「ひので」の成果と将来展望	  はじめに	  −	  将来展望の検討にあたって −	
原 弘久	  国立天文台・SOLAR-­‐C準備室	
シンポジウム「スペース太陽物理学の将来展望」	  2014年10月20〜21日@ISAS	

2020年代のスペース太陽観測	• 最近の太陽観測の大きな進展はスペース観測から得られている	  – 地上観測が可能な可視光観測においても、「ひので」で大きな進展: キーワード	 高解像・磁場観測	  • 国内スペース計画：	  – 観測ロケット	  →	  (たんせい)	  →ひのとり	  →	  ようこう	  →	  ひので （→	  SOLAR-­‐C	  ）	  • IRISの後、Solar	  Probe+、Solar	  Orbiterと続く	  – 提案を目指すSOLAR-­‐Cはその先の2020年代	

Coordinated Observations	
(Daniel K. Inouye Solar Telescope)	

Solar	  Orbiter	

DKIST	  	  	Credit:	  ESA/AOES	

Credit:	  NASA/JHU	  APL	Solar	  Dynamic	  Observatory	  or	  a	  mission	  of	  full-­‐disk	  observa8ons	

SOLAR-­‐C	太陽物理：取り組むべき課題	  それぞれが古くて、しかし研究の進展により新しい課題へと変貌	• 彩層・コロナはどのように加熱されているか	  • 多彩な表面磁気構造はどのように形成されるか	  • 太陽風はどのように加速されているか	  • 太陽中の流速場（差動回転・子午面流）・対流構造はどのようにつくられているか	  • 太陽磁場はどのように維持されているか	  – 局所的ダイナモ機構（長期的に変動しない磁場成分）	  – 活動周期を生み出す大局的ダイナモ機構	  • フレアはどのように発生するのか	  • 高エネルギー粒子はどのように加速されているか	今後20年で取り組む課題	
• 2つの方向性を	  SOLAR-­‐C	  WG	  で検討 （検討初期）	  • 高解像度分光・偏光分光観測による太陽面磁気活動現象の解明	  – 太陽面に自発的に形成される微小スケール磁気構造とそれが引き起こすダイナミックスが対象	  → SOLAR-­‐C	  の目指すサイエンス	  • 内部流速場・対流構造と磁気構造の観測から太陽ダイナモ機構の理解へ	  – 黄道面離脱軌道から極領域を含む新たな視点	  → SOLAR-­‐Dの目指すサイエンス	  • それぞれのケースの検討をWGの中間報告書としてまとめた(2011年春）。ともに 中型衛星規模 を想定。	  SOLAR-­‐C	• 現状の計画案はこの後に説明	  • 戦略的中型衛星として2015年2月頃JAXAへ提案	  – 2014年12月下旬に戦略型中型衛星の提案機会(AO)がJAXAよりアナウンス予定（確定情報）	  • 国内他分野との競争に勝って初めて採択への道が拓ける	  – 日本一国では実現不能	  • 欧州・米国との国際協力で実現を目指す	  • 海外でも提案が同時に通る必要性	  • 提案採択へのキーワード：	  – 解くべきサイエンス課題の明確さ	  – 課題解決へのアプローチの妥当性	  – 計画の確実さ	本シンポジウムの獲得目標	
• コミュニティとして計画を推進する意識の共有	  • コミュニティによるSC提案書科学内容の吟味	  – 科学課題・解決手法は適切に設定されているか？	  
• 実施時に課題設定が解決済みになることはないか？	  
• 設定された課題の優先度は適切か？	  
• 課題解決のための物理量は何か・必要な精度は？	  
• 提案される観測装置の波長選択・スペックは適切か？	  
• スペース観測の必要性はあるのか？	  
• 提案までに既存データで確認すべきことは何か？	  など	  ミッション提案書・要求書への議論の反映	

SOLAR-C	Basic	  Problems	  	  in	  Helio-­‐Physics	

1.	  Origin	  of	  large-­‐scale	  explosion	  	2.	  HeaNng	  of	  chromosphere	  and	  corona,	  Solar	  wind	  acceleraNon	

