[論文レビュー] Spectroscopic analysis of a super-hot giant flare observed on Algol by BeppoSAX on 30 August 1997

F. Favata, J. H. M. M. Schmitt|arXiv (Cornell University)|Sep 2, 1999

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 24

ひとこと要約

本研究では、1997年8月30日にBeppoSAXで観測されたアルゴル連星系における極めて高エネルギーなフレアの詳細なX線分光分析を実施した。時間分解分光と日食制約を組み合わせることで、フレアの減衰が従来の準静的モデルにおける固有のループ冷却よりも、持続的な加熱に起因することを示し、従来の準静的モデルによるループサイズ推定値の不一致を解消した。

ABSTRACT

We present an X-ray observation of the eclipsing binary Algol, obtained with the BeppoSAX observatory. During the observation a huge flare was observed, exceptional both in duration as well as in peak plasma temperature and total energy release. The wide spectral response of the different BeppoSAX instruments, together with the long decay time scale of the flare, allowed us to perform a detailed time-resolved X-ray spectroscopic analysis of the flare. We derive the physical parameters of the emitting region together with the plasma density applying different methods to the observed flare decay. The X-ray emission from the flare is totally eclipsed during the secondary optical eclipse, so that the size of the emitting region is strongly constrained (as described in a companion paper) on purely geometrical arguments. The size of the flare thus derived is much smaller than the size derived from the analysis of the evolution of the spectral parameters using the quasi-static cooling formalism, showing that the time evolution of the flare is determined essentially from the temporal profile of the heating, with the intrinsic decay of the flaring loop having little relevance. The very high signal-to-noise of the individual spectra strongly constrains some of the derived physical parameters. In particular, very significant evidence for a three-fold increase in coronal abundance and for a large increase in absorbing column density during the initial phases of the flare evolution is present.

研究の動機と目的

• 1997年8月30日にBeppoSAXで観測されたアルゴルにおける超高温の巨大フレアのX線放射を分析すること。
• 温度、密度、および元素不純度の進化を含む、フレア発光プラズマの物理的パラメータを特定すること。
• 二次日食中にX線放射が完全に遮られることを応用し、フレア発光領域のサイズを制約すること。
• 特に準静的冷却形式とRealeら（1997）の手法を比較し、幾何的および分光的制約に基づいて、さまざまなフレア減衰モデルの妥当性を検証すること。
• 観測された分光的変化が、実際の不純度変化の結果であるのか、あるいは非平衡効果の結果であるのかを調査すること。

提案手法

• フレアの分光的進化を分析するために、複数のBeppoSAX機器（MECS、PDS、LECS）からの時間分解X線分光を用いた。
• van den OordおよびMewe（1989）の準静的冷却形式を適用し、フレア減衰光曲線からループ長およびプラズマ密度を推定した。
• 時間依存的加熱を考慮するRealeら（1997）の手法を用いてフレア減衰を分析し、冷却仮定への感受性が低いことを確認した。
• フレアの完全日食を応用し、K型の二次星の半球に限定された放射を仮定することで、フレア発光領域の幾何的サイズ制約を設定した。
• 分光モデルから導かれたループ長さと、日食から得られる2.4×10¹¹ cmの上界制約を比較し、モデルの一貫性を評価した。
• イオン化平衡のタイムスケールを評価し、観測された分光的変化が非平衡効果によるものでないことを確認した。これにより、実際の不純度変化が原因であると結論づけた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 アルゴルにおける超高温の巨大フレア発生時、プラズマの物理的状態（温度、密度、不純度）は何か？
• RQ2 観測されたフレア減衰は、準静的冷却モデルの予測とどのように異なるか？ これはループサイズにどのような含意をもたらすか？
• RQ3 特にコロナ不純度が3倍に増加したという観測された分光的変化は、非平衡イオン化の結果ではなく、実際の不純度変化の結果であるとみなせるか？
• RQ4 フレア上昇段階における吸収コロナ密度の増加は、コロナ質量噴出（CME）または他の一時的吸収物質によるものか？
• RQ5 幾何的制約を考慮した場合、観測データをよりよく説明するのは、準静的冷却モデルか、時間依存的加熱（Realeら 1997）モデルか？

主な発見

• フレアの上昇段階において、コロナ不純度が3倍に増加し、その後速やかに初期状態に戻った。これは非平衡効果ではなく、実際の不純度変化を示唆している。
• イオン化平衡へのプラズマの緩和時間は30秒未塔と推定され、分光的変化の原因が非平衡イオン化である可能性は排除された。
• フレア初期段階で約3×10²¹ cm⁻²の大きな吸収コロナ密度が検出された。これは視線方向にコロナ質量噴出（CME）が存在する証拠と解釈された。
• 準静的冷却モデルから導かれたループ長（18–28×10¹¹ cm）は、日食から得られた2.4×10¹¹ cmの上界制約を著しく超えており、このモデルがサイズを過大評価していることを示している。
• Realeら（1997）の手法から得られたループ長は、依然として日食制約をわずかに上回るが、準静的モデルよりもはるかに整合性が高く、フレア中における持続的加熱の可能性を示唆している。
• 高い密度と小さなサイズに起因する、小さな固有の熱的減衰時間から、観測されたX線光曲線は加熱プロファイルをほぼそのままで反映していることが示され、フレア減衰は持続的加熱によって駆動されていると結論づけた。