2011年12月1日第10回太陽・太陽風セミナー

宇宙線 大 ベ宇宙線巨大ＧＬＥイベントの事例解析事例解析

渡邉 堯渡邉 堯

宇宙線WDC・名古屋大学ＳＴＥ研

情報通信研究機構

http://center.stelab.nagoya‐u.ac.jp/WDCCR/

空気シャワーによる二次宇宙線の生成

Cosmic‐Ray Energy Spectrum

地上NM観測1 – 20 GeV

1 GeV 100 GeV

HUANCAYO,HALEAKALA (Rc = 13 GV) CLIMAX (Rc = 3 GV)

宇宙線の「硬さ」 Rigidityg y低エネルギーの宇宙線は、地球磁場に遮られ、極方向からしか地表に到達できない。低緯度帯では、高エネルギー宇宙線だけが地表まで侵入宇宙線だけが地表まで侵入できる。

R (Volts) = Bρ = p/q B: magnetic fieldB: magnetic fieldρ: gyroradius

tｐ: momentumq: charge

地球磁場は、宇宙線の「エネルギー分析器になっている。

6

Vertical Cut-Off Rigidities (GV)

D. F. Smart and M. S. Shea, ICRC 2007http://dpnc.unige.ch/ams/ICRC-07/icrc0730.pdf

宇宙線中性子観測所

GLE (Ground Level Enhancement)

地上の宇宙線中性子観測によって検出される 短時間の宇宙線強度検出される、短時間の宇宙線強度の急増現象。0.5 GeV以上のエネルギーが必要。

太陽面西半球で発生した、強い太陽フレアに伴って観測されることが多い。

銀河宇宙線に比べてsoft銀河宇宙線に比 てsoft

昔：太陽フレアが原因

最近：高速のCMEに伴う衝撃波が主な原因と考えられているが、フレ

能性も捨 きれなアによる可能性も捨てきれない。

惑星間空間における太陽粒子の伝播

太陽

陽子の軌道

電子の軌道電子の軌道

太陽で発生した高エネルギー荷電粒子は、太陽風磁場に沿って伝播する 太陽の西側で加速さ

10

伝播する。太陽の西側で加速された粒子が、地球に到達しやすい傾向がある。

OULU で観測された強いGLE（増加率10%以上）

Firoz et al., J. Geophys. Res.,VOL.116,A04101,doi:10.1029/2010JA016171, 2011

OULUで観測されたGLEの観測されビッグ４

20.01.2005  269%

29 09 1989 174%29.09.1989  174%

24.10.1989    94%

13.12.2006    92%

GLEと太陽フレア・CMEとの関係GLEと太陽フレア・CMEとの関係

• 80%のGLEはＸクラスの太陽フレアに伴って発生

• 増加率10%以上のGLEは、太陽の西半球で発生したフレアに伴うケースが多い（96%)生したフレアに伴うケ スが多 （ %)

• GLEが発生したときのCMEの平均速度は1700 k /km/sec。

2005年9月7日の太陽中性子観測（松原他）

SOUTH POLE N t M itSOUTH POLE Neutron Monitor

加速されたイオンと太陽大気粒子との相互作用によって発生（p‐p反応など）。中性子は不安定であり、陽子と

電子および反電子ニュートリノに崩壊する。平均寿命は886.7±1.9秒（約15分）、半減期は約10分であるから、

速度が光速に近い場合は地球まで到達できる。中性子の運動は磁場の影響を受けないため、加速機構の研究に役立つ研究に役立つ。

20‐JAN‐2005 の白色光フレアとGLE

左図 532 4 白色光イメ左図：532.4 nm 白色光イメージに、フレア・リボン（Ｈβ）を重ねたもの。→が白色光フレア

右図：活動領域の磁場構造右図：活動領域の磁場構造

Wang et al, Astrophys. J., 690, 862–874, 2009

20‐JAN‐2005Flare: 0636/20/01/2005X7.1, N14W61

VCME = 882 km/sec

SI: 1715/21/01/2005/ / /VS‐E ~ 1200 km/sec

比比が小さいほど硬いい

宇宙線入射のiasymptotic cone

対称軸 （85S40W)か対称軸 （85S40W)からの経度差とP1の最大強度との関係

強い非等方性を示すす。

20‐JAN‐2005 のGLE は2成分？フレアによって直接加速された初期のh dな強いパルスと CMEによる

20 JAN 2005 のGLE は2成分？

のhardな強いパルスと、CMEによる

衝撃波によって加速された、比較的softな粒子との2成分が存在する

McCracken et al., J. Geophys. Res., 

的softな粒子との2成分が存在する。

VOL. 113, A12101, 18 PP., 2008.

