解能はまだ不十分(>4”) SMM/HXIS, UVSP CMEとプリフレア CME ~500km/s (Harrison et al. 1985, Solphys) CMEの(予想される)開 始時刻にあわせて軟X 線で増光(precursor) メインフレアの約20分前 に相当 transientな軟X線増光 が見られる preflare main flare CMEとプリフレア (Simnett and Harrison 1985,Solphys.) しかも、、、 precursorでの軟X線源はメインフ レアの位置から離れている (~105km) メインのフレアとは異なるエネル ギー解放メカニズムが働いてい る? CMEの開始が領域を不安定化 させた? main flare site:A preflare site:B 疑問?? 本当にプリフレア現象なのか?異なる2つ のイベントなのか? フレア領域を不安定にした原因は何? CMEと軟X線放射源の関係は? 位置は? 時刻は? エネルギー解放の場所はどこ? より高い空間分解能の観測が必要 (2)最近のX線 プリフレア研究 contents: YohkohでのX線プリフレア研究 Yohkoh ようこうで探るプリフレア現象 Farnik (1996) Solphys. リム付近で発生したフレアの統計解析 41/131(~31%)イベントでプリフレア エネルギー解放の場所は上空か? gray scale: preflare 優位な差は 見られず ようこうで探るプリフレア現象 Farnik and Savy (1998) Solphys. プリフレア相増光の領域の一部は、フレアループと 重なっている事が多い。 しかし、２つの領域が完 全に一致する物は少ない。 gray scale: preflare contour: flare GOESでフレアと認 識されなくてもプリフ レア現象が起きてい る場合あり! プリフレア相での温度変化 Shimojo (1999) in private communication • Date:20-Sep-1997 09:30UT • GOES C?-class Flare • Yohkoh/SXT-PFI in Jet Hunting Campaign High Time Resolution Temperature Map 9:00 9:31 9:35 t プリフレア相での温度変化 Blue con. : 4MK Green con. : 5MK Red con. : 6MK SXT Image 09:09:09UT Temp. Map 09:20:37UT 09:27:01UT 09:30:31UT 09:32:35UT プリフレア相での温度変化 約15分前: 非常に弱いX線強度の増加。 canceling regionの上空の温 度上昇に対応? 約10分前: 緩やかな X線強度の増加。flare loopになる領域と、canceling regionをまたぐloopに対応。領 域の温度は約6MK。 Current Sheetを形成する磁 場の一部が磁気リコネクション を起こし、Pre-flare Phase で 見る事ができるループを形成 プリフレア相での加熱 Ohyama and Shibata (1997) PASJ プラズモイドの位置 温度: ~10MK プラズモイドの噴出に伴 い、フレアの直前に加熱 現象が見られた 軟X線強度 温度map プラズモイドの噴出 EM map 圧力map (3)最近のCMEと プリフレアの研究 SOHO/LASCOで撮影されたCME contents: CMEとX線、紫外線プリフレア現象の関係 CMEとプリフレア現象 どのようにしてCMEが発生? どのようにしてフレアがトリガー? 2つの理論モデル Tether-cutting Breakout 2つの理論が示唆する放射源の位置は? Sigmoid構造 Tether-Cuttingモデル Moore et al. (2001) ApJ 強くシアした磁力線 足元付近で磁気リコネ クションすることにより、 磁力線の支え(tether) を切る(cutting) 不安定になり、上部 (filament)が上昇、 CMEに Breakoutモデル Antiochos (1999) ApJ 多重極磁場領域で起こる bipoleなフレアループ構造 では磁場構造をopenにし てCMEを外に出すことが できない フレア上部での磁気リコネ クション 遠くに離れた位置での 放射源 Tether-Cutting Moore et al. (2001) ApJ 磁気中性線に沿って増光 が見られる Tether-Cutting Sterling et al. (2001) ApJ EITではシグモイド構造見 えず 極紫外線でも磁気中性線 に沿って増光が見られる シグモイド構造との関係 シグモイド Ｘ線で見ることが出来る、 Ｓ字状または逆Ｓ字（ ） の構造 1998年6月8日のSigmoid (SXT画像：NOAA ９０３２） Canfield (1999) GRL CMEとの相関が良い シグモイド領域では…83％ non-シグモイド領域では …50％ がeruptionを生じた 100万度程度に感度があ る極紫外線では、はっき りは見えない。 シグモイドは、比較的高温 (200万度以上)の構造 シグモイド Sakurai et al., (1992), PASJ １９９２年２月６月 Ｍ４.４ （ピーク時刻１０：２８ＵＴ） フレア発生９時間前 フレア発生から６時間後 ポテンシャル磁場 ねじれたコロナ構造がフレア後、ポテンシャルに近 い構造へ変化 ⇒フレアによる磁気エネルギーの解放 浮上磁場とシグモイド •ヘリカルな磁場が光球面下から浮かんできたら？ ⇒数値計算による研究が盛ん Matsumoto, et al., 1998 Amari, et al., 2000 光球、 コロナ 対流層 Magara and Longcope, 2001 ねじれた磁束管 Breakout Sterling and Moore (2001) ApJ メインフレアの前に紫 外線で増光が見られた メインフレアの場所と離 れた場所で増光 Breakout プリフレア段階でリコネクション (極)紫外線プリフレア増光現象 Aulanier et al. (2000) ApJ 1600Å像でプリフレア 増光 (core region) ● ● ● ● Warren & Warshall (2001), ApJ 紫外線カーネルの light curve プリフレアとフレアカー ネルは異なる 実線:紫外線、点線:硬X線 (極)紫外線プリフレア増光現象 Kurokawa (2003); Saito (2003) 1600Åでのプリフレア増光 フレア領域(磁気中性線の 近傍)で現れる 低温プラズマ領域、下層 太陽大気での磁気リコネ クションか? まだ残っている問題点 / 課題 コロナ磁場構造と増光の位置の関係を知る必要 あり Tether-cutting Breakout? (極)紫外線では高空間分解能でカーネルの位置 を追える 下層太陽大気(低温プラズマ領域)での磁気リコ ネクションがフレア領域を不安定化した? 