Solar-­‐C	  Spectrometer	  (SCS)	  Science	  Joseph	  M	  Davila	  NASA-­‐Goddard	  Space	  Flight	  Center	  Code	  670	  Solar	  Ac3vity	  Driven	  by	  Convec3on	  Temperature	  [K]	  106	  Corona	  Energy	  	  Flow	  105	  Transi@on	  Region	  104	  Chromo-­‐	  sphere	  0	  4000	  8000	  Photo-­‐	  sphere	  Height	  [km]	  Signature	  High	  Velocity	  OuRlows	  Signature	  Low	  speed	  ﬂows	  or	  turbulence	  B	  B	  Convec3on	  and	  magne3c	  ﬁeld	  combine	  to	  cause	  coronal	  ac3vity.	  

Reconnec@on	  MHD	  Waves	  The	  Challenge	  • Large	  temperature	  gradient	  	  – T=	  103	  to	  107	  K	  • Large	  density	  gradient	  • Rapid	  @me	  evolu@on	  – Higher	  spa@al	  resolu@on	  requires	  be[er	  temporal	  resolu@on	  Issues	  Limi3ng	  Science	  • SOHO	  (EIT,	  LASCO),	  TRACE,	  and	  Hinode	  have	  provided	  drama3c	  images	  of	  solar	  events.	  	  CDS,	  SUMER,	  and	  EIS	  have	  provided	  spectra.	  But	  energy	  ﬂow	  remains	  a	  puzzle,	  Why?	  	  htiws	  cim	  anno
y–Exis3ng	  spectrometers	  have	  insuﬃcient	  sensi3vity	  and	  r	  d esolu3of	  dr	  eeznarrow	  simultaneous	  temperature	  coverage	  im3m igh	  3po	  h transi3on	  region	  and	  	  or	  ,–Mul3layer	  imagers	  are	  opnly	  ftaravailable	  e
cge
raSe	  	  v:oce and	  ucreannot	  	  chigher	  temperatures,	  dis3nguish	  plasma	  ﬂow	  eiP	  tgravolu3on	  unambiguously	  insespifrom	  thermodynamic	  eA	  M ad	  temro extrapola3on	  from	  photospheric	  –Magne3c	  ﬁbeld	  measurements	  least	  accurate	  in	  most	  interes3ng	  regions	  (energy	  storage)	  of	  the	  corona	  New	  Discovery	  from	  Rapid	  Raster	  Times	  How	  does	  NEXUS	  accomplish	  it’s	  Science	  Objec3ves?:	  	  The	  coronal	  emission	  line	  spectrum	  	  is	  imaged	  onto	  a	  slit	  that	  selects	  a	  spa@al	  region	  on	  the	  Sun	  for	  analysis;	  light	  is	  then	  dispersed	  by	  the	  diﬀrac@on	  gra@ng	  and	  imaged	  on	  the	  detector.	  	  	  Each	  pixel	  along	  the	  image	  of	  a	  single	  emission	  line	  represents	  a	  spa@al	  loca@on	  on	  the	  Sun.	  

NEXUS
SCS	   	  	  IMAGE	  Line	  ﬁ`ng	  gives	  intensity	  (H),	  velocity	  (D),	  and	  turbulence	  (W).	  	  Spa@ally	  resolved	  line	  proﬁles	  are	  obtained	  for	  each	  resolu@on	  element.	  

4	  arcmin	  Wide	  slit	  provides	  1	  x	  1	  arcmin	  mini-­‐images	  which	  allow	  coalignment	  on	  the	  ground.	  

DYNAMICS11.85	  arcmin	  Rastered	  spectra	  taken	  in	  adjacent	  posi@ons	  provide	  spa@al	  coverage.	  	  NEXUS	  data	  can	  be	  represented	  in	  a	  seven-­‐	  dimensional	  data	  cube:	  two	  spa@al,	  and	  one	  each	  for	  	  	  @me,	  	  temperature,	  intensity,	  velocity,	  and	  turbulence.	  	  Imaging	  instruments	  provide	  only	  	  the	  ﬁrst	  ﬁve	  of	  these	  dimensions.	  	  NEXUS	  provides	  all	  seven,	  including	  the	  dynamical	  informa@on	  	  on	  plasma	  ﬂow	  speed,	  and	  integrated	  turbulence	  amplitude	  crucial	  for	  understanding	  physical	  processes	  in	  the	  atmosphere.	  

