Photon-­‐Coun)ng	  Spectroscopy	  with	  X-­‐ray	  Observa)ons	
Taro	  Sakao1	  Noriyuki	  Narukage1	  Masumi	  Shimojo2	  (1:	  ISAS/JAXA,	  2:	  NAOJ)	
1	

New Frontier in the Physics of
X-ray Coronawith Spectroscopic Imagery	2	Concept	• Imaging	  spectroscopy	  of	  the	  solar	  corona	  with	  	  an	  X-­‐ray	  telescope	  for	  – Energe)c/Transient	  events	  ...	  Flares,	  CMEs,	  microﬂares,	  jets,	  ...	  
– Background-­‐free	  coronal	  structure	  ...	  Flows,	  loops,	  ...	  

• Quan)ta)ve	  iden)ﬁca)on	  of	  	  – Spectral	  structure	  around	  energy	  release	  region	  – Evolu)on	  of	  thermal/non-­‐thermal	  components	  – Mul)-­‐temperature	  distribu)on	  of	  coronal	  structures	  3	Scien)ﬁc	  Standpoint	  of	  the	  Instrument	  (1)	  –	  Coverage	  –	  	Energy
Coverage	(10keV)	

Spectrograph	  	  Instruments	  (e.g.	  EIS)	

Thermal/ Non-Thermal
Boundary	

FOV
Coverage	Imaging	  	  Instruments	  (e.g.	  XRT,	  EIT)	
4	Scien)ﬁc	  Standpoint	  of	  the	  Instrument	  (2)	  	  –	  Resolu)on	  –	Energy
Resolution	

Spectrograph	  	  Instruments	  (e.g.	  EIS)	

SpatialResolution	

Imaging	  	  Instruments	  (e.g.	  XRT,	  EIT)	
5	Outline	• Telescope	  and	  Detector	  • Science	  Cases	  – Ac)ve	  Regions	  and	  Quiet	  Sun	  – Flares,	  CMEs,	  and	  Transient	  Events	  • Detector	  • Summary	  6	

Telescope	  and	  Deterctor	
• Trade-­‐oﬀs:	  – NI	  vs	  GI	  – CCD	  vs	  CMOS/APS	  • With	  GI:	  Con)nuous	  temperature	  coverage	  from	  1	  MK	  to	  >30	  MK.	  
• With	  CMOS/APS:	  Photon	  coun)ng	  capability.	  
Blooming	  free	  (“Individual”	  pixels).	  
CMOS/APS	  detector	  with	  HE-­‐Enhanced	  XRT	  	  for	  feasibility	  study	

7	High-­‐Energy	  Enhanced	  XRT	  for	  Feasibility	  Study	

• CMOS/APS	  photon-­‐coun)ng	  detector	  with	  High-­‐Energy	  Enhanced	  XRT-­‐equivalent	  telescope.	  
• Mirror	  must	  be	  coated	  with	  Ir.	  Bare	  glass	  without	  coa)ng	  doesn’t	  make	  sense	  for	  this	  instrument.	  
• Pre-­‐ﬁlter	  same	  as	  that	  for	  XRT.	  
• Photon	  adenua)on	  ﬁlter(s)	  for	  ﬂare	  observa)ons.	  
(e.g.,	  Be	  3	  mm)	  • Focal-­‐plane	  shuder	  op)onal.	

8	Strawman	  detector	  concept	
• CMOS/APS	  for	  photon	  coun)ng	  of	  Solar	  X-­‐rays	  – Device	  with	  high	  speed	  readout	  and	  short	  exposure	  capabili)es	  • Format:	  2k	  x	  2k	  (TBD).	  	  	  [N.B.	  Can	  be	  smaller.]	  • Pixel	  size:	  <	  15	  µm	  (TBD)	  • Exposure	  )me	  (from	  reset	  to	  readout):	  ~1	  ms/pxl	  (TBD)	  • Image	  readout	  rate:	  ~1000	  frame/s	  (TBD)	  • Full	  well:	  TBD	  e-­‐	  • Energy	  resolu)on:	  ~150	  eV	  • Wavelength	  range:	  ~0.1–100	  A	  • Sensi)vity:	  Similar	  to	  CCD;	  Back-­‐thinned	  device	  desired	  • Read	  out	  noise:	  TBD	  e-­‐	  9	Solar	  spectra	  from	  various	  single-­‐temeprature	  plasmas.	  
Each	  plot	  shimed	  ver)cally	  by	  a	  factor	  of	  104	  for	  the	  sake	  of	  clarity.	  	  	  	  	  Spiky	  proﬁles:	  raw	  solar	  spectra.	  	  	  	  	  Smooth	  proﬁles:	  convolved	  with	  assumed	  energy	  resolu)on	  of	  150	  eV	  for	  APS.	  

