恒星フレアの観測
野上大作(飛騨天文台)
2006/06/29
太陽将来計画ワークショップ@三鷹
1.恒星フレアはどう観測されるか
↓2MASS J0149090+295613 (M9.5)
のフレア(Liebert et al. 1999) H I,
He I, Ca II 等の彩層輝線が強くなる
↑AD Leo(M3)のフレア(Hawley,
Pettersen 1991)
短波長側で振幅が大きい。小
さなものまで含めると、活発な
星では1日数イベントのフレア
が観測される。
フ
レ
ア
中
フ
レ
ア
後
2.強いフレアを起こす天体
・UV Cet型星 (いわゆるフレア星)
late K~M(~L,T)型の主系列星の一部
Etot  10 10 erg
31
34
・RS CVn型連星
G~K辺りのsubgiantを含む共回転連星系
Etot  1034 1036 erg
・T Tau型前主系列星
主星の磁場と降着円盤との相互作用
Etot  1036 ~ erg
速い自転
+
深い対流層
↓
強いダイナモ?
光度変化、スペクトル変化が類似しており、同じ EM-T 関
係が太陽のマイクロフレアからT Tau型の巨大フレアまで
通用する(下図:Shibata, Yokoyama 1999)
フレアは同じ機構で起こっており、エネルギーの違いは
フレアの空間スケールの違い!?
3.恒星フレアの機構解明に向けての今後の観測
(波長分解能10,000で時間分解能10秒あるいはそれ以
下)
•フレア中のバルマー線やCa
II H&K線のプロファイル
変化の追跡
☆ダウンフローやアップフロー
☆電波で受かっている1秒以下の細かい振動
(micro flare?)は受かるか?(まずは測光で確か
めるべき?)
☆フレアが起こる前に測光的に一旦少し暗くなる現
象(数十秒のタイムスケール)が捕えられること
が多い。何が起こっているのか?
•X線や電波との共同観測は重要
→高速CCDカメラを用いた可視(偏光)分光観測
3,500—7000A(Balmer series, He I&II, CIII/NIII,
CIV, Fe I&II, Ca II H&K, Na I D etc)あたりか?よ
り高回電離の線はどうだろう?
観測装置としてこういうのが欲しい!
1) 高速3色同時測光システム(~10msecを目指す)
2) 高速(偏光)分光観測装置
波長分解能は 5,000~10,000 程度
読み出しを速くして1秒から10秒の時間分解能
波長域は 3,500—8000A くらいをカバー
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