Planned	  	  satellite	  	  Solar	  observatory	  prepared	  by	  JAXA	  	  SOLAR-­‐C	  W.G.	
First	  determines	  3D	  magneNc	  structures	  from	  unprecedented	  observaNons	  for	  	  elucidaNng	  basic	  problems	  in	  Helio-­‐Phys.	  	  3.	  MagneNc	  cycle	  Keywords:	  	  -­‐	  Chromospheric	  B	  measurements	  	  	  -­‐	  0.1”	  –	  0.3”	  spaNal	  resoluNon	   (0.1”	  =	  70	  km)		  -­‐	  〜1s	  high-­‐cadence	  observaNons	  	  -­‐	  high	  resoluNon	  spectroscopy	  	Science	  ObjecNves	  Observations of All from photosphere to corona seamlessly
as a system	SOLAR-­‐C	  will	  determine	• Physical	  origin	  of	  explosions	  that	  drive	  short-­‐Nme	  geo-­‐space	  variability	  SOLAR-­‐C	  FOV： 400	  “	  × 400”		  	  	  	  	  (space	  weather)	  • Mechanisms	  responsible	  for	  	  – heaNng	  and	  dynamics	  of	  chromosphere	  &	  corona	  – acceleraNon	  of	  solar	  wind	  SOLAR-­‐C	  FOV： 280	  “	  × 280”	

SOLAR-­‐C	  FOV： 180	  “	  × 140”	

• Fine-­‐scale	  magneNsm	  and	  associated	  solar	  spectral	  irradiance	  (space	  climate)	  • Fundamental	  physical	  processes	  – MagneNc	  reconnecNon,	  MHD	  waves,	  shocks,	  etc.	  Origin	  of	  Explosions	  &	  ErupNons:	  understanding	  toward	  Space	  Weather	  predicNon	
by	  magneNc	  ﬁelds	  measurements	  in	  Chromosphere	  	Hinode	• Visualize	  energy	  storage	  in	  the	  corona	  • Detect	  a	  chromospheric	  structure	  responsible	  for	  triggering	  erupNons	  	  Emergence	  of	  a	  small	  bipole	  	• Construct	  a	  model	  for	  	  	  space	  weather	  predicNon	  	  	  	  	  	  (through	  fundamental	  studies)	  	Causal	  linkage	  in	  Solar	  Atmosphere	  Observations of All from photosphere to corona seamlessly	••

Relationship between thermal and magnetic structures?
What drives the lateral motion in the chromosphere? (	  Alfven	  wave	  )	• How much wave energy is dissipated in the chromosphereand how much is transferred to the corona?		

SpaNal	  resoluNon	  in	  coronal	  observaNons	  of	  Hinode	Causal	  linkage	  in	  Solar	  Atmosphere	  Observations of All from photosphere to corona seamlessly	Can	  nanoﬂare	  hypothesis	  be	  quanNﬁed?	

Hinode	HiC

Cirtain et al. 2012	

kG Flux Tube (FT) & Magneto-convection	~	  photon	  mean	  free	  path	  length	  	  	  	  of	  photosphere	1”	  resoluNon	  (Ground)	

 Existence of FT predictedfrom polarimetric obs.

0.3”	  resoluNon	  (Hinode)	

0.1”	  resoluNon	  (SOLAR-­‐C)	

 Existence of FT Proven Motion of FT tracked
 80% FT not resolved	 kG FT mostly resolved
 Huge increase in encounterof opposite polarities
 small-scale vortex motions	What	  determines	  the	  polar	  magneNc	  ﬁelds?	
• Polar	  magneNc	  ﬁelds	  80	  deg	70	  deg	

Hinode	– A	  good	  indicator	  to	  predict	  solar	  acNvity	  of	  the	  next	  acNvity	  cycle	  – SOLAR-­‐C	  high-­‐res.	  magnetograms	  from	  polarimeter	  from	  spectro-­‐polarimetry	

• to	  understand	  the	  mag.	  ﬂux	  budget	  	  • to	  monitor	  the	  details	  near	  the	  poles	  in	  a	  low	  acNvity	  phase.	

