彩層磁場計測サブWG 報告
勝川行雄 (国立天文台), B. Lites (HAO)
末松芳法, 岡本丈典, D. Orozco Suarez (国立天文台),
一本潔, 永田伸一 (京都大学), R. Casini (HAO),
M. Carlsson (U. Oslo), J. Trujillo Bueno, H. Socas-Navarro (IAC),
H. Lin (U. Hawaii), H. Uitenbroek (NSO), T. Wiegelmann (MPS)サブWG 活動•

SOLAR-C・B案の主力装置は口径1.5mΦ大口径光学望遠鏡– 高解像度とともに高光子数を実現し、偏光分光性能を１桁向上させることを目指す。
– これによって、従来の望遠鏡では困難であった太陽彩層磁場の診断を可能にし、彩層・コロナ磁気活動の総合的理解を狙う。

•本サブワーキングループは、以下の項目について国際的な太陽コミュニティー(彩層研究のエキスパートを含む)の中から提言を行う– 彩層磁場診断の実現によって見込まれる新たな科学領域– 彩層磁場診断手法の進展・成熟度– 科学的視点からのSOLAR-Cへの要求仕様– 地上望遠鏡や他宇宙ミッションとの関係性

太陽大気中での磁場構造・その時間発展の探求•

静穏領域・活動領域の磁場構造の直接測定。特に、静穏領域彩層の磁場診断は従来の観測では実現できていない。

Hα線で観測した太陽彩層の構造。SOLAR-Cでは、筋状構造に沿った磁場ベクトルの測定を可能にする。
活動領域

•

静穏領域

プラズマβ≦1の層での磁場診断は、フォースフリー近似によるコロナ磁場モデル化の理想的な境界条件を与える。

フォースフリー近似によりモデル化された活動領域コロナの磁場構造。フレア・CMEの発生機構を探る上で重要となる。
(Schrijver et al. 2008)

光球から彩層・コロナへのエネルギー・•

光球から彩層への波動の伝搬・散逸過程の直接観測。波動や衝撃波のモードを定量的に明らかにする。
「ひので」がとらえたプロミネンス中の波。磁場測定によって波の性質が明らかになる。
(Okamoto et al. 2007)•

磁気リコネクションにともなう磁場・速度・温度構造の変化を定量的にとらえる。彩層・コロナ加熱への寄与を定量的に明らかにする。
「ひので」がとらえた彩層ジェット。磁
気リコネクションがプラズマの加速・加熱へどのように寄与しているかを明らかにする。
(Shibata et al. 2007)

彩層磁場診断実現の鍵は
1. ゼーマン効果に加えハンレ効果を用いた診断–•

横ゼーマン効果は数１００ガウスより弱い磁場に対して感度が無い。ハンレ効果は１００ガウスより弱い磁場に対しても測定可能な偏光信号を生じる。

S/N~１０4に達する高い偏光測定感度–

彩層においてゼーマン効果とハンレ効果が作る偏光信号を測定するためには、高い偏光測定感度を実現しないといけない。S/N~104を実現することで、数１０ガウスの磁場計測が可能になる。

ハンレ効果Stokes I

Stokes Q

Stokes U

Stokes V

Zeeman効果が支配的

Hanle効果が効く

ハンレ効果: 散乱偏光が磁場の存在によって変調を受ける効果
磁場強度が数100ガウスよりも弱くなると、直線偏光はハンレ効果が支配的になる。偏光度は0.1%程度。

狙うべき偏光信号の大きさ (He I10830Å)
Quiet regions

Active regions

Sunspots

0.000
10.1

1.0

10.0bynio ntiza emar
la Zeop lar inalu d
rc ituiC ngloLin
tra earns pove l a r
rse iza
Ze tionem by
an0.001
0n byoitazi
polar anleraeLin
an+Hmeetr. Z

Sensitivity achieved byexisting instruments

0.010
0Sensitivity expected to new instruments

Polarization degree

0.1000100.0

Field strength (Gauss)

