Transcript 太陽将来計画と目指すサイエンスI（勝川）

太陽将来計画の一つの可能性
紫外線望遠鏡による彩層・遷移層の
超高空間分解能観測
勝川行雄 (国立天文台)
1
SOLAR-Bで残る課題

SOLAR-Bは
– 可視光高空間分解能での光球磁場観測 (SOT)
– EUV、X線でのコロナ観測 (EIS, XRT)
において、現在の究極に近い。

しかし、SOLAR-Bでできないことが多いことも確か
特に、彩層、遷移層の診断は不得意
– SOTの彩層観測はCaII H (分光ができない), Hα(解釈が難しい)
– 磁場観測としてMgIb, NaI D (彩層下部のみ)
– XRT/EISは>1MKのコロナ観測が中心

彩層、遷移層観測に適しているのは紫外線!!
2
UV超高空間分解能望遠鏡




観測波長: 1000 – 3000 A, 必然的にスペースミッション
多くの面白い輝線があるのは<2000A
口径50cm (SOLAR-B/SOTと同じ大きさ)
回折限界分解能 0.1”!! (@2000A)
同じ分解能を波長1μmで達成するためには口径2.5m
SOLAR-Bで培われた軽量化宇宙望遠鏡、検出器、チップ
チルト鏡のノウハウを出来る限り生かす
高空間分解能に重きを置くと撮像観測だが、物理をやる
ためには分光が必要。さらには偏光観測もできるとよい
3
これまで/これからのミッション

人工衛星 (空間分解能、装置性能はまだまだ)
– SMM / UVSP (1980-1985)

分光観測 1000-3600 A
– SOHO/SUMER (1996-)

600 ～ 1600Aの分光観測、ラスタースキャンに制限
– TRACE (1998-)

C IV (1550A), Lyα (1215A) の撮像観測 (Lyαはあまり使われなかった)
– SDO/AIA (2008-)


TRACEと同じUVバンドあり。full disk
ロケット実験 (本格的な観測はまだまだ)
– HRTS (High Resolution Telescope and Spectrograph)

8度打ち上げ (1975-1992)、Spacelabでも観測 (1985)
– VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)


Ly-alphaの撮像観測, 空間分解能0.3”、CIVはまだ
3度打ち上げ、2度成功
– SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)


C IV (1550A), Mg II (2800A)
偏光観測が特徴、打ち上げまだ
4
輝線と温度
SUMER
EIS
この辺
5
Wilhelm et al. (1995)
UV spectrum
Spacelab2
SOHO/SUMER
Lyα
Lyβ
6
彩層、遷移層観測で見えること

彩層、遷移層での磁気リコネクション、フロー
–
–
–
–

定常な加熱、コロナループ足元（？）
磁気キャンセレーション、XBP
浮上磁場、サージ、ジェット
マイクロフレア、Blinker、Explosive events
波動、衝撃波
– 光球からコロナへの波動伝播
– 彩層、遷移層での散逸、加熱

フレア、粒子加速
– フレアカーネルの微細構造
– プレフレア現象
– 彩層蒸発
7
遷移層観測の重要性

光球-コロナのconnectivity
磁気要素とコロナ構造(磁気ループ)の”missing link”の解明
(->コロナ加熱を解く鍵がある!!)
Schrijver (2001)
SOLAR-B/XRT & EIS
??
SOLAR-B/SOT
8
光球とコロナのconnectivity (1)
de Pontieu et al. (2003)
相関悪い
相関いい
9
光球とコロナのconnectivity (2)
de Pontieu et al. (2003)
コロナと光球磁場のconnectvityは単純で
はない。
コロナと光球だけ観測していてもどのよう
に磁場つながっているか分からない。
Observation with DOT
彩層にも1秒角以下の構造は存在する
多分、遷移層にも。
10
コロナループ足元観測


TRACEによるコロナループに沿った温度分
布の観測から、ループに沿って非一様な加
熱が示唆されている
(SOLAR-Bで再確認必要)
足元近傍、遷移層で何か起こっている？
Aschwanden et al. (2000)
– 足元でのリコネクション ?
– 波の散逸?
11
CDSによる遷移層観測

空間分解能が悪すぎて、1秒角以下の遷移層の構造は見えない。
コロナループが彩層、遷移層とどのようにつながっているか分からない
可視連続光
UV cont.
Hα
He I (104.5K)
O IV (105.2K)
Ne VI (105.7K)
Mg IX (106.0K)
171A (FeIX/X)
ループの足元に明るい構造
12
遷移層におけるフロー
20-30万度に系統的なダウンフロー
>50万度はアップフロー
コロナ加熱、太陽風加速との関係を調
査するために、空間的に分解する必
要あり
Peter & Judge (1999)
Hassler et al. (1999)
NeVIII (～60万度)
Coronal hole
Network上にアップフロー
Fast solar windの源？
13
Bi-directional jets associated with
explosive events


Si IV (～10万度)でexplosive
eventに伴う blue & red shift
-> Bi-directional jets
-> reconnection!
CDSではOIVやOVで多数
の”bliner”。ネットワークの磁場
構造と対応していそう
しかし、CDSの分解能は悪すぎ

