太陽・恒星フレアのエミッションメジャー()は温度()
とともに増大することが知
られている(図1)。
(ただし、は電子密度、はフレアサイズ、また、、
は、フレア時のそれぞれ
のピーク値をとる。)これはマイクロフレアや、原始星フレアに
対しても成り立っており、6
1)EM-Tダイアグラムには禁止領域(磁気ループによるプラズマの閉じ込め
ができない領域)が存在する。
2)フレアはピーク温度がリコネクション加熱熱伝導冷却で
決まる系列であり、放射冷却は効いていない。
密度は圧力平衡(磁気圧ガス圧)または
熱伝導エンタルピーフラックス(彩層蒸発)から決まる。
これに対して、加熱時間が長引い
て定常的になると加熱熱伝導放射冷却が成り立ち、
密度は放射冷却熱伝導で決まる。これは、コロナの系列であり、
106 < T < 108 K
、1044 < EM < 1056 cm-3という広いパラメータ領域で成り
立つ(統計的な)相関関係である。
一昨年、Shibata and Yokoyama (1999, ApJ 526, L49-L52)
は、熱伝導と彩層蒸発を含む磁気リコネクションの
数値シミュレーションと理論に基づいて、
この相関関係を良く説明する次のようなスケーリング則を発見した：
ただし、は磁場強度、はプリフレア電子密度である。
観測からがわかりさえすれば、フレアを分
解して観測できなくても、このスケーリング則より、
磁場強度がわかり、さらにはフレアルー
プのサイズもわかる。
これは星を分解して観測できなくても星の光度と表面温度だけ(HR
図上の位置)から星のサイズがわかるというのに似ている。
フレアのEM-T関係は、いわ
ば、フレアのHR図とも言えよう。このようなEM-T関係の重要性に鑑
み、このダイアグラムの物理的意味と理論的予言を詳しく調べた結果、
以下のことが判明した(Shibata and Yokoyama 2001, in preparation)。
となる(図1)。
太陽コロナ活動領域のEM-T関係(Yashiro 1999, Thesis) は、
この理論的予測とほぼ合っている。
図1: 太陽フレア(右下のハッチ領域)、恒星フレア(右上の記号)
および太陽コロナ(左下のハッチ領域)の
エミッション・メジャー(EM)ー温度(T)関係。
実線は理論的に予測されたフレアの系列((1)式で一定の線)、
1点鎖線がコロナの系列((2)式、
加熱フラックス一定の線)を表す。