Svalgaard,	  Cliver,	  and	  Kamide	  2005	

Max.	  sunspot	  number	  of	  cycle	  N+1	N-­‐pole	

Rmax	

Current	
n=23	

Choudhuri	  2008	

Dipole	  moment	  from	  polar	  ﬁelds	  at	  solar	  min.	  N	

Linkage	  between	  Sun	  and	  Earth	  in	  SSI	  from	  UV-­‐band	  observaNons	  Modeling	  spectral	  irradiance	  from	  small-­‐scale	  magneNc	  structures	  	• What	  contributes	  to	  UV	  variability	  in	  Solar	  Spectral	  Irradiance	  that	  may	  aﬀect	  	  	  	  	  	  	  	  	  the	  Earth’s	  climate?	  	  • Can	  we	  model	  the	  solar	  spectral	  irradiance	  in	  Maunder	  minimum?	

MagneNc	  ReconnecNon	  Study	  of	  a	  Fundamental	  Physical	  Process	
Yohkoh	Hinode & SDO	Spectroscopy	

SOLAR-C	wHigh-resolution (0.3”)
imaging & spectroscopy
in chromosphere-coronawHigher sensitivity (>×10)
than Hinode in spectroscopywGrowth of sheet structureby high-cadence (>×5) obs.

Hara	  et	  al.	  (2011)	

Imaging	~3”	wMHD shock structure forheating outflows	

Shibata	  et	  al.	  (1995)	

Takasao	  et	  al.	  (2012)	

From	  ObjecNves	  to	  ObservaNons	
SOLAR-­‐C	  Science	  ObjecNves	
Issues	  to	  be	  examined	
Unique	  approach	  of	  SOLAR-­‐C	
Required	  quanNNes	
Science	  Requirements	

Model	  observaNons	

System	  Requirements	
Model	  payload	
Model	  Spacecras	Unique approach of SOLAR-C	SOLAR-C observes the solar atmosphere[ = photosphere – corona ]• by both imaging and spectroscopy• High spatial resolution: 0.1” – 0.3”
• High cadence: ~1 sec sampling• Seamless coverage in spectroscopy without significant
temperature gap from photosphere to corona• Wide-field high-precision spectro-polarimetry inphotosphere and chromosphereSOLAR-­‐C	  Requirements	

All	  atmospheric	  layers	  are	  observed	  simultaneously.	
Cadence: ~1 sec max.	
Requirements
SOLAR-­‐C	  FOV：>	  240	  “	  × 240”	

Hinode SOLAR-C
Corona
106+KTransi)on+region
105+K

SOLAR-­‐C	  FOV： >	  180	  “	  × 140”	

Chromosphere
104+K
Photosphere

SOLAR-­‐C	  FOV： >	  180	  “	  × 140”	

6000+K

4-10MK sensitivity forImaging 1023 erg deposition	
ΔVD~1 km/s	
SpectroscopyΔVNT ~3 km/s	
Te , Ne	ImagingΔVD~1 km/s	
ΔV ~3 km/s	
SpectroscopyT , NT

e Ne	

0.2” 0.07”
ΔVD~ 1 km/s	
ImagingΔB∥~10G
Polarimetry ΔB⊥~100 G 	Imaging

ΔVD~ 0.1 km/s	
ΔVH~ 0.1 km/s	
ΔB ~ 2G

Polarimetry ΔB∥~70 G 	
⊥1.0” 0.3” 0.1”
spa)al+resolu)onSOLAR-­‐C	  Requirements	

All	  atmospheric	  layers	  are	  observed	  simultaneously.	
Cadence: ~1 sec max.	
Requirements

Hinode SOLAR-C
Corona

XIT	  FOV：400	  “	  × 400”	

106+KTransi)on+region

EUVST	  FOV：280	  “	  × 280”	