下(磁場)との関係、上(コロナ)と
の関係はまだよく分かっていな
い
Inness et al. (1997)
14
TRACE 1600A
• 分解能は1” (0.5”/pixel)
• 温度minimumのあたりの構造(UV連
続光の寄与)とCIVによるより上空の構
造が混ざっている
• 磁場のelementの運動や時間発展
が高コントラストで観測できる
ただし、TRACEで見えているぶつぶつ
は、光球で見える磁気要素(facularや
GBP)の塊に対応している
• 上空のフレア活動と関係して増光
（フレアリボン、プレフレア増光)
磁気浮上
フレア1
フレア2
15
これまで/これからのミッション

人工衛星 (空間分解能、装置性能はまだまだ)
– SMM / UVSP (1980-1985)

分光観測 1000-3600 A
– SOHO/SUMER (1996-)

600 ～ 1600Aの分光観測、ラスタースキャンに制限
– TRACE (1998-)

C IV (1550A), Lyα (1215A) の撮像観測 (Lyαはあまり使われなかった)
– SDO/AIA (2008-)


TRACEと同じUVバンドあり。full disk
ロケット実験 (本格的な観測はまだまだ)
– HRTS (High Resolution Telescope and Spectrograph)

8度打ち上げ (1975-1992)、Spacelabでも観測 (1985)
– VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)


Ly-alphaの撮像観測, 空間分解能0.3”、CIVはまだ
3度打ち上げ、2度成功
– SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)


C IV (1550A), Mg II (2800A)
偏光観測が特徴、打ち上げまだ
16
TRACE
(Transition Region and Coronal Explorer)
口径30cmを4分割
Lyα
CIV
UV continuum
空間分解能は～1” (0.5”/pixel)
WL
17
SDO/AIA (Atomospheric Imaging Assembly)
口径20cmを2分割
メインはEUVコロナ観測
TRACEと同様にUV観測も可能
ただし、full-disk観測。0.6”/pixel
18
SDO/AIA
1000.0
P h o to n s/s fo r E M =1 0 44 cm -3
1.000
A re a (cm 2 )
10000.0
171
193
211
335
94
133
304
0.100
0.001
Table FO2
Te l es cope
1
2
3
4
100
150
200
250
Wav elength ( Å )
300
350
SD O _ 0 0 3 7
0.010
171
193
211
335
94
133
100.0
10.0
1.0
0.1
4.5
5.0
5.5
6.0
log T (K)
6.5
7.0
SD O _ 0 0 3 6
10.000
7.5
Predicted Response Functions
Areas
-2. AIA Effective
telescope coating
and filter definitions. Only one telescope requires an aperture sele

Ion
1600 C I V/continuum
1700
Continuum
4500
Continuum
171
Fe IX
94
Fe XVIII
304
He II
133
Fe XX/XXIII
335
Fe XVI
211
Fe XIV
193
Fe XII/XXIV
R peak
80%
80%
80%
50%
40%
18%
68%
17%
42%
48%
Coating
Entrance
M ate r ials
Fi lte r
Al
Al
Al
Mo/Si
Ru/Y
SiC/Si
Mo/Si
SiC/Si
Mo/Si
Mo/Si
Focal Plane Filte rs
Filte r 1
Bandpass
Ban d pass on MgF 2
on
Ban d pass on fused silica
MgF 2
Ban d pass on fused silica
Al, 1500 
Al, 1500 
Zr, 2000 
Zr , 2000 
Al, 1500 
Al, 1500 
Zr, 2000 
Zr, 2000 
Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 1500 
Filte r 2
ctor .
Ape rture
Se le c tor
No
Al, 2500 
Zr, 3000 
Al, 2500 
Zr on Polyi m ide*
Al, 2500 
Al, 2500 
Al, 2500 
No
No
Yes
19
VAULT
(Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)
口径30cm
Lyαによる超高空間分解能観測
20
21
SOHO/SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of
Emitted Radiation)
CIV full disk mosaic
22
SMM/UVSP (Ultraviolet Spectrometer and Polarimeter)
黒点上空の磁場
コロナループのフロー
23
SUMI
(Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)
24
まとめ



超高空間分解能観測で遷移層の微細構造、ダイナミクス
を観測。
SOLAR-Bや海外の他のミッションではカバーできない領
域である
サイエンスの観点で要検討項目
–
–
–
–
–

SOHO/SUMER、TRACE 1600A、VAULTの成果の吟味
撮像のみでよいか、分光もできないと意味がないか
磁場測定も同時にできた方がよい
真に重要なのはどの輝線か
偏光観測ができると何か良いことはあるのか
(Zeeman効果による磁場診断は難しい)
技術的課題はたくさん。。。。
25
スペースミッション 他の可能性

HXR分光撮像 (<- SOLAR-Bが観測できないもう一つ)
–
–
–
–
ターゲットはフレア、粒子加速
Yohkoh/HXT、RHESSIでどこまで来たかを吟味する必要あり
すだれコリメータ + 「CdTe検出器」で、HXTライクなHXR望遠鏡
～数keVのエネルギー分解能(バルーン実験で実証済み)はHXT
よりはるかによい

SXR分光撮像

極域観測 (磁場、seismology)
など。。。
26