[論文レビュー] The Origin of the EUV Late Phase: A Case Study of the C8.8 Flare on 2010 May 5

R. A. Hock, T. N. Woods+3 more|arXiv (Cornell University)|Feb 22, 2012

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 3

ひとこと要約

本研究では、2010年5月5日発生のC8.8 flaresにおけるEUV後期期を、主 flare 以降に発生する上層の長めのコロナループ内での再結合によって駆動される2–3 MK放射の二次的増強と特定した。SDOの多機器観測データ（AIA、EVE）とEBTELモデリングを用いることで、主 flare のインパulsive加熱とは異なり、長期間にわたる低レベルの加熱が、顕著な高温コロナライン強度上昇を伴わずに後期期放射を生じることを示した。これにより、EUV光曲線で観測された時間的・空間的分離が説明された。

ABSTRACT

Since the launch of NASA's Solar Dynamics Observatory on 2010 February 11, the Extreme ultraviolet Variability Experiment (EVE) has observed numerous flares. One interesting feature observed by EVE is that a subset of flares exhibit an additional enhancement of the 2-3 million K emission several hours after the flare's soft X-ray emission. From the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) images, we observe that this secondary emission, dubbed the EUV late phase, occurs in the same active region as the flare but not in the same coronal loops. Here, we examine the C8.8 flare that occurred on 2010 May 5 as a case study of EUV late phase flares. In addition to presenting detailed observations from both AIA and EVE, we develop a physical model of this flare and test it using the Enthalpy Based Thermal Evolution of Loops (EBTEL) model.

研究の動機と目的

• 主 flare から数時間後に発生する2–3 MKラインにおける二次的EUV放射ピーク（EUV後期期）の物理的起源を解明すること。これは、軟X線や高温コロナラインの強度上昇と一致しない。
• SDOの高時間分解能AIAおよびEVE観測データを分析することで、EUV後期期と主 flare の間の空間的・時間的分離を解明すること。
• Enthalpy Based Thermal Evolution of Loops（EBTEL）フレームワークを用いた物理的モデルの構築と検証を行い、観測されたEUV光曲線を再現するとともに、後期期における高温ライン放射の欠如を説明すること。
• 後期期が主 flare とは異なる磁気フラックス系における別個の再結合プロセスに起因するかどうかを特定すること。特に、より長く高いループを含む系でのプロセスに注目する。

提案手法

• SDOのAtmospheric Imaging Assembly（AIA）から得られる高時間分解能（12 s）の全ディスクEUV画像を用い、EUV後期期のループの進化と空間的局在を追跡した。
• 6–105 nmの波長域で0.1 nmのスペクトル分解能を持つExtreme ultraviolet Variability Experiment（EVE）のディスク統合EUV放射光曲線を分析し、Fe xvi（33.5 nm）、Fe xv（28.8 nm）、Fe xx/xxiii（13.3 nm）ラインの放射ピークを特定した。
• 時間依存の加熱プロファイルとループパラメータを組み込んだ、Enthalpy Based Thermal Evolution of Loops（EBTEL）モデルを用いて、個々のコロナループの熱的進化をシミュレートした。
• EVE観測データにEBTELモデルをフィットさせるために、複数のループストランドについて加熱率、ループ長、電子密度を調整し、観測されたFe xviおよびFe xx/xxiii光曲線を再現することを目的とした。
• EBTELモデルにおけるループ幾何学的制約として、AIAによるループ半長の推定値（主期：5–15 Mm、後期期：35–50 Mm）を用いた。
• 2つの加熱段階を区別した：主 flare 時に発生する短時間で強いバースト加熱（漸進的段階）、およびEUV後期期にわたる長期間にわたる低強度加熱。両者は別個のループ系に起因する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 軟X線や高温コロナラインのピークから数時間後に発生する2–3 MK EUV放射の二次的増強（EUV後期期）の原因は何か？
• RQ2 なぜEUV後期期は暖かいコロナライン（例：Fe xvi）で観測されるが、より高温のライン（例：Fe xx/xxiii）やGOES軟X線フラックスでは観測されないのか？
• RQ3 EUV後期期に放射しているループは、主 flare 段階に関与するループと空間的・時間的に別個のものか？
• RQ4 加熱率、ループ長、電子密度といった物理的パラメータを用いて、EBTELモデルが観測されたEUV後期期の光曲線を再現できるか？
• RQ5 高温プラズマの顕著な加熱を伴わず、後期期放射を生じさせるために必要な磁気トポロジーと再結合プロセスは何か？

主な発見

• 2010年5月5日C8.8 flaresにおけるEUV後期期は、初期のインパulsive段階および漸進的段階とは異なる、上層の長めのコロナループ（半長推定値35–50 Mm）から生じており、主 flare とは別個のループ系で発生している。
• EBTELモデルは、主 flare 段階における短時間で強いバースト加熱と、後期期における約60分にわたる長期間にわたる低レベル加熱という2つの異なる加熱段階を適用することで、観測されたEVE光曲線を良好に再現した。
• 後期期の加熱はループ単位長あたりの強度が主期の加熱より弱く、ピーク温度は約500万Kにとどまり、1000万Kに達しない。これにより、高温Fe xx/xxiiiラインにおける放射強度上昇が観測されないことが説明された。
• モデルは、後期期のループ内での電子密度および温度が、Fe xx/xxiiiの強い放射を発生させる閾値を下回っていることを示しており、観測結果と整合的である。
• 後期期放射は、小型CMEの発生に伴い、主 flare を引き起こした内側の磁気フラックス系（赤）とは異なるトポロジーを持つ磁気フラックス系（青、図3）で再結合が発生することによって生じており、関連している。
• EUV後期期は新規の現象ではなく、SDOのAIAおよびEVE機器が有する高分解能・高時間分解能・広帯域カバレッジのおかげで、初めて詳細に観測可能となったものである。