次期太陽観測衛星
SOLAR-C計画
Plan-A
原 弘久
国立天文台
2010年1月19日

SOLAR-C Plan-Aの構想• 新たな視点 – 黄道面外（目標傾斜角~45°）–から黄道面外の太陽（・太陽圏）探査– 太陽内部構造・太陽周期ダイナモ機構の解明
磁場生成過程の解明へ– 太陽極領域表面の対流運動・磁気大気活動探査– 太陽風構造のリモート探査– 黄道光ダスト分布探査• 2017年打ち上げを要求– 2022年頃と予想される極領域の磁極反転を好条件下で観測するため• H-II Aによる打ち上げを想定

Solar Magnetic Activity Cycle• How are magnetic fields created in the sun? (Dynamo)
視線方向磁場

太陽面緯度
1990

1980

10年

2000

Year

SOLAR-C Plan-Aの構想• 新たな視点 – 黄道面外（目標傾斜角~45°）–から黄道面外の太陽（・太陽圏）探査– 太陽内部構造・太陽周期ダイナモ機構の解明磁場生成過程の解明へ– 太陽極領域表面の対流運動・磁気大気活動探査– 太陽風構造のリモート探査– 黄道光ダスト分布探査• 2017年打ち上げを要求– 2022年頃と予想される極領域の磁極反転を好条件下で観測するため• H-II Aによる打ち上げを想定

Solar-C Plan-A Orbit** 最終軌道は地球と同期して周期1年で太陽を周回

A案：黄道面脱出による太陽探査
The Sun as a star
＜ダイナモ磁気活動の理解に向けた探査＞• 高緯度・極領域の表面対流・磁気大気構造の探査• 高緯度・極領域の内部流れ場探査• 磁場生成領域とみなされる対流層底部探査（日震学的アプローチ）＜Vantage pointからの探査＞••••

極領域コロナホールからの高速太陽風探査
黄道面外からの太陽総放射量の測定（太陽－地球間空間の太陽風密度構造の直接撮像）（黄道光ダスト構造の黄道面外からの探査）
TSI(W m-2)

極磁場Rotation and Meridional Flows• Basic quantities to understand the solar dynamo• cannot be determined from observations in ecliptic plane
for high-latitude and polar regions• Need out-of-ecliptic helioseismic observations to fill up
for all latitude regions
North Pole

Submergence ofmagnetic field？

Surface magnetic field transport
Meridional flow speed

20m/s

Angular velocity

South Pole

-20m/sMeridional flow

-60 deg Latitude 60 deg

A案：対流層底部での磁力管探査
P-mode ray path

• 強磁場の磁束管が対流層底に横たわる速度シア層tachoclineでSOLAR-C S/C生成されていると考えられている• 局所日震学によるtachocline位置での磁束管の探査
EarthTachocline
Convection zone
到達する緯度によって、極点直下領域で調査可能な深さが変化することに注意Total Solar Irradiance (TSI)from out-of-ecliptic plane
太陽の光度の緯度依存性はどのようになっているか？

• Understand the sun as astar• Solar irradiance TSI cycle
variation ~0.1%• Larger amplitude ofvariation for other sun-likestars• Interesting to measure
TSI from an orbit
inclination >40 deg
Figure from PMOD WRC homepage

Solar Wind• How is the high-speed solar windfrom polar coronal holes
accelerated?
• Measurement of global magnetic
fields in polar coronal holes,
flows in transition region and low
corona, and the wind speed may
provide the linkage between sun
and inner heliosphere.

Ulysses First Orbit
near Solar Min

極領域表面から太陽半径数倍程度の距離まで、感度を著しく上昇させたEIS or SUMERのような分光装置で輝線スペクトル形状の時間変動を観測したい
McComas et al. (2003)

Ulysses Second Orbit
near Solar Max

太陽風速度・磁場の観測は必要か？
• プロトンの速度と密度くらいは最低必要か• その場磁場測定：
イオンエンジンと両立するか？
• Ulyssesからのゲインは？
• 宇宙環境予測研究という観点で必要なのかもしれない
SOLAR-C Plan-A S/C
磁力線
分光観測によるリモートセンシング

