すざく衛星広帯域全天モニタとRHESSIによる 太陽マイクロ

すざく衛星広帯域全天モニタと RHESSI による
太陽マイクロフレアの非熱的電子の観測
石川真之介
（国立天文台）
KRUCKER, Säm
（カリフォルニア大学バークレー校）
大野雅功
太陽マイクロフレアにおいて、電子がどのぐらいのエネ
2005-11-17 03:13:45-03:14:01
ルギーまで加速されているか、その最高エネルギーはよく
わかっていない。マイクロフレアでは大きな太陽フレアと
持つものがある。マイクロフレアの硬 X 線は継続時間が典
型的に 1 分以下と短いため [2]、マイクロフレアの高エネル
ギー放射を捉えるためには、大きな有効面積が重要となる。
すざく衛星 [3] に搭載されている硬 X 線検出器（Hard X-ray
Detector, HXD [4]）の一部である広帯域全天モニタ（Wideband All-sky Monitor, WAM [5,6]）は、現在運用中の太陽観
測が可能な硬 X 線・ガンマ線観測装置のうちで最大の有効
面積を誇る。本研究では、すざく /WAM と Reuven Ramaty
High Energy Solar Spectroscopic Imager（RHESSI）で観測さ
れた太陽マイクロフレアの硬 X 線スペクトルの解析を行っ
た [7]。
WAM 観測リスト には、2005 年 7 月 のす ざく 打ち上げ
以降 2010 年 3 月までの間に、RHESSI と同時観測された
6 つの GOES B クラスのマイクロフレアが掲載されてい
た。100 keV において、WAM で検出されたフラックスは
X-ray spectrum [photons s-1 cm-2 keV-1]
比べてスペクトルがソフトであることがわかっているが
[1]、マイクロフレアの中にも非常にハードなスペクトルを
LIN, Robert P.
（広島大学） （カリフォルニア大学バークレー校）
102
RHESSI detectors:
1, 3, 4, 5, 6, 7 and 9
100
10-2
10-4
RHESSI のバックグラウンドよりも約 20 倍も小さい（解析
したマイクロフレアのスペクトルの例を図 1 に示す）。
RHESSI と WAM の非熱的スペクトルは単一成分のべき
関数でよく表され、光子指数は 3.5 から 4.5 であった。
次に、我々は RHESSI の観測結果をみると WAM でも観
測可能と考えられるイベントを選び、そのイベント時間に
おける WAM のデータを確認した。その結果、2005 年 7 月
から 2007 年 11 月までのデータのうちで、12 個の候補中 11
個のイベントで、WAM でもマイクロフレアからの放射が
10
energy [keV]
100
図 1．本研究で解析した WAM と RHESSI によるマイクロフレアスペクト
ルの例．黒線は RHESSI，マゼンタのデータ点は WAM の観測デー
タ．灰色の線は RHESSI の，茶色の線は WAM のバックグラウン
ド．赤線及び青線は RHESSI のデータをフィッティングして得ら
れた，熱的および非熱的成分．
検出されていることがわかった。この結果、マイクロフレ
アでも、大きなフレアと同じく、電子を 100 keV まで加速
することができるという示唆を得た。
参考文献
[1] Battaglia, M., Grigis, P. C., Benz, A. O.: 2005, A&A, 439, 737.
[2] Benz, A. O., Grigis, P. C.: 2002, Sol. Phys., 210, 431.
[3] Mitsuda, K., et al.: 2007, PASJ, 59, 1.
[4] Takahashi, T., et al.: 2007, PASJ, 59, S35.
[5] Yamaoka, K., et al.: 2005, IEEE Trans. Nucl. Sci., 52, 2765.
[6] Yamaoka, K., et al.: 2009, PASJ, 61, 35.
[7] Ishikawa, S., Krucker, S., Ohno, M., Lin, R. P.: 2013, ApJ, 765,
143.
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I Scientific Highlights