0 0120 0 0

GOES‐71.00E+01

050120 0705

1.00E+00GLE1 10 100 1000

1.00E+02050120 1000

1000

20‐JAN‐2005

1.00E+01100

10

1.00E+00

1 10 100 10001

0.01 0.1 1 10

1.00E‐01

系列1

M. A. Lee、1991年宇宙線国際会議

20‐JAN‐2005 Radio‐SXR‐HSRBouratzis C et al Solar Phys 2010Bouratzis, C., et al., Solar Phys., 2010

The CME‐associated shock acceleration seems to be of little importance.  The reconnection in the wake of the CME and the reconnection outflow terminationreconnection in the wake of the CME and the reconnection outflow termination shocks (both above and below the reconnection) appear to be the main contributors of energetic electrons and protons.

100029‐Sep‐1989

29‐SEP‐1989X9 8 S26W105

100

X9.8, S26W105

10

1

0.01 0.1 1 10系列1

1000

20‐JAN‐2005

100

20‐JAN‐2005X7.1, N14W61

10

Firoz, K. A. et al., J. Geophys. Res. 115, A09105, 2010.

1

0.01 0.1 1 10

系列1

1989年10月19 22 24日の3連GLE1989年10月19,22,24日の3連GLE

E10                      W31          W57    

30

SEPの現れ方とCMEの位置関係S の現れ方と の位置関係

31

Shock Drift 加速Shock‐Drift 加速

E = ‐ v × B

衝撃波の上下流を往き来する粒子のフェルミ加速衝撃波の上下流を往き来する粒子のフェルミ加速

衝撃波の上下流における流速の差によるフェルる流速の差によるフ ルミ加速。

上下流とともに移動するMHD波（磁気流体波）に

よって粒子が反射される。

衝撃波と磁場との方向による加速の違い

下流 上流

磁場が衝撃波面に垂直だと、荷電粒子が上下流を行き来しやすく 加速が促

磁場が衝撃波面に平行だと、荷電粒子が磁場を横切って動きにくいため、加速がが上下流を行き来しやすく、加速が促

進される。

磁場を横切って動きにくいため、加速が起きにくい。

準平行衝撃波と準垂直衝撃波

EAST SUN WestEAST                        SUN                    West

Quasi-Perpendicular Shock

衝撃波が明瞭に形成される。衝撃波 明瞭 形成さ る。Shock-Drift加速が重要。

Quasi-Parallel Shock衝撃波がプラズマ波に崩壊

上流 伝播 加速35

し、上流に伝播。フェルミ加速が重要。

100

19‐OCT‐1989

E10, X13 10

GLE

1000

22‐OCT‐19891000

24‐OCT‐1989 W31 X9 8

1

0.01 0.1 1 10

系列1

1001000

24 OCT 1989

W57 X5 7

W31, X9.8 

10

100

W57, X5.7 

Isotropic!1

0.01 0.1 1 1010

p

0.1

系列11

0.01 0.1 1 10

1.00E+04

891020 1540

1 00 01

891022 1905 1.00E+02

891024 2045

1 00E+01

1.00E+02

1.00E+03

1.00E 04

1.00E+02

891019 1555

1.00E‐01

1.00E+00

1.00E+01

1 10 100 1000

1.00E‐01

1.00E+00

1.00E+01

1 10 100 1000

1.00E+00

1.00E+01

1 10 100 1000

1.00E‐01

1.00E+00

1.00E+01

1 10 100 1000

E10                   捕捉粒子 W31        W57X13.0                                                                    X2.7                                   X5.9

