[論文レビュー] Are stellar coronae optically thin in X-rays? - A systematic investigation of opacity effects

Jan‐Uwe Ness, J. H. M. M. Schmitt+3 more|Archive ouverte UNIGE (University of Geneva)|Jun 16, 2003

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 23被引用数 41

ひとこと要約

本研究は、XMM-NewtonおよびChandraのグレーティング機器を用いて26個の星の高分解能X線スペクトルを分析することで、恒星のコロナがX線に対して光学的に薄いかどうかを調査している。共鳴散乱や顕著な光学的厚さ効果の証拠は得られず、コロナプラズマは実質的に光学的に薄いと結論づけている。観測値と理論値の乖離は、主に不確実な発光度に起因するものであり、吸収率効果によるものではない。

ABSTRACT

The relevance of resonant scattering (absorption by photo-excitation and re-emission out of the line of sight) in the solar corona has always been discussed controversially. Ratios of emission lines from identical ions but different oscillator strengths are tracers for damping of resonance lines due to possible resonant scattering. We present an analysis of a large sample of 44 stellar spectra obtained with all gratings on board Chandra and XMM-Newton and systematically measure line ratios of FeXVII lines at 15.27A and 16.78A lines to the resonance line at 15.03A as well as the He-like f/r ratio of OVII and NeIX. The same ratios obtained from optically thin plasma atomic databases such as MEKAL, Chianti, and APEC are found to be discrepant, however, we find no convincing proof for resonance line scattering. Optical depths are basically identical for all kinds of stellar coronae and we conclude that identical optical depths are more probable when effects from resonant scattering are generally negligible. The 15.27/15.03A ratio shows a regular trend suggesting blending of the 15.27A line by a cooler Fe line, possibly FeXVI. The He-like f/r ratios for O and Ne show no indication for significant damping of the resonance lines. We mainly attribute deviations from the atomic databases to still uncertain emissivities which do not agree well with laboratory measurements and which come out with differing results when accounting for one or the other side effect.

研究の動機と目的

• 共鳴散乱および光学的厚さ効果が恒星コロナに顕著に影響を及ぼすかどうかを評価し、プラズマが光学的に薄いと仮定することの妥当性を検証すること。
• 光学的に薄いプラズマモデル（MEKAL、Chianti、APEC）の予測と乖離する、恒星コロナにおけるX線線幅比の原因を調査すること。
• 鉄XVIIおよびヘリウム様イオンの線幅比の差異が、測定可能な吸収率を示しているのか、それとも原子データの不確実性に起因するのかを特定すること。
• 局所的な太陽観測と比較して、全球的星間観測が共鳴散乱効果を平均化し、それらを検出できなくなるかどうかを評価すること。
• 星間観測における幾何的効果および観測統合効果が、共鳴散乱効果をどのように隠蔽または相殺するかを評価すること。

提案手法

• XMM-NewtonのRGSおよびChandraのLETGS/HETGSを用いて、26個の恒星コロナの44件の高分解能X線スペクトルを取得した。
• 鉄XVII（15.03 Å、15.27 Å、16.78 Å）およびヘリウム様イオン（O VII、Ne IX）の線幅比を測定し、光学的厚さおよび共鳴散乱効果を調べた。
• 観測された線幅比を、光学的に薄いプラズマデータベース（MEKAL、Chianti、APEC）の予測と比較し、吸収率に起因する乖離を特定した。
• 温度構造に起因する冷却されたFe XVI線との混合が15.27/15.03 Å比に与える影響を、この比を用いて分析した。
• ヘリウム様イオンのf/r比（禁制線対共鳴線比）を評価し、共鳴散乱による減衰を検出することを試みた。
• 幾何的効果、特に局所的太陽観測と全体的星間統合観測との違いの役割を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 恒星コロナはX線で光学的に薄いか。それとも、共鳴散乱および光学的厚さ効果が観測された線幅比を顕著に変化させるのか。
• RQ2 なぜ恒星コロナにおける鉄XVIIおよびヘリウム様イオンの線幅比が、光学的に薄いプラズマモデル（MEKAL、Chianti、APEC）の予測と乖離するのか。
• RQ3 星間観測と太陽観測との間の線幅比の乖離は、共鳴散乱に起因するのか、それとも原子発光度の不確実性に起因するのか。
• RQ4 なぜ共鳴散乱効果は太陽観測では検出可能であるのに対し、同様の物理的条件下でも全体的星間観測では検出できないのか。
• RQ5 星間データにおける幾何的および観測統合効果が、共鳴散乱効果をどの程度隠蔽または相殺するのか。

主な発見

• 26個の恒星コロナすべてにおいて、共鳴散乱や顕著な光学的厚さ効果の明確な証拠は得られなかった。
• Fe XVIIの15.27/15.03 Å比は、共鳴散乱ではなく冷却されたFe XVI線との混合を示唆する一貫した傾向を示している。
• O VIIおよびNe IXのヘリウム様f/r比には、減衰の兆候がなく、星間コロナにおける共鳴散乱はほとんどないことが示された。
• 線幅比から導かれる光学的厚さは、活動度が低い星から非常に活発な星に至るまで、すべての星種でほぼ同一であり、顕著な吸収率効果はありえない。
• 理論的データベースからの乖離は、主に原子発光度の不確実性に起因するものであり、吸収率や共鳴散乱によるものではないとより妥当に説明できる。
• X線放射度が4桁の範囲にわたる広い範囲で線幅比が類似していることから、顕著な光学的厚さの違いはなく、光学的に薄いと仮定することが支持される。