SOLAR-C B案
イントロダクション

勝川 行雄 (国立天文台)
SOLAR-C WG	SOLAR-C B案	
• 太陽プラズマの高解像度・高精度観測から、光球・彩層・遷移層・コロナの総合的物理過程、特に磁場の散逸過程を解明する• 「ひので」の延長ですか？
– YES: 研究対象は太陽外層大気で起こる現象。その意味では共通。
– NO: もたらされるデータに含まれる物理情報(空間・時間・磁場・速度・温度)は「ひので」をはるかにしのぐ。現象論的理解から定量的理解へ。

Mission-wide science goals 	
サブWG内での議論から、B案ミッション全体の科学目標を策定中
1. Understand elementary structures of the magnetic
atmosphere and determine how they are created andevolve.
2. Trace energy and mass flows from the photospherethrough the chromosphere into the corona.
3. Understand how small-scale physical processes initiate
large scale dynamic phenomena creating space weather.
4. Understand physical processes responsible for magnetic
dissipation in astrophysical plasmas.

Understand elementary structures of the magnetic atmosphereand determine how they are created and evolve• 磁化された太陽大気の構造– 活動領域・静穏領域の３次元磁場構造の高精度観測– プロミネンス・フィラメントの起源・ 消滅・噴出• コロナの基本構成要素– コロナループの基本構造は秒角以下(filling factor<1)。これまでの観測では見えていない。
– それを分解することで、エネルギーの伝搬・散逸現場を探る。

Trace energy and mass flows from the photosphere throughthe chromosphere into the corona• 彩層– 流体が支配的な世界(プラズマβ>1)から磁場が支配的な世界(β<1)へ遷移する層– 波動の伝搬・減衰・モード変換の物
理過程– 磁気リコネクションによる磁気エネル
ギーの散逸• コロナ・太陽風– 散逸の現場における速度・温度・密度– 太陽風の源の速度・磁場構造– どれだけの磁場が惑星間空間へつながっているか– 何が加熱・加速を決めているかUnderstand how small-scale physical processes initiate large
scale dynamic phenomena creating space weather.
• グローバルな磁場構造とローカルな磁場構造を同時に観測– 彩層磁場を境界条件としたフォースフリー近似によるグローバルな磁場のモデル化– トリガーのメカニズムは局所的に発生している。
– どのように太陽面の広い範囲、惑星間空間へ伝わるかUnderstand physical processes responsible formagnetic dissipation in astrophysical plasmas	
• 様々な物理状態が存在する太陽大
気は磁気リコネクション研究の格好ターゲット。
– 低β⇔高β– 完全電離⇔部分電離– 無衝突⇔衝突• それぞれの状況で磁気リコネクション周辺の物理量を検出する– リコネクションレートは何で決まるか– 非熱平衡・非定常イオン化– 衝撃波・粒子加速Solar atmosphere as a plasma laboratory 	↑Fully ionized	
↓Partially ionized	

SOLAR-C	HINODE	nλ3D = 1

Plan-B: Mission Concepts• Advanced instruments to explore the solar
magnetic atmosphere:– Precise spectroscopic & polarimetric observations forunderstanding nature of magnetic fields, especially inchromosphere and corona– High time resolution, high throughput spectroscopic
observations for understanding nature of dynamics– Seamless observations over the entire atmosphere,i.e., from photosphere to corona, for understanding theentire pictures of heating and dynamics– High spatial resolution observations for resolving
elementary physical processes

S-C (B): Mission Instruments• UV-Visible-NIR telescope– 1m – 1.5mφ diffraction-limited with advanced imaging and spectropolarimetric instruments– Wide wavelength coverage with capabilities of observing spectral
lines useful for diagnosing the solar atmosphere from photosphereto transition region• UV/EUV spectroscopic telescope– High throughput to achieve high temporal cadence– High spatial resolution (better than 0.5")– Wide temperature coverage from the chromosphere, the transition
region, low corona and flare temperatures.

