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プリフレア現象 3 X 線・電波・紫外線

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. UV 、 SXR 、 radio では ”direct” に分類される現象に関係. 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

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プリフレア現象 3 X 線・電波・紫外線

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  1. プリフレア現象3X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

  2. UV、SXR、radioでは”direct”に分類される現象に関係UV、SXR、radioでは”direct”に分類される現象に関係 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 • High magnetic field gradient, Turbulence in filament, Surges, Active region brightness, ...

  3. 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!

  4. 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？

  5. 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

  6. 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

  7. 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

  8. (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

  9. Tappin (1991) A&A 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 X線のプリフレア precursor SMM/HXIS

  10. precursor X-ray Int. X-ray Int. time time X線のプリフレア • Precursor • 小さいＸ線の増加、フレア前にＸ線量は減少する。 • GradualIncrease • 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。

  11. X線のプリフレア 軟X線 (Doyle et al. 1985, Solphys.) • 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 硬X線 16arcsec

  12. 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 非熱的粒子の突入 硬X線 紫外線 制動放射 急激な熱化

  13. 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? (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 intensity velocity density SMM/UVSP

  14. 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

  15. 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

  16. 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

  17. 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

  18. Yohkoh (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

  19. 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? ようこうで探るプリフレア現象 優位な差は 見られず gray scale: preflare

  20. 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。 ようこうで探るプリフレア現象 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!

  21. Shimojo (1999) in private communication プリフレア相での温度変化 • Date:20-Sep-1997 09:30UT • GOES C?-class Flare • Yohkoh/SXT-PFI in Jet Hunting Campaign High Time Resolution Temperature Map 9:00 t 9:31 9:35

  22. プリフレア相での温度変化 Blue con. : 4MK Green con. : 5MK Red con. : 6MK SXT Image 09:20:37UT 09:09:09UT Temp. Map 09:27:01UT 09:30:31UT 09:32:35UT

  23. 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

  24. プリフレア相での加熱 プラズモイドの位置 温度: ~10MK Ohyama and Shibata (1997) PASJ • 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 圧力map EM map

  25. (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

  26. 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

  27. 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

  28. 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

  29. Tether-Cutting Moore et al. (2001) ApJ 磁気中性線に沿って増光が見られる

  30. 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

  31. 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 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 1998年6月8日のSigmoid (SXT画像：NOAA ９０３２） • 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

  32. 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） • 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 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

  33. 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 光球、 コロナ Amari, et al., 2000 ねじれた磁束管 対流層 Magara and Longcope, 2001

  34. 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

  35. Breakout プリフレア段階でリコネクション

  36. ● ● ● ● (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

  37. (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?

  38. 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?

  39. 野辺山電波へリオグラフ 電波でのプリフレア現象

  40. 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%)

  41. 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?

  42. 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

  43. 電波プリフレア現象 Ha blue 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

  44. 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?

  45. 電波観測で探るCME • Hori and Culhane (2002) A&A • １７GHz@Nobeyama • 電波でもprominence eruption • 電波でもシグモイド Yohkoh/SXT 野辺山電波へリオグラフで観測

  46. 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

  47. 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

  48. 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.,

  49. 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

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