[논문 리뷰] Statistical Studies of Solar White-Light Flares and Comparisons with Superflares on Solar-type Stars

Kosuke Namekata, Takahito Sakaue외 10명|arXiv (Cornell University)|2017. 10. 31.

Solar and Space Plasma Dynamics참고 문헌 87인용 수 156

한 줄 요약

이 연구는 SDO/HMI 데이터를 사용하여 50개의 태양 백색광 플레어(WLFs)를 분석하고, 항성 슈퍼플레어의 것과 거의 동일한 E–τ 스케일링 관계(τ ∝ E^0.38)를 발견하며, 이는 보편적인 자기 재결합 메커니즘을 시사한다. 그러나 항성 슈퍼플레어는 태양 WLFs에서 예측되는 것보다 약 10배 짧은 지속시간을 가지며, 이는 더 강한 자기장(태양의 2–4배) 또는 태양 플레어의 냉각 시간 지연을 시사한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 고주기 SDO/HMI 관측을 이용하여 태양 백색광 플레어(WLFs)의 에너지–지속시간(E–τ) 스케일링 관계를 조사하기 위해.
• 태양 WLFs의 E–τ 관계를 태양 플레어보다 10–10,000배 더 에너지가 큰 항성 슈퍼플레어의 것과 비교하기 위해.
• 태양 WLFs의 스케일링에서 예측된 것보다 약 10배 짧은 지속시간을 가지는 항성 슈퍼플레어의 지속시간 불일치를 해결하기 위해.
• 관측된 지속시간 불일치가 태양 플레어의 냉각 시간 지연 또는 자기 재결합 이론 기반 스케일링 법칙에 의해 설명될 수 있는지 테스트하기 위해.

제안 방법

• SDO/HMI 전체 디스크 연속 이미지에서 50개의 태양 WLFs를 수집하고 분석하여, 전플레어 차분된 광선 곡선을 이용해 플레어의 시작과 감쇠를 식별하였다.
• 백색광 방출 증가에서 에너지(E)를 측정하고, 여러 HMI 연속 채널(빨강, 초록, 파랑)에서의 e-감쇠 감쇠 시간으로 지속시간(τ)을 측정하였다.
• 태양 WLFs에서 유도된 E–τ 스케일링 관계 τ ∝ E^0.38를 적용하고, 항성 슈퍼플레어에 대해 기존에 알려진 τ ∝ E^0.39 관계와 비교하였다.
• 냉각 시간 지연 가설을 평가하기 위해 관측된 감쇠 시간과 이론적 재결합 timescales를 비교하였다.
• 재결합 스케일링 법칙 τ ∝ E^(1/3)B^(-5/3)을 테스트하여 관측된 슈퍼플레어의 경우에 필요한 자기장 강도(B)를 추정하였다.
• Hinode/SOT 데이터를 사용하여 다양한 광학 대역에서 감쇠 시간을 교차 검증하고 시간 정밀도를 향상시켰다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 SDO/HMI 데이터에서 측정된 태양 백색광 플레어의 E–τ 스케일링 관계는 무엇인가?
• RQ2 태양 WLFs의 E–τ 관계는 양적 측면에서 항성 슈퍼플레어의 것과 어떻게 비교되는가?
• RQ3 왜 항성 슈퍼플레어는 태양 WLF 스케일링 관계에서 예측된 것보다 지속시간이 현저히 짧은가?
• RQ4 지속시간 불일치는 태양 플레어의 냉각 시간 지연 또는 항성 슈퍼플레어의 더 강한 자기장에 의해 설명될 수 있는가?
• RQ5 재결합 이론이 적용된다고 할 때, 관측된 E–τ 관계에 맞추기 위해 항성 슈퍼플레어에 필요한 자기장 강도는 얼마인가?

주요 결과

• 태양 백색광 플레어의 E–τ 관계는 τ ∝ E^0.38이며, 항성 슈퍼플레어의 관계 τ ∝ E^0.39와 매우 유사하다.
• 항성 슈퍼플레어는 태양 WLF 스케일링 관계에서 예측된 것보다 약 10배 짧은 지속시간을 가진다.
• 지속시간 불일치는 두 가지 메커니즘으로 설명된다: (1) 태양 플레어에서 냉각 시간 지연이 감쇠 시간을 연장시키며, (2) 재결합 스케일링 법칙에 따라 더 강한 자기장(태양의 2–4배)이 슈퍼플레어에서 짧은 지속시간을 초래할 수 있다.
• 재결합 스케일링 법칙 τ ∝ E^(1/3)B^(-5/3)는 관측된 슈퍼플레어가 관측된 E–τ 관계에 맞추기 위해 태양 플레어보다 2–4배 더 강한 자기장 강도가 필요하다고 시사한다.
• 태양 및 항성 플레어 간의 관측된 E–τ 스케일링은 에너지 방출에 대한 보편적인 자기 재결합 메커니즘을 지지한다.
• 일부 WLFs에서 강한 크로모스피어 Balmer 연속기 라인의 부재는 H⁻-연속기에서 흐린 광원으로부터의 복사 메커니즘과 같은 다른 방출 메커니즘을 시사하지만, 이는 E–τ 스케일링 분석에 영향을 주지 않는다.