これまでの研究のまとめ： 「太陽フレアのリコネクションレートの統計解析」 今後の研究 M1中間発表 長島薫 2005/10/17 これまでの研究のまとめ：　　　　　　　　　　　　　「太陽フレアのリコネクションレートの統計解析」 今後の研究

1 太陽フレアのリコネクションレートの統計解析 1　太陽フレアのリコネクションレートの統計解析 introduction　 解析方法とその結果 議論 まとめ

<introduction> magnetic reconnection 磁気張力で加速 電流シート 磁場のエネルギー　 ⇒　プラズマのエネルギー inflow 反平行の磁場⇒境界に電流シート⇒なんらかの原因で抵抗が大きくなると電流は散逸⇒磁力線つなぎかわる⇒プラズマ加速 リコネクション前 リコネクション後 outflow

<introduction> reconnection rate MA 定義： フレアのエネルギー解放効率を表す量 代表的なリコネクションモデルでの理論値 （太陽コロナの場合）： Sweet-Parker model Petschek model

<introduction> リコネクションレートの研究の現状 Dere 1996による統計的研究がある。 （磁気リコネクションに関連する現象の空間・時間スケールの研究） その他（８論文,1996-2005）は、特定のイベントについての　ケーススタディーが主である。 これらのリコネクションレート MAの典型値は 　　0.001-0.1

過去の研究例(1/2) MA Dere 1996 0.001-0.1 flare,CME,EFR etc. 統計的研究 events Dere 1996 0.001-0.1 flare,CME,EFR etc. 統計的研究 Tsuneta 1996 0.07 LDE flare (21-Feb-1992) Tsuneta et al. 1997 0.04-0.06 impulsive flare (13-Jan-1992) Ohyama & Shibata 1997 0.003-0.013 (decay:1桁小) (11-Nov-1993) Ohyama & Shibata 1998 0.02 (5-Oct-1992)

reconnection rate MAの典型値は 過去の研究例(2/2) MA events Yokoyama et al. 2001 0.001-0.03 flare [inflow] (18-Mar-1999) Isobe et al.2002 0.001-0.01 LDE flare(decay phase) (12-May-1997)　etc. Lin et al. 2005 0.01-0.23 flare,CME [inflow] (18-Nov-2003) Isobe et al. 2005 0.015-0.07 3 flares(X2.3,M3.7,C8.9) reconnection rate MAの典型値は 0.001-0.1

<introduction> 本研究で目指すこと フレアの物理量を統計的に調べる。 知りたいのは… フレアの物理量の間の関係 リコネクションレートの値　MA MAの、フレアの物理量への依存性はどうか？ このことにより、理論的には解明されていない 　「リコネクションレートを決める物理は何か？」 　　についての観測的な提案ができないか？

Contents introduction　 解析方法とその結果 議論 まとめ

<解析方法> 解析対象と使用データ 　　2000年のGOES C6 class以上のフレア　　 使用したデータ GOES 　　軟X線フラックス　 フレアの寿命τ 　　２波長強度比 Yohkoh/SXT 軟X線部分像 フレアサイズ L SOHO/MDI magnetogram 光球磁場

<解析方法> event selection GOES class C6.0 以上 フレアの時刻に、Yohkoh/SXTのBeフィルターの画像があるもの disk center から800秒角以内のもの C6 以上のフレアは482例。 そのうち７７例 が解析対象に該当。

<解析方法> 観測データからのリコネクションレートの導出１ フレアの時間スケールτflareからinflow速度を見積もる inflow速度 MA = コロナのAlfven 速度 τflare : GOESの光度曲線の 立ち上がりからピークまでとして定義. L vinflow ～ ４τflare

フレアのサイズ L と時間スケールτ vinflow=100km/s vinflow=30km/s × X class △　M class □ C6-C9 vinflow=10km/s 相関係数０．３３ FINAL/figures/tL.eps vinflow=3km/s

<解析方法> 観測データからのリコネクションレートの導出２ Alfven 速度を見積もる。 inflow速度 MA = コロナのAlfven 速度 コロナ密度。測定は難しいのでここでは仮定する。 （ρ~ 10^{-15} g/cc） コロナ磁場。 直接観測は困難。 二通りの方法で導出を試みた。

<解析方法> コロナ磁場導出方法１ （method1） MDI　の視線方向磁場についてのmagnetogramを用いる。 ここから得られる磁場は「光球」の磁場　Bph　 である。（これは「視線方向成分」である。） そのため、コロナと光球の磁場の値の比を仮定し、光球磁場をコロナ磁場に変換する。 仮定：

フレアの磁場強度Bphと時間スケールτ × X class △ M class □ C6-C9 FINAL/figures2/tBph.eps

<解析方法> コロナ磁場導出方法２ （method2） コロナとフレアループとの間の圧力バランスから導出する。 GOESの0.5-4Å、1-8Åの全面fluxを用いて、温度・EM解析を行い、フレアループのガス圧 を求める。 フレアループのガス圧と、コロナの磁気圧がつりあっているものと仮定する。 ここからコロナの磁場を求める。 以下ではこの方法で求めた磁場を　　　　とする。

