[論文レビュー] Physical implications of INTEGRAL/SPI gamma-ray line measurements of the 2003 October 28 solar flare

V. Tatischeff, J. Kiener+1 more|arXiv (Cornell University)|Jan 7, 2005

Solar and Space Plasma Dynamics被引用数 4

ひとこと要約

本研究は、2003年10月28日発生のXクラスの太陽フレアにおける INTEGRAL/SPI のガンマ線線観測を分析し、加速された粒子および周囲の太陽物質の物理的性質を推定する。時間分解能をもった核種ガンマ線線の分光測定を用い、粒子エネルギー分布指数 S = 3.15–4.075 を特定し、フレア発生地点における非コロナ状態のC/O比の可能性を示唆するとともに、中性子捕獲線の時間歴史を用いて光球層の3He/H比を制約し、最良適合パラメータとして λ = 2000 および 3He/H = 6×10⁻⁵ を得た。

ABSTRACT

The very powerful X-class solar flare of 2003 October 28 was detected with the INTEGRAL spectrometer as an intense gamma-ray flash of about 15 minutes. Despite the non-standard incidence of the solar gamma-rays, time-resolved spectra including several nuclear gamma-ray lines were obtained. Such a measurement with a high-energy-resolution instrument can provide valuable information of the isotopic abundances of the ambient solar material, as well as the composition, directionality and energy spectra of the accelerated nuclei. First results on the measured gamma-ray line ratios and time history of the neutron-capture line are presented.

研究の動機と目的

• 高分解能ガンマ線線測定を用いて、フレアで加速された粒子のスペクトル指数と組成を特定すること。
• 観測されたガンマ線線のフルエンス比と理論モデルを比較することにより、周囲の太陽物質（C、O、He）の同位体比を評価すること。
• 粒子の方位分布および磁気散乱を考慮した上で、2.22 MeVの中性子捕獲線の時間歴史を用いて、光球層の3He/H比を制約すること。
• 観測された12C/16O線比と予測値との乖離を調査し、フレア発生地点で標準コロナ組成とは異なる組成が存在する可能性を示唆すること。

提案手法

• INTEGRAL/SPI が観測した時間分解能を有するガンマ線スペクトルを用い、2.22 MeV（中性子捕獲）、4.44 MeV（12C*）、および6.13–7.12 MeV（16O*）の線を検出した。
• パワーロー法粒子スペクトルを仮定した厚標的モデルを適用し、スペクトル指数 S、α/p比、周囲組成、および粒子方位分布（MHDピッチ角散乱を介して）を変化させて解析を行った。
• Kozlovsky らのデータから得た断面積と、Hua らのデータから得た中性子捕獲断面積を用い、衛星素材による透過効果も組み込んだガンマ線線フルエンス比を計算した。
• ピッチ角散乱の平均自由行程 λ を変化させる磁気ループモデルを用いて、時間に依存する2.22 MeV線発光をモデル化した。
• 特に2.22 MeV線および4.44/6.13 MeV線の合計光曲線をフィットさせ、λ および 3He/H の最良適合値を、90%信頼区間と1σ区間を用いて特定した。
• SMM、CGRO/OSSE、RHESSI からの先行データと比較し、モデルの一貫性を検証するとともに、12C/16O線比における系誤差の有無を評価した。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 ガンマ線線フルエンス比から推定される加速粒子集団のスペクトル指数は何か？
• RQ2 測定された12Cおよび16Oガンマ線線比は、標準コロナ組成に基づく予測と比べてどのように異なるか？
• RQ3 2.22 MeVの中性子捕獲線の時間歴史を用いて、光球層の3He/H比にどのような制約を加えることができるか？
• RQ4 ピッチ角散乱による加速粒子の方位分布が、観測された2.22 MeV線プロファイルにどのように影響を与えるか？
• RQ5 理論的12C対16O線比が観測値を約1.5倍過大評価するのはなぜか？

主な発見

• α/p = 0.02 の場合、粒子スペクトル指数は S = 3.15 ± 0.55 であり、α/p = 0.1 の場合 S = 3.65 ± 0.55、α/p = 0.5 の場合 S = 4.075 ± 0.475 であった。
• 理論モデルが予測する4.44 MeV（12C*）対6.13 MeV（16O*）線比は、観測値を約1.5倍低く評価しており、ガンマ線生成地点で非コロナ状態のC/O比が存在する可能性を示唆している。
• 2.22 MeVの中性子捕獲線の時間歴史は、正規化されたピッチ角散乱平均自由行程 λ = 2000 および 3He/H = 6×10⁻⁵ の組み合わせで最もよくフィットした。
• 3He/H比の90%信頼区間はやや緩く制約されており、しかし4.44 MeVおよび6.13 MeV線の形状は、今後の不確実性低減に道を示している。
• 得られた3He/H比は、以前のRHESSI結果と一致しており、ヘリオセイスミルジーおよび木星の大気中の3He/4He比から推定される太陽の3He含有量とも整合的である。
• 観測値と予測値の12C/16O線比の乖離は、複数のミッションにわたって継続しており、フレアモデルにおける周囲組成の仮定を再評価する必要があることを示唆している。