SCS	  data	  can	  be	  represented	  in	  a	  seven-­‐dimensional	  data	  cube,	  two	  spa@al,	  and	  one	  each	  for	  @me,	  temperature,	  intensity,	  velocity,	  and	  turbulence.	  Spectrograph	  Op3miza3on	  for	  Dynamics	  100000
TR

CoronaDet Ph/s/arcsec^210000

Chromosphere

1000

Discovery	  Space	  Flares

100

101
34

5678Log (T)
CDS

EIS

SUMER

scs	  NEXUS• Large	  Aeﬀ	  • Fast	  readout	  electronics	  system	  • Broad	  simultaneous	  spectral	  coverage	  • Bright	  spectral	  lines	  that	  span	  appropriate	  temperature	  range	  Science	  to	  Link	  Photosphere	  to	  Corona	  Science	  Objec3ves	  How	  are	  coronal	  loops	  heated?	  –	  Role	  of	  reconnec@on,	  waves	  in	  energy	  transfer	  process	  How	  and	  where	  is	  the	  solar	  wind	  accelerated?	  –	  Deﬁni@ve	  test	  of	  ion	  cyclotron	  CMEs	  and	  Transients	  hea@ng	  What	  ini3ates	  coronal	  mass	  ejec3ons?	  –	  Observe	  CME	  buildup,	  ini@a@on,	  and	  Convec@on	  Hea@ng	  relaxa@on,	  precursors	  What	  are	  the	  sources	  of	  UV	  irradiance	  varia3ons?	  –	  Discover	  the	  physics	  responsible	  for	  UV	  irradiance	  varia@ons	  from	  spa@ally	  resolved	  observa@ons	  Solar	  Wind	  Coronal	  Hea3ng	  • Reconnec@on	  ﬂows	  should	  be	  easily	  seen	  – Frac@on	  of	  the	  Alfven	  speed	  	  • Must	  choose	  the	  proper	  temperature	  range	  – Likely	  107	  K	  • Possibly	  low	  emission	  measure	  ini@ally	  Dynamic	  Resolu3on	  is	  Not	  Limited	  by	  Spa3al	  Pixel	  Size	  Spa@al	  Pixel	  Intensity	  • Velocity	  informa@on	  for	  all	  structures	  in	  the	  resolu@on	  element	  is	  contained	  in	  the	  line	  proﬁle	  • Structures	  with	  suﬃcient	  emission	  measure	  are	  observed	  whether	  they	  are	  resolved	  or	  not	  • Not	  true	  for	  density	  and	  temperature	  diagnos@cs	  Size	  Wavelength	  Coronal	  Hea3ng	  QUIET	  SUN	  Cooling	  loops?	  

ACTIVE	  REGION	  Is	  this	  100	  km/s	  non	  thermal	  velocity	  bump	  evidence	  of	  coronal	  hea3ng?	  	  Vo2=Vth2+Vi2+Vnth2	  CMEs,	  Flares,	  and	  Transients	  What	  leads	  up	  to	  energy	  release?	  

• Key	  ques@ons:	  – Where	  and	  how	  is	  the	  energy	  stored?	  
– How	  is	  it	  released?	  

• Theories	  point	  to	  magne@c	  ﬁeld	  evolu@on	  What	  Happens	  before	  the	  EUV,	  and	  	  X-­‐ray	  emission	  is	  seen?	  
Techniques	  to	  extrapolate	  from	  the	  photosphere	  are	  least	  eﬀec3ve	  in	  non-­‐poten3al	  regions,	  which	  is	  where	  energy	  is	  stored	  • Magne3c	  ﬁeld	  evolu3on	  will	  generate	  mul3-­‐temperature	  slow	  ﬂows	  in	  the	  storage	  region	  as	  the	  conﬁgura3on	  readjusts	  	  •Formation Energy

DEFORMATION	  Available	  Energy	  Poten3al	  State	  ENERGY	  Observa3on	  of	  these	  ﬂows	  during	  the	  build	  up	  and	  relaxa3on	  period	  in	  a	  broad	  range	  of	  temperatures	  will	  provide	  observa3onal	  basis	  for	  coronal	  ﬁeld	  models	  • Open	  ques3on:	  	  Dynamic	  precursors	  of	  erup3ve	  events?	  
•• Unexpectedly	  broad	  O	  VI	  line	  width	  in	  coronal	  holes	  a[ributed	  to	  ion-­‐cyclotron	  wave	  hea@ng	  by	  Kohl	  et	  al	  • S@mulated	  a	  large	  number	  of	  theory	  papers	  • Alternate	  view	  by	  Solanki	  et	  al	  explains	  line	  widths	  as	  due	  to	  a	  coronal	  hole	  geometric	  eﬀect	  • SCS	  can	  resolve	  this	  issue	  NEXUS Range

Solar	  Wind	  Accelera3on	  SOHO/UVCS
shows that the O VI
Line width
increases by afactor of three for 1< r < 2 Rs