電波での プリフレア現象 野辺山電波へリオグラフ 電波プリフレア現象 light curveでの統計的な結果 Kai et al. (1983) PASJ 17GHz @Nobeyama 25/97(~26%)でprecursor Averyaniknina et al. (1990) 612、755MHz 84/155(~54%)でprecursor (大きなフレアに限れば80%) 電波プリフレア現象 Simnett and Benz (1986) Solphys. SMM/HXRBSとZurich radio telescopeで同時観測 された電波バーストの統計研究 15%は電波プリフレア現象なし(radio quiet) さらにこのうち42%はg線が放射されている 放射する場所が異なるため? プリフレア電波源 Schmahl et al. (1982) Solphys. VLAとSMMの協同観測 (空間分解能が悪いが)放 射源は一致していないよう だ 電波源のbrightness temp. ~2-3MK 軟X線源 電波源 電波プリフレア現象 Kundu et al. (1985) ApJ VLAでの観測。Ha線、紫外線との同時観測 フレアの1時間前にHaフィラメントactivation フィラメントは最後はerupted Haフィラメント内に compactな電波源 Ha blue 電波プリフレア現象 Kundu et al. (1985) ApJ 30分前に紫外線カーネル で下降流 エネルギー解放は上空で フレア直前で偏光EFR による? 電波観測で探るCME Hori and Culhane (2002) A&A １７GHz @Nobeyama 電波でもprominence eruption Yohkoh/SXT 電波でもシグモイド 野辺山電波へリオグラフで観測 電波プリフレア現象のまとめ X線、紫外線と同じくプリフレアで増光が見られる 分解能が悪く、放射源の細かい位置決定は困難 電波放射はプラズマの温度変化に影響を受け にくいので、そのactivationやeruptionを追いや すい まとめ プリフレア現象からフレアトリガーのメカニズムに 迫りたい どこでいつ光るのか?が重要、フレアとの因果律 高空間分解能・高時間分解能の観測が必要 磁場構造(コロナ磁場)を知ることが必要… シグモイド構造・フィラメントの活動化 CME発生予想、宇宙天気研究に使える References Amari, et al., 2000, ApJ, 529, L49 Antiochos, S.K., et al., 1999, ApJ, 510, 485 Aulanier, G., et al., 2000, ApJ, 540, 1126 Averyanikhina, Y.A., et al., 1990, Astron.Nachr., 311, vol.6, 367 Canfield 1999, GRL Cheng, C.-C., et al., 1981, ApJ, 248, L39 Cheng, C.-C., et al., 1985, ApJ, 298, 887 Cheng, C.-C. & Tandberg-Hanssen, E., 1986, ApJ, 309, 421 Doyle, J.G., et al. 1985, Sol.Phys., 98, 141 Farnik, F., Hudson, H., & Watanabe, T., 1996, Sol.Phys., 165, 169 Farnik, F. & Savy, S.K., 1998, Sol.Phys., 183, 339 Harrison, R.A., et al., 1985, Sol.Phys., 97, 387 Hori, K. & Culhane, J.L., 2002, A&A, 382, 666 Kai, K., Nakajima, H., and Kosugi, T., 1983, PASJ, 35, 285 Kane, S.R. & Donnelly, R.F., 1971, ApJ, 164, 151 Kundu, M.R., et al., 1985, ApJ Suppl., 57, 621 Kurokawa, H., 2002, in private communication Kurokawa, H., References Magara, T., and Longcope, 2001, ApJ, 559, L55 Matsumoto et al., 1996 Moore, R.L., et al., 2001, ApJ, 552, 833 Ohyama, M., and Shibata, K., 1997, PASJ, 49, 249 Porter, J.G., Toomre, J., and Gebbie, K.B., 1984, ApJ, 283, 879 Saito, S., 2003, in private communication Sakurai, T., et al., 1992, PASJ, 44, L123 Schmahl, E.J., et al., 1982, Sol.Phys., 80, 233 Shimojo, M., 1999, in private communication Simnett, G.M., and Harrison, R.A., 1985, Sol.Phys., 99, 291 Simnett, G.M. & Benz, A.O., 1986, A&A, 165, 227 Simnett, G.M., 1999, in A Summary of the Results from NASA’s Solar Maximum Mission, P.201 Sterling, A.C., et al., 2001, ApJ, 532, 628 Sterling, A.C. & Moore, R.L., 2001, ApJ, 560, 1045 Tappin, S.J., 1991, A&A Suppl., 87, 277 Warren, H.P., in Proc. of Yohkoh 10th Meeting, P.239 Warren, H.P., and Warshall, A.D., 2001, ApJ, 560, L87