1000.0SOLAR-C彩層磁場診断が狙うターゲット
MHD wave
Flux tube,
Horizontal fields

空間

Penumbra
micro-jets

Ellermanbomb,jets

Mass	  and	  energy	  transporta.on	  in	  quiet	  regions

SOLAR-C

spiculeInternetwork
acoustic shock

Mass	  and	  energy	  transporta.on	  in	  ac.ve	  regions

Large	  scale	  structures

Prominence formationand eruption
Solar cycle

時間SOLAR-C彩層磁場診断が狙うターゲット

地上大口径望遠鏡が得意とするところ
MHD wave

Horizontal field
Flux tube

SOLAR-C
spiculeProminence formationand eruption

Penumbra micro-jets
Solar cycle

Ellerman bomb, JetsSOLAR-Cで観測すべき彩層ライン• 以下の条件について検討し、観測すべきラインの優先度をつけた	 (1) 彩層上部に十分な感度があること	 (2) 速度・磁場診断に使えるラインであること	 	 (感度があること ＋ 解釈できること)• 磁場診断用– He I 10830Å
– Ca II 8542Å

• 温度・速度診断用
1. Mg II k 2796Å
2. Ca II 8542Å
3. Hα 6563Å

Transition region

106K

Photosphere

ChromosphereCorona
CIV

Lyα

Temperature

He I 10830A
Mg II h/k

105K

HINODE/BFI

UV/EUV spectrograph

Ca II H/K
Ca II 8542Å
HαMg I b
Na I D1/D2104K

Fe I
HINODE/SP

100

HINODE/NFISOLAR-CUV-Vis-NIR telescope
10000

Height (km)

彩層ラインが形成される高さ
RF Stokes I to Temp
Ca II 8542 Å(by courtesy of H. Uitenbroek)- Response Functions can be used toinvestigate the sensitivity of spectral lines tomodel parameters.
- RFs depend on the atmospheric height andwavelength (2D-functions).
- Centroid of RFs at different wavelengths
provide information on the average sensitivityof spectral lines: “Formation Heights”~ 780 kmResponse Function to Magnetic Fields
RF Stokes V to Field
Ca II 8542 Å- There is a RF associated to each of thephysical quantities describing the modelatmosphere.
- In the case of the magnetic fieldstrength, the RF is rather complex, sothat it is difficult to talk about thesensitivity of the spectral line to themagnetic field.

Complex formation: Hα 6563 Å- Determining a “formation height” in some
spectral lines is rather difficult. Instead, one
has to talk about “average” formation.
RF Stokes I to Temp

Photosphericcontribution at the linecore

Complex formation mechanismその他の彩層ライン
Mg I b2 5173

Na I D 5896

Ca II 8542••

Mg Ib, Na ID と比較して、Ca II 8542
(IRT)は彩層上部に感度があり、かつ、比較的シンプルなライン形成。
磁場に対する感度も高い。

•速度・磁場診断に最適なライン

He I 10830Å
Stokes profiles in off-limb spicules

Population of He I triplet (FAL1993)(by courtesy of R. Centeno and J. Trujillo Bueno)• 彩層上部の薄い層で形成するライン （コロナUV照射)。彩層下部の大気構造に依存せず、磁場・速度診断が容易。
• ゼーマン効果＋ハンレ効果で高い磁場感度。
• 近年、ハンレ効果のモデル化が大きく進展。磁場診断手法が確立されている (HAZEL etc.)

Mg II h/kによる彩層診断
Mg II k 2796 Å••••

Ca II k 3933 Å

Ca II よりOpacity大→ より彩層上部に感度がある。
連続光成分が暗い→ 光球の寄与が小さく、コントラスの高い彩層撮像観測ができる。
地上からは観測できない
よって、SOLAR-Cで観測すべき重要なライン。

Mg II h/kによる彩層診断
Mg II k 2796 ÅCa II k 3933 Å

# of photons

Sensitivity

1.5m望遠鏡で達成される光量
SOLAR-CHINODE

107

10-310-2

106

He I 10830 for diag. of B in chromo.
Fe I 5250 for diag. of B & V in photo.
H I 6563 for imaging in chromo.
Ca II 8542 for diag. of B & V in chromo.

105

Ca II K 3884 for diag. of V in chromo.
Mg II k 2796 for diag. of V in chromo.

