すざく衛星による、2005年9月の太陽活動に起因する太陽風と地球大気の荷電交換反応の観測

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1 すざく衛星による、2005年9月の太陽活動に起因する太陽風と地球大気の荷電交換反応の観測
松本浩典、小澤碧、小山勝二(京都大学理学部物理) Abstract すざく衛星は、 (α, δ)J2000 = (14h58m34s, -42d23m51s)の領域を2005/9/12と2006/1/26の2回にわたりX線で観測した。この二つの観測を比較すると、2005/9/12はE<2keVで2倍明るい。2005/9/12のX線スペクトルは、2006/1/26のスペクトルに多数の輝線を加えることで再現できる。この輝線は、基本的にはC, N, O, Ne, Mg, Siの高階電離イオンの特性X線として説明できる。 2005/9/12は太陽活動の激しい時期であり、その太陽風に含まれる高階電離イオンが、地球大気の中性原子と荷電交換反応を起こして励起状態になり、特性X線を発生しているのであろう。 1. すざく衛星による観測 3. X線スペクトル すざく衛星は、超新星残骸SN1006の観測に対するバックグラウンドを取得するため、2005/9/12と2006/1/26の二回にわたり、(α, δ)J2000 = (14h58m34s, -42d23m51s)の領域を観測した。すざく衛星搭載X線CCD(XIS)を用いて、 keV bandで取得したX線イメージを図1に示す。 2005/9/12(非フレア時)と、2006/1/26のX線スペクトルを比較すると、E<2keVの低エネルギー側で差が大きい(図4)。一方、2005/9/12のフレア時のスペクトルは、非フレア時と比較すると、E>2keVと1.48keV Al line(検出器由来)で大きく異なっている　(図5)。 2005年9月12日 2006年1月26日 図4:　X線スペクトルの比較。2005/9/12 非フレア時(赤)と、2006/1/26(黒) 図5: 2005/9/12のスペクトル。フレア時(赤)と非フレア時(黒)。 2006/1/26のスペクトルは、現象論的にkT=0.2keV, 0.7keVの2温度プラズマ、およびCosmic X-ray Background成分で表される。 一方2005/9/11のスペクトルは、2006/1/26のスペクトルに、多数の輝線を加えることだけで表すことができた (図6, 表1) 図1.すざく衛星搭載X線CCD(XIS0)による、0.4-2keVバンドのX線イメージ。(左)2005/9/12, (右)2006/1/26。 以下のライトカーブ、スペクトル解析では、図1中の緑円内の領域を使用する。ただし、赤斜線の領域は取り除いた。 2.X線ライトカーブ 図1の緑円内(ただし赤斜線部は除く)のX線イベントを用いて keV band, keV bandのライトカーブを作成した(図2)。 keV bandのカウントレートは2005/9/12と2006/1/26でほぼ同じ。しかし、 keV bandでは、2005/9/12は2006/1/26のほぼ2倍になっている。また、2005/9/12 9:30(UT)ごろにフレアが見られる。 図6: 2005/9/12非フレア時のスペクトルを、2006/1/26のスペクトルモデルに輝線(ガウス関数; 青)を加えて再現。 表1: 図6で検出された輝線の中心エネルギーと、その同定 これらの輝線は、基本的にはC, N, O, Ne, Mg, Siの高階電離イオン(水素状、ヘリウム状)からの特性X線として説明できる。 Counts/sec フレア 太陽の活動性は、2005/9/10前後に非常に活発になっていた。SOHO衛星により、2005/9/10 22h(UT)にX2.1のフレアに伴うCME、2005/9/11 12h30m(UT) M3.1フレアに伴うCMEが観測されている。ACE衛星によると、2005/9/12の太陽風速度は~1000km/sと非常に高速であった (2006/1/26は~500km/s)。 図2: 2005/9/12(左)と、2006/1/26(右)のライトカーブ。 太陽風に含まれている高階電離イオン(Xq+)が、地球大気の中性原子(Y)から電子を奪うことにより (荷電交換反応)、励起状態のイオン(X*(q-1)+)が発生。このイオンが基底状態に戻る際に特性X線を発していると思われる。 すざく観測時間 GOES衛星による太陽X線強度観測を調べると、同時刻にM6.1のフレアが発生していることが判明。 Xq+ + Y  X*(q-1)+ + Y+ 励起状態 X(q-1)+ 基底状態 特性X線 すざく衛星が検出したフレアと同時刻 図3: GOES衛星による太陽X線の観測。 Fujimoto et al. 2007, PASJ, 59. S133と同様の現象であるが、より多くの高階電離イオンの観測に成功した。