太陽風密度構造の直接撮像
STEREO HIをPlan-A軌道にもっていくと、太陽風構造の密度むらが検出可能に

これはCIRです
STEREOで検出されたCIR

HI-2

黄道光のバックグランドに対し6時間積分で~4σレベル（Preliminary: 要チェック）

HI-1

VACE

N

MHDシミュレーション
結果より得られる
太陽風密度構造

Rouillard et al. 2008, GRL, 35, L10110

黄道光・その成分としてのダスト• 地球近傍、Heliosによる内部太陽圏での黄道面内からの測定があるのみ。
• 黄道面をいくらかでも脱出するなら、黄道光の空間分布を取得するのは意味がある• 黄道光は赤外線観測のバックグランドとなり、差し引くべき黄道光モデルが天体の光量分布を決定す
る: (どのくらいの観測時間が必要なのか？)• 検出器に衝突して、発生したプラズマを計測することでダストのin-situ観測が可能（Ulysses, 「のぞみ」などで実施） [ 装置重量は1kgくらい ]Solar-Cによる副次的科学：宇宙赤外線背景放射の観測
JAXA/ISAS 松浦周二ほか EXZIT検討グループ
科学目的①： 宇宙で最初に生まれた星からの光を赤外線宇宙背景放射として観測科学目的②： 黄道光の立体的観測による太陽系ダストの分布および起源の解明
宇宙
or衛星
宇宙
太陽

初期宇宙密度ゆらぎ 原始宇宙ガス収縮 宇宙最初の星誕生

銀河形成

現在の宇宙

地球

観測手法：
- 黄道面外から星や銀河を取り除いた
空の拡散光成分の可視・近赤外スペクトルを観測- 定点観測（例えばNEP）の明るさの黄道面からの距離（高さ: z）依存性からダスト分布を測定

黄道光 (地球軌道上 @1AU)
大幅な低減
黄道光(z=0.5AU)

宇宙背景放射の観測値@1AU

宇宙最初の星（z=10 Ly-α）
系外銀河- z=0.5AUでの黄道光：~10%に低下→ 黄道光の不定性に制限されない
高精度の宇宙背景放射観測

空のスペクトルの観測値@1AU

How is appearance of solar poles
A案 as a function of inclination?
i: inclination angle between solar equatorial plane

i = 60 deg

i = 50 deg

i = 40 deg

i = 30 deg

i = 20 degA案: Ion engine + Earth swing-by
Observing periods
2Distance (AU)Sun-S/C

1

Earth-S/C
060
Angle fromSolar
EquatorialPlane (deg)300-30-60

Telemetry 10000
Rate (kbps)
1000
24hr/day link100
assumed
10
2017

2018

2019

2020

2021

2022

2023

2024

2025

2026

イオンエンジン使用ケース
ー 最終軌道に入る前段階 －• 軌道傾斜角を増加させる運用のため、最終軌道に入るまでは、日震学的観測は著しく観測効率が低下する。
• この期間、ポインティングをあまり要しない観測は実施可能だろう。

A案: Jupiter & Earth Swing-by
8Observing periods

Helioseismic obs. possibleDistance (AU) 6
Sun-S/C
4
Earth-S/C
20
Angle from 60
Solar0Equatorial
Plane (deg)-60
1000
Telemetry 100
Rate (kbps)
24hr/day link
assumed

10
1
2015

2016

2017

2018

2019

2020

2021

2022

2023

2024

A案：搭載観測装置案
基本的には既に軌道上で動作した装置（の改良版）• 可視光磁場：ドップラー観測装置(太陽全面、~1”空間分解能）• Ｘ線/EUV 望遠鏡・スペクトロメータ• 総放射量計
オプション• ほか(惑星間撮像装置、その場観測装置など）
太陽風・CMEイメージャー
太陽系内ダスト、赤外背景放射装置なども候補？
• 総重量~130 kg (TBD)(システム検討のための初期想定重量）

観測装置の技術的課題• Ａ案 黄道面脱出（長期間航行）、太陽周期– 想定する観測装置は既に軌道上で動作したもの– 長期間（=長寿命）の(機構付き）連続動作– チューナブル狭帯域フィルター– 軽量化• B案 紫外線領域、高解像度– 紫外線領域での汚染防止技術– 紫外線領域での偏光分光– 大口径（φ1.5m)可視光望遠鏡– Ｘ線望遠鏡の高空間分解能化 or X線分光イメージング– EUV/UV分光装置の高空間・高波長分解能化

衛星システムとしての技術的課題• Ａ案 黄道面脱出（惑星間空間の飛翔）– 大電力電源系、大型太陽電池パネル (~6 kW)– 長距離高速通信(~100 kbpsデータ発生@0.5AU)– 大推力イオンエンジン（4台で120mN max 想定)– 高発熱機器(通信・イオンエンジン系)からの排熱– 衛星システムを成立させる軌道設計・熱設計• B案 高分解能観測からの要請– 低擾乱姿勢制御 Hinodeで基礎は確立– 高速通信回線(10Mbps平均通信レート)の確保←地球周回軌道天文衛星では達成できない模様