1041030.5•1.0

光量見積もりに用いた光学系– Al+MgF2 コーティング鏡 ４枚– 分光器の効率 0.21.5•

Diameter (m)サンプリング– 空間サンプリング: 0.06"/pix– 時間サンプリング: 1sec
– 波長サンプリング: λ/Δλ=2x105

1.5m望遠鏡で達成される光量• S/N~104 for high precision spectro-polarimetry– Ca II 8542Å: 0.18"/pix, 10sec integration– He I 10830Å: 0.18"/pix, 3-10sec integration• S/N~102 for high-speed spectroscopy– Mg II k 2796Å: 0.06"/pix, 0.5sec integration– Ca II 8542Å: 0.06"/pix, <0.1sec integration3次元輻射MHDシミュレーションによる彩層のモデル化(M. Carlsson et al. )Mg II k continuum

Mg II k broadband image (ΔλFWHM=4Å)ダイナミックな彩層を2 or 3次元シミュレーションによって再現されつつある。非LTE
輻射輸送を入れる非定常な計算は困難であった。観測とシミュレーションの直接比較が近い将来可能になる3次元輻射MHDシミュレーションによる彩層のモデル化(M. Carlsson et al. )Mg II k broadband image (ΔλFWHM=4Å)Mg II k&h spectra

ダイナミックな彩層を2 or 3次元シミュレーションによって再現されつつある。非LTE
輻射輸送を入れる非定常な計算は困難であった。観測とシミュレーションを直接比較が近い将来可能になる

彩層磁場診断手法の成熟度•

Stokes IQUV observations of the spectral
lines provide significant polarized signals
by joint action of Zeeman and Hanle effectif we achieve 10-4 sensitivity.

•特にHe I 10830AでのHanle+Zeeman診断を行うツールは実用レベルに達している。
––Hanle and Zeeman analysis for He I10830Å (by A. Ramos and J. TrujilloBueno)
Principal Component Analysis including
Hanle (by R. Casini)

Vector magnetic fields of an active
region filament measured by thePCA analysis of He 10830Å profiles.
(Kuckein et al. 2009)非LTE輻射輸送インバージョン• Ca II線の解析のためには、 非LTEな輻射輸送をダイレクトに解く必要。大規模な計算を要する。
• 単純化することで、NLTEインバージョンの試
みもなされている (by H. Socas-Navarro)
2 CaII lines: 849.8 and 854.2 nm
2 FeI lines: 849.7 and 854.0 nm

It is possible to decouple magnetic and velocity fields from atmosphericconditions (temperatures and densities) by the inversion.

科学的要求に基づく基本性能• 空間分解能– 高S/Nの磁場観測においては約0.2秒角 (光量でリミット)– 低S/Nの輝度・速度観測においては回折限界分解能 (1.5m口径では約0.05秒角)• 視野– 中規模の活動領域を十分カバーするためには200秒角x200秒角• 波長分解能– 彩層スペクトル線の熱的ライン幅を分解するためにλ/Δλ>100,000• 偏光測定精度– 測光感度(1-3)x10-4、装置の偏光特性は10-3のオーダーで較正• ２次元分光観測– 変動の激しい彩層のダイナミクスを観測するためには、単一ス

他の宇宙ミッション・地上望遠鏡
0.01”

0.1”

視野・解像度SOLAR-C
Plan-B
1”

4m
2m
1m

High S/N obs
Hinode(FG)

ATST, EST

10”

100”

0.5m

Hinode(SP)IRIS

1000”

SDO/HMI
100nm

300nm

1µm

3µm

10µm

波長

まとめ
• 1.5mΦ大型光学望遠鏡によって、１桁高い偏光感度を実現。彩層磁場の計測を可能にする。これにより、これまでは見えなかった光球より上部での磁場の散逸過程に迫ることができる。
• 近年、「ひので」や地上望遠鏡を使った観測の発達もあり、シミュレーション、彩層ラインのモデル化、ハンレ効果の解釈など、彩層診断を行う上で必要な土壌が世界的にできている。	 SOLAR-C B案への期待は高い。