フレアの磁場強度Beqと時間スケールτ Beqのτに対する依存性は低い。 × X class △ M class □ C6-C9 FINAL/figures2/tBeq.eps Beqのτに対する依存性は低い。

観測量τflare、L、Bcorから求めた リコネクションレート 観測量τflare、L、Bcorから求めた vinflow,　vA を用いて、 リコネクションレートMAを求める。 inflow速度 MA = コロナのAlfven 速度

フレアのリコネクションレート(method1) 仮定： FINAL/figures2/clMA_m1.eps

フレアのリコネクションレート(method2) ANA/FINAL/figures2/clMA_m2.eps

<議論> コロナ磁場強度 scaling lawとの比較 過去のケーススタディの例と今回の解析の比較 αB（コロナ磁場と光球磁場の比）の妥当性 scaling lawとの比較 過去のケーススタディの例と今回の解析の比較 リコネクションモデルとリコネクションレート

<discussion 1> αBの値について ×　X class △　M class □ C6-C9 と考えてみると…

<discussion 1> αBの値について Potential field　との比較 　　MAGPACK2（Sakurai 1982）を用いた計算で具体的に調べる。 例）2000 November 24 15:13 X2.3 flare 光球の磁束密度：４８１G 光球のline-of-sight 成分：２４４G フレアループの高度での磁束密度：１００G magnetogramから得られる光球磁場 ⇒αB　～100/244 ～0.4 コロナ磁場

<discussion 1> αBの値について MAGPACK2(Sakurai 1982)を用いたpotential field計算結果との比較 例：　2000 November 24 15:13 X2.3 flare 光球磁場～481G フレアループの高さでの 磁束密度～100G 光球の視線方向成分の大きさ ～244G αB　～100/244 ～0.4 本研究ではαB=0.3とした。

<discussion ２> scaling law による予測値と観測値（温度）の比較 熱伝導と彩層蒸発を考慮したMHDシミュレーションにより、フレアのループ長L、磁場Bと温度Tの間のscaling relationを導出。 （Yokoyama & Shibata 1998, Shibata & Yokoyama 1999） その理論からの予測温度と観測データから導出した値を比較。

<discussion ２> scaling law による予測値と観測値（温度）の比較 理論予測値は観測値と矛盾しない。 理論予測値

<discussion ３> 過去のケーススタディの例と今回の解析の比較 例：2000 July 14 13:52 M3.7 flare パラメーター 本研究 Isobe et al. 2005 コロナ磁場 Method1:Bph*0.3=32G Method2: Beq =62G Bcor=44G 光球磁場 Bph=106G(±11G) Bph=117G フレアサイズ cm inflow 15 km/s 32 km/s Alfven velocity Method1: km/s Method2: km/s km/s MA Method1:0.0068 Method2:0.0035 0.015

<discussion ３> 過去のケーススタディの例と今回の解析の比較 例：2000 July 14 13:52 M3.7 flare パラメーター 本研究 Isobe et al. 2005 energy release rate [erg/s] Method1: Method2: averaged release rate [erg/s] (Ethermal/τ) thermal energy Ethermal[erg] (maximum)

<discussion ４> リコネクションモデルとリコネクションレート method 1 の結果について。 ×　X class △　M class □ C6-C9 Petschek model (fitting) 仮定： FINAL/figure2/Rm_MA_petschek_lf.eps η：Spitzer抵抗 磁気Reynolds数

<discussion ４> リコネクションモデルとリコネクションレート MAの値自体はPetschek modelの予測する理論値から１桁以内に入る。 しかし観測から得たMAは、Petschek modelより強い磁気Reynolds数依存性を示している。 (-0.8乗　　　c.f. Sweet-Parker model : -0.5乗) ここでの磁気Reynolds数RmはSpitzer抵抗を仮定している。MAの値がPetschek model並みに大きく、かつ、このようなRm依存性を示すことは、乱流磁気拡散の効果でηがSpitzer抵抗仮定下より大きい、という可能性もある。

1 「太陽フレアのリコネクションレートの統計解析」のまとめ 1　　「太陽フレアのリコネクションレートの統計解析」のまとめ 2000年一年間のフレアの物理量の統計解析を行った。 フレアの物理量のうち、時間と空間スケールにはある程度の相関が見られるが、時間と磁場にはあまり相関が見られない。 リコネクションレートは 　　　　　　　　　　　程度と得られた。

２ 今後の研究 SVST （LaPalma） のデータ解析で光球速度場とマイクロフレアの関係を探る予定。 ２　今後の研究 SVST　（LaPalma）　のデータ解析で光球速度場とマイクロフレアの関係を探る予定。 昨年冬の三鷹太陽多波長データ解析研究会の続き。 main reference: Shimizu et al. 2002　ApJ “Photospheric magnetic activities responsible for soft X-ray pointlike microflares. I. Identifications of associated photospheric/chromospheric activities” 高解像度のデータ→Solar-Bの準備の役目も。 point like microflare の足元で　 EFが見つかった　　（Shimizu et al. 2002） LaPalmaにもmagnetogram?