SUVIT	  FOV： 184	  “	  × 184”	  (FG)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  184	  “	  × 143”	  (SP)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  9”	  	  	  x	  	  	  	  	  	  	  9”	  (SP-­‐IFU)	

SUVIT	  FOV： 184	  “	  × 184”	  (FG)	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  184	  “	  × 143”	  (SP)	

105+K
Chromosphere
104+K

Imaging

XIT	

Spectroscopy EUVST	
Imaging

XIT	

Spectroscopy EUVST	 
0.2” 0.07”
SUVIT	  FG	ImagingPolarimetry SUVIT	  SP	SUVIT	  FG	

PhotosphereImaging

6000+K

Polarimetry SUVIT	  SP	1.0” 0.3” 0.1”
spa)al+resolu)on1.4m	  diameter	  telescope	

SOLAR-­‐C	  payload	Filtergraph	

SUVIT	  Solar	  UV-­‐Visible-­‐IR	  Telescope	

Slit	  scanning	  	  spectro-­‐polarimter	  	  with	  IFU	!"#"$%&'"()*+,
Spectro-­‐polarimeter	

2(3*(-,$#%.*&,(!"##$#%&''(!)*+

XIT	  (X-­‐ray	  &	  EUV	  	  Imaging	  Telescope)	

,(*('-$.((*(-,#$/"-'

3#$/,2$$#01"2(%,(*('-$.(0#&,"/0%&''(!)*+

EUVST	  (EUV	  Spectrograph)	
-'"%,.&/.0'1()*+,

2(,(-,$#%&''(!)*"('

Regions	  to	  be	  observed	  by	  SOLAR-­‐C	

Photosphere	
Chromosphere	

Corona	from	  photosphere	

SOLAR-C High-resolution
1.22*k/D Observations	
Spatial Resolution (arcsec)

10.0FOXI	  2012	  HXR	  focusing	  imaging	  RHESSI	  2002	  Yohkoh	  1991	  SOHO	  1995	  Corona-­‐imaging	

Corona-­‐imaging	 SOHO	  1995	  Yohkoh	  1991	  HXR-­‐imaging	

Hinode	  2006	  	  Hinode	  2006	  Corona-­‐imaging	Chrom.-­‐Corona-­‐spectroscopy	

spectroscopy	

SDO	  2010	  	  SDO	  2010	  	  Photospheric	  mag.	

Corona-­‐imaging	

1.0

TRACE	  1999	  HiC	  	  2012	  0.5	 Fine-scale coronal structures

Corona-­‐imaging	

IRIS	  2013	  Chrom.-­‐TR	  Spectroscopy	

50 cm

Hinode	   Telescope	  diameter		  2006	  0.3	 inferred from Hinode	Fine-scale chromospheric structures

0.2	 observed by Hinode & GBO

SOLAR-­‐C	  XIT	  TR-­‐Corona	  imaging	Fine-scale kG photospheric structuresinferred from Hinode	

0.10.1”	  =	  	  70	  km	0.01

SOLAR-­‐C	  EUVST	  140 cmSOLAR-­‐C	  SUVIT	   W-­‐b	  imaging	Chrom-­‐corona	  spectroscopy	

0.10

1.00
10.00 100.00 1000.00
Wavelength (nm)N-­‐b	  imaging	
spectro-­‐	  	  	  	  polarimery	  	  	  (mag.	  ﬁelds)	

SOLAR-C High-resolution
1.22*k/D Observations	
Spatial Resolution (arcsec)

10.0

FOXI	  2012	  HXR	  focusing	  imaging	  RHESSI	  2002	  Yohkoh	  1991	  SOHO	  1995	  Corona-­‐imaging	

Corona-­‐imaging	 SOHO	  1995	  Yohkoh	  1991	  HXR-­‐imaging	

Hinode	  2006	  	  Hinode	  2006	  Corona-­‐imaging	Chrom.-­‐Corona-­‐spectroscopy	

spectroscopy	

SDO	  2010	  	  SDO	  2010	  	  Photospheric	  mag.	

