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太陽・恒星フレアにおける輻射 流体シミュレーション 京大・宇宙物理 川道 俊見 概要 • イントロダクション – 輻射流体の背景 – 現在の輻射流体シミュレーション • 世界における輻射流体シミュレーション – Ding さん（Nanjing University）グループ – Carlsson さん(Oslo University)グループ • 京大グループの今後（太陽系外フレア） イントロダクション • 輻射流体の背景 – フレアに伴う大気変動 • Machado (1980) など – 非熱的電子の効果 • Ding & Fang (1997) など • いずれもダイナミクス・エネルギーの取り扱い は単純 Semi-empirical models • Basic equations radiative transfer: statistical equilibrium: dI d I S N ni N j 1, j i hydrostatic equilibrium: I ( 0 , ) h 0 dh 0 S (t )e n ( R ij C ij ) j (R ji C ji ) j 1, j i mg (1 . 1n H n e )kT t / dt / S (n i n j g i / g j ) 2h c e 2 3 1 nig 2 m ec f j /n jgi 1 1 D H (a , p ) Semi-empirical models • Method MODEL T (m ), v t (m ) compute c I compare adjust the model with c I o I Comparison of some models Quiet-Sun: VAL－C Small flare: F1 Big flare: F2 White-light flare: F1*，F3 Flare models including a nonthermal electron beam radiative transfer: statistical equilibrium: dI d I S N ni N B ( R ij C ij C C ijBij ) j 1, j i hydrostatic equilibrium: mg (1 .1n H n e )kT n j (R j 1, j i ji C B ji C C Bjiji ) Effects of the nonthermal electron beam and velocity fileds on the H profile (Ding & Fang 1997) Both blue and red asymmetries can be produced by downward motions, depending on the strength of the electron beam 現在の輻射流体シミュレーション • プラズマのダイナミクス・エネルギー収支の取 り扱い – 非熱的電子の効果 – Radiative backwarming の効果 • より深い大気の加熱 – White light flares (ＷＬＦs) や Black light flares (BLFs)、恒星フレアの再現 White light flare (太陽) Liu et al. (2001) M型星(AD Leo) Haisch et al. (1991) Black light flare (太陽) Ding et al. (2003) Ding et al. (2003) • エネルギーバランスを考えた数値計算 – 非熱的電子が Coulomb 衝突で落とすエネル ギーと放射冷却がつりあうように温度発展 – Collisional excitaion & ionization : H ４レベル ＋連続 – Radiative cooling : H, H • 結果 - – H による Cooling で WLFs, BLFs を説明 – TMR (Temperature minimum region) の大気 Ding et al. (2003) • 非熱的電子が落とすエネルギー • Radiative cooling rate • Energy balance Continuum（λ=8500Å） の増し分 Continuum contrast Flare maximum phase （しだいに増光: WLFs） Early impulsive phase (最初、減光: BLFs) 非熱的電子のエネルギーフラックス TMR 付近の温度 1011 erg cm-2 s-1 1010 erg cm-2 s-1 初期大気 Allred et al. (2006) • M 型星フレアにおける輻射流体 – ダイナミクス、エネルギーをきちんと解く – XEUV backwarming – H, He, CaII • 結果 – 観測と合う Doppler shift と Line broadening (Stark broadening) – 一方で、Continuum の特徴は観測と合わず 基礎方程式(Abbett & Hawley 1999) Cooling (H) et al. (2006) Allred Completely Ionized (H) Cooling (He) Allred et al. (2006) Completely Ionized (He) Allred et al. (2006) Line broadening Continuum dimming Balmer & Paschen jump 京大グループの今後 • 可視光 – 太陽：エラーマンボム（中村くん） – 恒星フレア：観測と協力（野上さん、栗山くん） • 興味深いラインの挙動等が発見 (V711 Tau) • 輻射流体シミュレーションで再現（川道） • 電波とＸ線（川道） – Benz 則 • 褐色矮星フレア • 太陽系外惑星フレア Benz 則 Absorption and Emission Coefficients Absorption coefficient ji i g n i n ( ) j i g ij j (n ni e * i h / kT ) ik ( ) n k n e kk ( )( 1 e h / kT ) n e e i Emission coefficient j 2h c 2 3 i j i g n j i ij ( ) g j n * i i ik ( ) e h / kT n k n e kk ( ) n e e J