10	Solar	  spectra	  from	  various	  targets	  in	  the	  corona,	  convolved	  with	  assumed	  energy	  resolu)on	  of	  150	  eV	  for	  APS.	  
11	

Science	  Cases	12	1.	  Ac)ve	  Regions	  and	  Quiet	  Sun	13	Ac)ve	  Regions	  and	  Quiet	  Sun	
• DEM	  determina)on	Ac)ve	  Region	  (1993)	

1	  MK	 3	  MK	 10	  MK	

Quiet	  Region	  (1993)	

1	  MK	 3	  MK	 10	  MK	(Brosius et al. 1996)* DEM	  above	  5	  MK	  not	  known.	
14	

High-­‐Temperature	  Components	  	  across	  Ac)ve	  Regions	  and	  Quiet	  Sun	Hot	  plasmas	  with	  	  temperature	  5–32	  MK	  	  (most	  likely	  >10	  MK)	  	  present	  not	  only	  in	  	  Ac)ve	  (X-­‐ray	  bright)	  	  Regions	  but	  also	  in	  	  the	  Quiet	  Sun	  and	  	   13 Aug 08 06:15 UT	near	  the	  poles,	  even	  	  during	  solar	  minimum.	  
	  How	  are	  they	  heated?	  
	  How	  are	  they	  maintained?	  
(Ishibashi	  2008)	
	  What	  DEM?	

15	

Count	  Spectra	  with	  Diﬀerent	  Temperatures	

16	Count	  Spectra	  with	  Diﬀerent	  Temperatures	100	  MK	10	  MK	

1	  MK	17	

Count	  Spectra	  with	  Diﬀerent	  Temperatures	100	  MK	10	  MK	

Quick	  es)mate	  on	  temperature	  	  components	  by	  using	  ‘line	  humps’.	

1	  MK	18	Ac)ve	  Region:	  1-­‐minute	  Integra)on,	  1”x1”	
Energy	  bin	  set	  from	  the	  lower	  	  energy	  end	  (30	  eV)	  so	  that	  	  each	  bin	  keeps	  10	  %	  photon	  	  count	  error.	  	

19	Ac)ve	  Region:	  1-­‐minute	  Integra)on,	  1”x1”	

20	

Quiet	  Sun:	  10-­‐minutes	  Integra)on,	  1”x1”	

21	

Quiet	  Sun:	  10-­‐minutes	  Integra)on,	  1”x1”	

22	

2.	  Flares,	  CMEs,	  and	  Transient	  Events	

23	

Energy	  Release	  and	  	  Par)cle	  Accelera)on	  in	  Flares	• Spectral	  structure	  around	  energy	  release	  site	  and	  its	  dynamical	  evolu)on	  – Shock	  structure	  – Presence	  and	  evolu)on	  of	  non-­‐thermal	  tail	  in	  	  a	  few	  keV	  range	  – Together	  with	  evolu)on	  of	  seed	  thermal	  distribu)on	  • Spectra	  with	  background	  corona	  removed	  for	  op)cally-­‐thin	  target	  24	Possibili)es:	  Par)cle	  Accelera)on	  Site	

(Tsuneta et al., Ap.J. 1996)
25	

(Tsuneta, Ap. J. 1997)	

26	

(Tsuneta, Ap. J. 1997)	

27	

Shock	  Accelera)on	  of	  Electrons	  in	  Cosmic	  Plasmas	

Non-­‐Thermal	  	  Power-­‐Law	  	  Spectrum	  with	  	  γ	  =	  1.95	

SN1006	  	  ASCA	  Observa)on	Thermal	  	  Spectrum	(Koyama	  et	  al.	  1995)	

28	

Shock	  Accelera)on	  of	  Electrons	  in	  2-­‐10	  keV	  Spa)al	  Proﬁles	
Cosmic	  Plasmas	
SN1006	  SN1006	  	  ASCA	  Observa)on	Non-­‐Thermal	  	  Power-­‐Law	  	  Spectrum	  with	  	  γ	  =	  1.95	

Chandra	  Obs.	