Kohl,	  et	  al	  Solar	  Wind	  Accelera3on	  • All	  ions	  interact	  with	  the	  same	  wave	  spectrum	  • Observa@on	  of	  mul@ple	  ions	  will	  provide	  deﬁni@ve	  test	  of	  ion-­‐cyclotron	  wave	  predic@ons	  • Improved	  sensi@vity	  of	  SCS	  is	  key	  to	  this	  observa@on	  Cranmer,	  et	  al	  Shocks/Energe3c	  Par3cles	  • Type	  II	  radio	  events	  are	  generated	  by	  coronal	  shocks	  • Most	  are	  below	  3	  Rsun	  • Shocks	  passing	  through	  FOV	  visible	  as	  narrow	  high	  temperature	  events	  SCS	  Gopalswamy	  Improved	  Irradiance	  Models	  • Spectral	  data	  contributes	  to	  improved	  irradiance	  models	  – NRLEUV	  (Warren)	  – FISM	  (Chamberlain)	  – SRPM(Fontenla)	  • Necessary	  for	  Earth	  Science	  	  – Possible	  @e	  in	  to	  global	  warming	  H.	  Warren	  &	  T.	  Woods	  Spectrograph	  Development	  Since	  EIS	  1.4	  m	  ••••
•Smaller	  than	  EIS	  Larger	  eﬀec3ve	  area	  Higher	  temporal	  and	  spa3al	  resolu3on	  Can	  be	  scaled	  up,	  or	  down	  to	  ﬁt	  mission	  requirements	  Can	  sa3sfy	  broad	  wavelength	  range	  instantaneously,	  and	  extremely	  broad	  range	  with	  simple	  change	  of	  ruling	  density	  Broad	  Wavelength	  Range	  	  Op3mized	  op3cal	  coa3ng	  and	  Detector	  Design	  • Solar	  blind	  –	  stray	  light	  design	  simple,	  saves	  mass	  • ~5	  x	  Be[er	  sensi@vity	  than	  backside	  	  	  	  	  -­‐	  CCD	  =	  0.8	  x	  0.3	  x	  0.3	  =	  0.07	  	  	  	  	  	  	  -­‐	  ICCD	  >0.35	  • Equivalent	  or	  be[er	  resolu@on	  to	  backside	  CCD	  Intensiﬁer	  Technology	  • Solar	  blind	  • High	  Resolu@on	  • Exis@ng	  sensors	  can	  be	  @led	  to	  ﬁll	  the	  desired	  focal	  plane	  • Ac@ve	  areas	  of	  20	  x	  70	  mm	  demonstrated	  • Magniﬁca@on	  and/or	  @ling	  available	  to	  op@mize	  sensor	  conﬁgura@on	  EUNIS	  detector	  70	  x	  20	  mm	  curved	  surface	  intensiﬁer	  APS	  (CMOS)	  Detector	  Technology	  • Rapid	  readout	  • Simpliﬁed	  electronics	  • Increased	  read	  noise	  not	  signiﬁcant	  for	  bright	  lines	  (photon	  noise	  limited)	  • Flown	  twice	  on	  EUNIS	  • Planned	  for	  RAISE,	  Proba-­‐2	  TVLS	  Gra3ng	  Available	  • TVLS	  gra@ng	  allows	  spectrograph	  magniﬁca@on	  • Lab	  demo	  complete,	  several	  versions	  fabricated	  (Zeiss,	  Bach,	  J-­‐Y)	  • Planned	  ﬂights	  on	  SUMI,	  RAISE,	  	  	  	  	  VERIS	  (?),	  and	  EUNIS	  RAISE	  TVLS	  Gra@ng	  (Hassler)	  High	  Eﬃciency	  Gra3ngs	  and	  Coa3ngs	  Are	  Available	  Scaeered	  Light	  Model	  Results	  10-­‐9	  Coronal	  Emission	  Scaeered	  Photospheric	  Light	  (No	  Occulta3on)	  10-­‐10	  5A	  RMS	  @	  450	  A	  Intensity	  [Lsun]	  10-­‐11	  4A	  RMS	  @	  450	  A	  3A	  RMS	  @	  450	  A	  10-­‐12	  Es3mate	  of	  Scaeered	  Photospheric	  Light	  (With	  	  Simple	  Occulta3on)	  10-­‐13	  Diﬀrac3on	  @	  450	  Radius	  [Rsun]	  Science	  Impact	  • Improved	  knowledge	  of	  magne@c	  energy	  storage.	  
• Dynamic	  precursors	  of	  transient	  events?	  
• Carry	  on	  new	  cri@cal	  test	  of	  ion–cyclotron	  hea@ng	  theory	  in	  coronal	  holes.	  
• Observe	  pre-­‐shock	  condi@ons	  and	  shock	  structure	  to	  test	  theories	  of	  par@cle	  accelera@on.	  
• Discriminate	  between	  theories	  of	  wave	  and	  impulsive	  coronal	  loop	  hea@ng	  mechanisms.	  
• Discover	  physics	  of	  extreme	  ultraviolet	  spa@al	  irradiance	  varia@ons,	  important	  as	  geospace	  input.	  A	  or	  B	  ….???	  

In	  the	  End…	  A	  A	  B	  B