Corona-­‐imaging	

1.0

TRACE	  1999	  HiC	  	  2012	  0.5	 Fine-scale coronal structures

Corona-­‐imaging	

IRIS	  2013	  Chrom.-­‐TR	  Spectroscopy	

50 cm

Hinode	   Telescope	  diameter		  2006	  0.3	 inferred from Hinode	Fine-scale chromospheric structures

0.2	 observed by Hinode & GBO

SOLAR-­‐C	  XIT	  TR-­‐Corona	  imaging	Fine-scale kG photospheric structuresinferred from Hinode	

0.10.1”	  =	  	  70	  km	0.01

SOLAR-­‐C	  EUVST	  140 cm
SOLAR-­‐C	  SUVIT	   W-­‐b	  imaging	Chrom-­‐corona	  spectroscopy	

0.10

1.00
10.00 100.00 1000.00
Wavelength (nm)N-­‐b	  imaging	
spectro-­‐	  	  	  	  polarimery	  	  	  (mag.	  ﬁelds)	

SOLAR-­‐C:	  Field	  of	  View	  (FOV)	
CoordinaNon	  with	  Full-­‐disk	  observaNons	  is	  mandatory!	

SUVIT	SUVIT	  184”	  x	  184”	  	FG	EUVST	  280”	  x	  280”	

XIT	  410”	  x	  410”	

WB	Hi-­‐	  Res.	

SP	NB		  61”x61”	 90”x90”	 	  184”x143”	
184”x184”	
Wide	  	  FOV		Atmosphere covered by
Proposed payload(System Req.)

Mission Requirements for SOLAR-C observations

Simultaneous payload operation

Most of observables shown here need to be obtained
within 10 sec to an hour depending on the targets.
spatialresolution

Solar AtmosphereLine ratio
Temporal res.

FOV (max) (minimum+)Type of Emission

Velocity (V)Mag. field ( B [G] )T_e [K]

N_e cm^[-3]

10^[7-12]

FOV alignment

Corona (10^[6-7] K)

0.3"

240"x240"~1s

Emission lines
Continuum

dV_D = 1 km/s
dW = 3 km/s

B extrapolation
by a model

10^[6-7]Transition Region (10^[4.8-5.8] K)

0.3"

240"x240"~1s

Emission lines

dV_D = 1 km/s
dW = 3 km/s

B extrapolation
by a model

10^[5-6] 10^[10-12]

dV_D = 1 km/s

dB_LOS = ~10dB_TRN = ~100

Chromosphere ( 10^4 K )~1s(a) 0.1", (b) 0.4" 180"x140"(c)~10s(pol.)Absorption lines(a) for thermal structures in intensity(b) for magnetic field measurement(c) polarimetry

Photosphere (4000-6000K)

0.1"180"x140"~1s

Ca II 854nm, He I 1083nm
Continuum
absorption lines

dV_D = 0.1 km/s
dV_H = 0.1 km/s*

dB_LOS = 2
dB_TRN = 70

* spatial res. ~ 0.3" bycorrelation tracking

Factors to determine
Instrument Performance------Fe I 525nm, Si I 1083nm

Size of targets

Size of
Active Reg.

Targetvariability

Optimum wavelengthfor observatinos

Target volocity
amplitude

Line selection &Number of photons

Ph: Hinode & G.B. obs.
Ch: Hinode & G.B. obs.
TR: Hinode & IRIS obs.
Co: Hinode & HiC obs.

StatisticsofActive Reg.