27/09 19/10 22/10 24/1027/09      19/10   22/10   24/10             

1989年10月19－20日1989年10月19－20日

FLARE 

CME + SHOCK

まとめまとめ

• 20‐JAN‐2005における、例外的に巨大なGLEは、フレア領域における強い加速によって発生したhardな太陽中性子をにおける強い加速によって発生したhardな太陽中性子を含む初期パルスと、CME加速によるsoftな粒子との複合現象。象。

• CME加速のみでの最強イベントは、1989年9月29日のGLE。

• フレアが強い程（CMEが早いほど？）hardになる傾向が見• フレアが強い程（CMEが早いほど？）hardになる傾向が見られる。

• GLE SEPとも エネルギ スペクトルとフレア経度との関係• GLE、SEPとも、エネルギースペクトルとフレア経度との関係は余り明確ではない。1989年10月19日のフレア（E10）に伴うSPEがhardであるのはなぜか？うSPEがhardであるのはなぜか？

• OURNAL OF GEOPHYSICAL RESEARCH, VOL. 113, A12101, 18 PP., 2008doi:10.1029/2007JA012829 

• Investigation of the multiple‐component structure of the 20 January 2005 cosmic ray ground level enhancement

• K. G. McCracken

• Institute for Physical Science and Technology, University of Maryland, College Park, Maryland, USA

• H. Moraal

• School of Physical and Chemical Sciences, North‐West University, Potchefstroom, South Africa

• P. H. Stoker

• School of Physical and Chemical Sciences, North‐West University, Potchefstroom, South Africa

• Worldwide observations of the cosmic ray ground level enhancement (GLE) of 20 January 2005 are used to investigate a commonly observed but poorly understood feature of this class of event. It is argued that the GLE comprised two distinctly different cosmic ray populations. The first resulted in an impulsive, highly anisotropic, field‐aligned pulse with a relatively hard rigidity spectrum and significant velocity dispersion. The characteristics of the anisotropy were almost identical to those for similar impulsive increases observed during GLEs in 1960, 1978, and 1989. The π 0 γ ray observations from the RHESSI and CORONAS‐F spacecraft and Type III radio emissions yield a path length of 1 76 ± 0 1 AU to Earth for the firstRHESSI and CORONAS F spacecraft and Type III radio emissions yield a path length of 1.76 ± 0.1 AU to Earth for the first pulse. After the highest energies in the initial anisotropic pulse had passed Earth, another field‐aligned but mildly anisotropic cosmic ray pulse developed slowly worldwide, exhibiting the characteristics of the conventional GLE. The risetime and anisotropy of this second population indicate substantial scattering, apparently at variance to the essentially scatter‐free nature of the initial pulse. We show that the coexisting scatter‐free initial impulsive increase and the diffusive character of th d l i t t ith th t d d i li th f it h l diff i Th h t th GLE ththe second pulse are consistent with the standard quasi‐linear theory of pitch angle diffusion. Throughout the GLE, the anisotropy remained field‐aligned, and a third maximum, seen by some stations, is shown to be due to changes in the direction of the heliospheric magnetic field (HMF). Examination of 22 large (>20%) GLEs in the historical record shows that the impulsive pulse never occurs after the commencement of the P2 pulse, indicating that the impulsive‐gradual combination is not due to a chance sampling of differing scattering regions of the HMF. It is further shown that impulsive pulses, or their equivalents, have been observed in 13 out of the 15 GLEs associated with solar activity in the solar longitude range 24°–98°W, leading us to propose that the event of 20 January 2005 should be regarded as the defining example of the GLE. The observations lead us to propose two separate acceleration episodes in the typical GLE: (1) acceleration directlyassociated with the flare itself and located in the lower corona and (2) acceleration by a supercritical shock driven by the associated coronal mass ejection, located at ∼3–5 solar radii and farther in the upper corona. A one‐to‐one association withassociated coronal mass ejection, located at  3 5 solar radii and farther in the upper corona. A one to one association with so‐called impulsive and gradual solar energetic particle events at lower energies is proposed. On the basis of these observations, a generic model for the GLE is proposed. 

REGION 5698 (S26W105)

PRODUCED A POWERFUL X9 FLARE ATPRODUCED A POWERFUL X9 FLARE AT 29/1133Z.