Thermal	  	  Spectrum	

(Bamba	  et	  al.	  2003)	
(Koyama	  et	  al.	  1995)	

29	

Spectral	  Inves)ga)on	  	  on	  CME	  Structure	Spectral	  structure	  	  around	  CMEs	  •	  Shock	  structure?	  
•	  Physical	  condi)on	  of	  	  	  	  current	  sheet	  With	  e.g.,	  3”x3”	  resolu)on,	  	  <60	  s	  integra)on	  would	  	  suﬃce	  for	  <10	  MK	  range	  (TBD)	  Shock	  somewhere??	
13:29 UT	Current	  	  sheet?	
30	

Non-­‐Thermal	  Spectra	  in	  Flares	• Low-­‐energy	  por)on	  of	  non-­‐thermal	  (power-­‐law)	  spectra	  – Lowest	  energy	  for	  accelerated	  electrons?	  
– Energy	  budget	  for	  non-­‐thermal	  electrons?	  
• Power-­‐law	  spectrum	  omen	  extends	  down	  below	  10	  keV	  	  Within	  energy	  range	  for	  the	  instrument	  – What	  non-­‐thermal	  spectrum	  evolves	  out	  of	  what	  seed	  (or	  background)	  thermal	  distribu)on?	  
– What	  spa)al	  distribu)on	  for	  the	  non-­‐thermal	  component?	  
31	

Possible	  Presence	  of	  	  Non-­‐Thermal	  (Power-­‐Law)	  	  Component	  below	  10	  keV	  (Hinotori	  Observa)on)	  Tanaka, Watanabe, and Nitta 198432	Non-­‐Thermal	  Component	  down	  to	  ~4	  keV	  	  (RHESSI	  Microﬂare)	  (Hannah et al. 2008)

33	

F	

Non-­‐Thermal	  Imaging	E	Accelera)on	  	  at	  the	  	  loop	  top	Accelera)on	  	  at	  the	  	  reconnec)on	  point	
34	

Photon	  coun)ng	  not	  	  possible	  with	  1	  ms	  readout	Solar	  spectra	  from	  various	  targets	  in	  the	  corona,	  convolved	  with	  assumed	  energy	  resolu)on	  of	  150	  eV	  for	  APS.	  
35	

Flare	  count	  spectrum	  	  with	  3-­‐mm	  Be	  ﬁlter	

Solar	  spectra	  from	  various	  targets	  in	  the	  corona,	  convolved	  with	  assumed	  energy	  resolu)on	  of	  150	  eV	  for	  APS.	  
36	

Flare	  (M2)	  :	  With	  Filter	  30-­‐s	  Integra)on,	  1”x1”	

37	

Flare	  (M2)	  :	  With	  Filter	  30-­‐s	  Integra)on,	  1”x1”	

38	

Flare	  (M2)	  :	  Without	  Filter	  1-­‐s	  Integra)on,	  1”x1”	

39	

Flare	  (M2)	  :	  Without	  Filter	  1-­‐s	  Integra)on,	  1”x1”	

With	  Filter	  Without	  Filter	  40	Detector	

41	Net	  Readout	  Rate	  (pixel/s)	

XEUS/WFI	  Test	  Dev.	  
Target	  (MPI/HLL)	

XEUS/WFI	  Test	  Dev.	  
(MPI/HLL)	

2048	

1024	

512	

256	

Yohkoh	  HXT	128	

CMOS/APS	  Status	
AR	 AR+Erup;on	
XEUS/WFI	  Design	  (MPI/HLL)	 Ap;na	  Commercial	
LUPA-­‐1300/	  Commercial	  (Cypress)	
e2v	  Commercial	
PROBA2/	  SWAP	  (Cypress)	
EUNIS	  (JPL)	

SO/EUS	  Test	  Dev.	  
(e2v)	

X/Y	  Pixels:	  N	  =	  SQRT(Nx	  x	  Ny)	1	  GHz	

SO/EUS	  Development	  (e2v)	
1	  MHz	42	

Example	  of	  Commercially-­‐Available	  APS	  (For	  Reference	  Purpose	  Only)	  	43	

Photon-­‐Coun)ng	  Area	e.g.,	  512x512	

2k	  x	  2k	44	

Summary	• Imaging	  spectroscopy	  with	  photon-­‐coun)ng	  CMOS/APS	  has	  poten)al	  to	  open	  up	  a	  new	  fron)er	  in	  coronal	  physics,	  par)cularly	  for	  par)cle	  accelera)on/plasma	  hea)ng	  in	  ﬂares.	  
• Photon	  coun)ng	  for,	  say,	  512”x512”	  area	  would	  comfortably	  cover	  targets	  of	  interest.	  Even	  smaller	  area	  size	  s)ll	  has	  scien)ﬁc	  signiﬁcance.	  
Photon	  coun)ng	  for	  this	  pixel	  format	  can	  be	  reasonably	  assumed.	  
• Photon-­‐coun)ng	  imagery	  of	  the	  X-­‐ray	  corona	  is	  likely	  within	  reach.	
45