< L/V_Sor< L/V_A

Heritage in
Solar Phys.
for selectionof wavelength

From observations
so far madeHeritage in
Solar Phys. &TheoreticalBackground

When detailed
isothermal T
required

XIT

Accuracy (Gauss)

EUVSTdScience	  Requirements	

Unique approach of SOLAR-C to achieve science goals

Wavelength:
EUV, X-rays--Q/I = 1E-4
---

SUVIT

tives

Wavelength:
EUV, FUV

Q/I = 1E-3
When detailed
Ne required(eg. reconnection)

Heritage in
Solar Phys.
for selectionof wavelength

Wavelength:
Visible, NIR

Heritage in
Solar Phys. inemission-line
spectroscopy

Roles of Payload (System Requirements)
Photosphere:Imaging
Photosphere:
LOS velocity
Photosphere:
plane-of-sky velocity

SUVIT FG( wide FOV )SUVIT FG( by Corr. Tracking)

SUVIT SP(narrow FOV, spectroscopy)

SUVIT	  Filtergraph	  (FG)	

Wide	  bands	

Narrow	  bands	  with	  a	  polarimeter	SUVIT	  Spectro-­‐polarimeter	  (SP)	  to	  observe	  photspheric	  &	  chromospheric	  mag.	  ﬁelds	

0.07”	  slit	  width	  for	  slit	  obs.	  
0.2”	  slit	  width	  for	  IFU	EUVST	••

Optics: single off-axis mirror(30cmφ, f=360cm)
and a grating
Telescope length: 430cm 	

!"#"$%&'"()*+,!"##$#%&''(!)*+

3#$/,
2$$#

2(3*(-,$#%.*&,(01"2(%,(*('-$.(Slit assembly	

0#&,"/0%&''(!)*+,(*('-$.((*(-,#$/"-'
2(,(-,$#%&''(!)*"('-'"%,.&/.0'1()*+,

Solar-C EUVS

With lowscattering optics,
for exploring low
EM regions (MRand CH).	

EUVST	FeXIX
FeXXIIFeXX FeXXIV
FeX/XI••

FeIX

Optics: single off-axis mirror(30cmφ, f=360cm)
and a grating
Telescope length: 430cm 	

!"##$#%&''(!)*+

FeXXI
FeXII
FeXVIIIFeXIII
MgX
SiXII CaXIVFeXIXCaXVIICaXV

AR (log T/K < 6.2) - 1s exposure
AR (log T/K > 6.2) - 1s exposure

4!"#"$%&'"()*+,FeXXIII
FeXIV

53#$/,
2$$#2(3*(-,$#%.*&,(CaXVI

6FeXIX7

log (T/[K])01"2(%,(*('-$.(Slit assembly	

0#&,"/0%&''(!)*+,(*('-$.((*(-,#$/"-'
2(,(-,$#%&''(!)*"('-'"%,.&/.0'1()*+,

Solar-C EUVS

With lowscattering optics,
for exploring low
EM regions (MRand CH).	

X/EUV	  imaging	  telescope	  (XIT)	
-­‐	  He	  II	  304	  -­‐	  Fe	  IX	  171	  -­‐	  Fe	  XVIII	  94	baseline	 OpNon	

International
Collaboration	
A planned case of task share that world-wide solar physicists desire	

EUVST	  (EUV	  Spectrograph)	
ESA &OpNcal	  Bench	  Unit	EUVST consortium 	
Launch vehicle: JAXASpacecraft: JAXA	SUVIT	  IF	

国際協力	  体制の見直しが	  進行中	 SUVIT	  TA	JAXA+α	α:	  European	  countries	

NASA	
SUVIT	  FGP	SUVIT	  SPP	JAXA+α	XIT	  (X-­‐ray	  imager)	
NASA	

- Proposed to US Heliophysics Decadal Survey- EUVST: proposed to ESA Cosmic Vision II 	Hinode	本シンポジウムの獲得目標	
• コミュニティとして計画を推進する意識の共有	  • コミュニティによるSC提案書科学内容の吟味	  – 科学課題・解決手法は適切に設定されているか？	  
• 実施時に課題設定が解決済みになることはないか？	  
• 設定された課題の優先度は適切か？	  
• 課題解決のための物理量は何か・必要な精度は？	  
• 提案される観測装置の波長選択・スペックは適切か？	  
• スペース観測の必要性はあるのか？	  
• 提案までに既存データで確認すべきことは何か？	  など	  ミッション提案書・要求書への議論の反映