[論文レビュー] Statistical Studies of Solar White-Light Flares and Comparisons with Superflares on Solar-type Stars

Kosuke Namekata, Takahito Sakaue+10 more|arXiv (Cornell University)|Oct 31, 2017

Solar and Space Plasma Dynamics参考文献 87被引用数 156

ひとこと要約

本研究では、SDO/HMIデータを用いて50件の太陽白熱フラッシュ（WLFs）を分析し、星間スーパーフラッシュとほぼ同一のE–τスケーリング関係（τ ∝ E^0.38）を同定した。これは普遍的な磁気リコネクション機構を示唆する。しかし、星間スーパーフラッシュは太陽WLFsの予測より約10倍短い持続時間であるため、磁場が2–4倍強い、または太陽フラッシュにおける冷却時間遅延が関係している可能性がある。

ABSTRACT

Recently, many superflares on solar-type stars have been discovered as white-light flares (WLFs). The statistical study found a correlation between their energies ($E$) and durations ($ au$): $ au \propto E^{0.39}$ (Maehara et al. 2017 $EP\& S$, 67, 59), similar to those of solar hard/soft X-ray flares: $ au \propto E^{0.2-0.33}$. This indicates a universal mechanism of energy release on solar and stellar flares, i.e., magnetic reconnection. We here carried out a statistical research on 50 solar WLFs observed with extit{SDO}/HMI and examined the correlation between the energies and durations. As a result, the $E$--$ au$ relation on solar WLFs ($ au \propto E^{0.38}$) is quite similar to that on stellar superflares ($ au \propto E^{0.39}$). However, the durations of stellar superflares are one order of magnitude shorter than those expected from solar WLFs. We present the following two interpretations for the discrepancy. (1) In solar flares, the cooling timescale of WLFs may be longer than the reconnection one, and the decay time of solar WLFs can be elongated by the cooling effect. (2) The distribution can be understood by applying a scaling law ($ au \propto E^{1/3}B^{-5/3}$) derived from the magnetic reconnection theory. In this case, the observed superflares are expected to have 2-4 times stronger magnetic field strength than solar flares.

研究の動機と目的

• 高時間分解能のSDO/HMI観測を用いて、太陽白熱フラッシュ（WLFs）のエネルギー–持続時間（E–τ）スケーリング関係を調査すること。
• 太陽WLFsのE–τ関係を、太陽フレアの10–10,000倍もエネルギーの高い星間スーパーフラッシュのものと比較すること。
• 太陽WLFsと星間スーパーフラッシュの間で、予測されたスケーリングから逸脱する持続時間の乖離を解明すること。
• 観測された持続時間の乖離が、太陽フラッシュにおける冷却時間遅延か、磁気リコネクション理論に基づくスケーリング則によって説明可能かどうかを検証すること。

提案手法

• SDO/HMIのフルディスク連続スペクトル画像から50件の太陽WLFsを収集・分析し、前フレア差分光度曲線を用いてフレア発生時刻と減衰を特定した。
• 白熱フラッシュの放射エネルギー（E）を連続スペクトルの増幅から、複数のHMI連続スペクトルチャンネル（赤、緑、青）におけるe-減衰時間から持続時間（τ）を測定した。
• 太陽WLFsから導出されたE–τスケーリング関係τ ∝ E^0.38を、星間スーパーフラッシュに既知のτ ∝ E^0.39関係と比較した。
• 冷却時間遅延仮説を検証するため、観測された減衰時間と理論的リコネクション timescales を比較した。
• 磁気リコネクションスケーリング則τ ∝ E^(1/3)B^(-5/3)を用いて、観測されたスーパーフラッシュの持続時間に一致するための磁場強度（B）を推定した。
• Hinode/SOTデータを用いて、異なる光学バンドでの減衰時間をクロスバリデーションし、時間分解能を向上させた。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 SDO/HMIデータから測定された太陽白熱フラッシュのE–τスケーリング関係は何か？
• RQ2 太陽WLFsのE–τ関係は、星間スーパーフラッシュのものと定量的にどの程度類似しているか？
• RQ3 なぜ星間スーパーフラッシュは、太陽WLFスケーリング関係から予測されるよりも著しく短い持続時間を持つのか？
• RQ4 持続時間の乖離は、太陽フラッシュにおける冷却時間遅延か、星間スーパーフラッシュにおけるより強い磁場によって説明可能か？
• RQ5 磁気リコネクション理論が成り立つ場合、観測されたE–τ関係に一致させるために、星間スーパーフラッシュに必要な磁場強度はどの程度か？

主な発見

• 太陽白熱フラッシュのE–τ関係はτ ∝ E^0.38であり、星間スーパーフラッシュの関係τ ∝ E^0.39と非常に近い。
• 星間スーパーフラッシュの持続時間は、太陽WLFスケーリング関係から予測される値のおよそ10倍短い。
• 持続時間の乖離は2つのメカニズムによって説明できる：(1) 太陽フラッシュにおける冷却時間遅延が減衰時間を長引かせる、(2) 磁気リコネクションスケーリング則により、より強い磁場（2–4倍太陽値）がスーパーフラッシュの短い持続時間を説明できる。
• 磁気リコネクションスケーリング則τ ∝ E^(1/3)B^(-5/3)は、観測されたスーパーフラッシュが観測されたE–τ関係に一致するためには、通常の太陽フレアよりも2–4倍強い磁場が必要であることを示唆している。
• 太陽および星間フラッシュにおける観測されたE–τスケーリングは、エネルギー放出に普遍的な磁気リコネクション機構が関与していることを支持する。
• 一部のWLFsで強力なコア層のバルマー連続スペクトルが観測されないことは、ヒドロゲンのH⁻連続スペクトルや、加熱された光球からの発光といった代替発光機構の可能性を示唆するが、これはE–τスケーリング分析に影響しない。