• Ultra-high resolution EUV/X-Ray imaging telescope– Imaging of emissions from >1MK coronal plasma– Grazing incidence telescope with 0.5" resolution with thespectroscopic (photon counting) capability– Normal incidence telescope with ultra-high resolution of 0.1"

How each instrument contributes to achieve
the science goals	
Understand elementary structuresof the magnetic atmosphere anddetermine how they are createdand evolve.

彩層・プロミネン

Understand physical processes
responsible for magnetic dissipationin astrophysical plasmas.

構造

波動での層・彩理量
光球 ットの物
・ジェ

Trace energy and mass flows fromthe photosphere through thechromosphere into the corona.

Understand how small-scale
physical processes initiate large
scale dynamic phenomena creating
space weather.

スの磁場、Cフレア

コロナ
源の ループ、太温度・密度 陽風
・速度
量
理
物
ける
EにおUV-Vis-NIR telescope• V and B in the photosphere• V, B, and T in the chromosphere	

UV/EUV img spectrometer• T, n, and V in TR and coronaM

フレアの高温プラズ
マ

加速粒子の非から射熱放X-ray telescope• T and n in TR and corona• Non-thermal radiation

ミッション機器構成
Pixel size and FOV	UV-Vis-NIR telescope

UV/EUV imaging
spectrometer
X-ray telescope

FOV

Pixel size

Exposure

Note.

Broadband

164" x 164"0.04"

< 1sec• 2.5 pix sampling of 0.1" res.
• 4Kx4K detector

Narrowband

246" x 246"

0.06"

< 1sec• 2.5 pix sampling of 0.16" res.
• 4Kx4K detector

Spectrometer246" x 246"

0.06"

1sec
(S/N~1600)• 2.5 pix sampling of 0.16" res.
• 4K pix along slit

0.12"

10sec(S/N~104)Spectrometer

1024"x 1024"

0.5"

0.5sec (AR)
5sec(QS)• 0.5"pixel size
• 2Kx2K MCP+CMOS detector

NIImaging

410"x410"

0.1"

1sec (AR)10sec (QS)

• High res imaging with NI telescope• 4Kx4K detector

GIImaging1024"x1024"

0.5"

1sec

Photon count1024"x1024"

2.0"

60sec

• Imaging spectroscopy with GI• 2Kx2K CMOS detector

Size 	
Size (mm)Weight (kg)UV-Vis-NIR telescope (telescope)

φ2300x4900

500

UV-Vis-NIR telescope (focal plane instruments)

2500x400x3000

200

UV/EUV imaging spectrometer	

400x800x4000

120

X-ray telescope	

400x400x4000

100Spacecraft system for SOLAR-C Plan-B• ひので衛星で培われた大型望遠鏡技術・高解像度観測技術を最大限に活かしつつ、新しい技術を取り入れる。
– Hinode SOT heritage: 50cm diffraction-limited telescope and image
stabilization system– Spacecraft design, including S/C attitude control, micro-vibration
control technique• Launch vehicle– JAXA H-IIA(Dual-launchにも対応できるサイズ)• 軌道– データダウンリンク量の観点から、常時リンクができる静止軌道が望ましい– 高速回線が使用可能なら地球周回でも実現できる• 高速データ転送– 平均レート10-20Mbps(データ圧縮後)。「ひので」と比較して１ー２桁増大させる必要がある– X帯のみでなく、Ka帯を使用することも検討。

SOLAR−C B案に向けた技術・科学検討体制• JAXA/ISAS 戦略開発研究費により、SOLAR-C実現に向けた技術的重点課題について、基礎検討・開発を今年度から開始した。要求が厳しいB案向けの仕様で検討を行っているが、A案や他ミッションへの応用も可能である。 以降の講演・ポスター参照– 像安定度確保のための衛星システム検討	
– 1.5mΦ大型光学望遠鏡の開発検討	
– 紫外線域での高精度偏光分光観測に向けた検討・実験	
– 高頻度動作が可能な高信頼性駆動機構の開発	
– X線光子計測型検出器• 国際サブWGによる科学検討
1. Helioseismology and dynamo (Sekii et al.)2. Chromospheric/coronal magnetic field measurements (Katsukawa et al.)
3. High throughput UV/EUV spectroscopy (Shimizu et al.)4. Next generation X-Ray telescope (Sakao et al.)