太陽将来計画の一つの可能性

紫外線望遠鏡による彩層・遷移層の超高空間分解能観測
勝川行雄 (国立天文台)

1

SOLAR-Bで残る課題


SOLAR-Bは– 可視光高空間分解能での光球磁場観測 (SOT)– EUV、X線でのコロナ観測 (EIS, XRT)において、現在の究極に近い。


しかし、SOLAR-Bでできないことが多いことも確か
特に、彩層、遷移層の診断は不得意– SOTの彩層観測はCaII H (分光ができない), Hα (解釈が難しい)– 磁場観測としてMgIb, NaI D (彩層下部のみ)– XRT/EISは>1MKのコロナ観測が中心



彩層、遷移層観測に適しているのは紫外線!!
2

UV超高空間分解能望遠鏡






観測波長: 1000 – 3000 A, 必然的にスペースミッション
多くの面白い輝線があるのは<2000A

口径50cm (SOLAR-B/SOTと同じ大きさ)
回折限界分解能 0.1”!! (@2000A)
同じ分解能を波長1μ mで達成するためには口径2.5m
SOLAR-Bで培われた軽量化宇宙望遠鏡、検出器、チップチルト鏡のノウハウを出来る限り生かす
高空間分解能に重きを置くと撮像観測だが、物理をやるためには分光が必要。さらには偏光観測もできるとよい
3これまで/これからのミッション


人工衛星 (空間分解能、装置性能はまだまだ)– SMM / UVSP (1980-1985)


分光観測 1000-3600 A– SOHO/SUMER (1996-)

600 ～ 1600Aの分光観測、ラスタースキャンに制限– TRACE (1998-)
C IV (1550A), Lyα (1215A) の撮像観測 (Lyα はあまり使われなかった)– SDO/AIA (2008-)


TRACEと同じUVバンドあり。full disk

ロケット実験 (本格的な観測はまだまだ)– HRTS (High Resolution Telescope and Spectrograph)

8度打ち上げ (1975-1992)、Spacelabでも観測 (1985)– VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)
Ly-alphaの撮像観測, 空間分解能0.3”、CIVはまだ 3度打ち上げ、2度成功
– SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)
C IV (1550A), Mg II (2800A)
 偏光観測が特徴、打ち上げまだ4輝線と温度
SUMER
EIS

この辺5
Wilhelm et al. (1995)

UV spectrum

Spacelab2
SOHO/SUMER
Lyα
Lyβ6

彩層、遷移層観測で見えること

彩層、遷移層での磁気リコネクション、フロー––––

定常な加熱、コロナループ足元（？）
磁気キャンセレーション、XBP
浮上磁場、サージ、ジェット
マイクロフレア、Blinker、Explosive events

波動、衝撃波– 光球からコロナへの波動伝播– 彩層、遷移層での散逸、加熱

フレア、粒子加速– フレアカーネルの微細構造– プレフレア現象– 彩層蒸発7

遷移層観測の重要性


光球-コロナのconnectivity
磁気要素とコロナ構造(磁気ループ)の”missing link”の解明(->コロナ加熱を解く鍵がある!!)Schrijver (2001)

SOLAR-B/XRT & EIS??
SOLAR-B/SOT

8

光球とコロナのconnectivity (1)de Pontieu et al. (2003)

相関悪い

相関いい

9

光球とコロナのconnectivity (2)de Pontieu et al. (2003)

コロナと光球磁場のconnectvityは単純ではない。
コロナと光球だけ観測していてもどのように磁場つながっているか分からない。

Observation with DOT

彩層にも1秒角以下の構造は存在する
多分、遷移層にも。
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コロナループ足元観測TRACEによるコロナループに沿った温度分布の観測から、ループに沿って非一様な加熱が示唆されている(SOLAR-Bで再確認必要)
足元近傍、遷移層で何か起こっている？

Aschwanden et al. (2000)– 足元でのリコネクション ?
– 波の散逸?
11

CDSによる遷移層観測


空間分解能が悪すぎて、1秒角以下の遷移層の構造は見えない。
コロナループが彩層、遷移層とどのようにつながっているか分からない

可視連続光

UV cont.

Hα

He I (104.5K)

O IV (105.2K)

Ne VI (105.7K)

Mg IX (106.0K)

171A (FeIX/X)

ループの足元に明るい構造

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遷移層におけるフロー
20-30万度に系統的なダウンフロー>50万度はアップフロー
コロナ加熱、太陽風加速との関係を調査するために、空間的に分解する必要あり
Peter & Judge (1999)

Hassler et al. (1999)
NeVIII (～60万度)

Coronal hole

Network上にアップフロー
Fast solar windの源？
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Bi-directional jets associated withexplosive events

Si IV (～10万度)でexplosiveeventに伴う blue & red shift-> Bi-directional jets-> reconnection!

CDSではOIVやOVで多数の”bliner”。ネットワークの磁場構造と対応していそう

しかし、CDSの分解能は悪すぎ

下(磁場)との関係、上(コロナ)との関係はまだよく分かっていな
いInness et al. (1997)
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TRACE 1600A• 分解能は1” (0.5”/pixel)• 温度minimumのあたりの構造(UV連続光の寄与)とCIVによるより上空の構造が混ざっている• 磁場のelementの運動や時間発展が高コントラストで観測できる
ただし、TRACEで見えているぶつぶつは、光球で見える磁気要素(facularやGBP)の塊に対応している• 上空のフレア活動と関係して増光（フレアリボン、プレフレア増光)
磁気浮上

フレア1

フレア2

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これまで/これからのミッション


人工衛星 (空間分解能、装置性能はまだまだ)– SMM / UVSP (1980-1985)
分光観測 1000-3600 A– SOHO/SUMER (1996-)

600 ～ 1600Aの分光観測、ラスタースキャンに制限– TRACE (1998-)
C IV (1550A), Lyα (1215A) の撮像観測 (Lyα はあまり使われなかった)– SDO/AIA (2008-)


TRACEと同じUVバンドあり。full disk

ロケット実験 (本格的な観測はまだまだ)– HRTS (High Resolution Telescope and Spectrograph)

8度打ち上げ (1975-1992)、Spacelabでも観測 (1985)– VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)
Ly-alphaの撮像観測, 空間分解能0.3”、CIVはまだ 3度打ち上げ、2度成功
– SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)
C IV (1550A), Mg II (2800A)
 偏光観測が特徴、打ち上げまだ

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TRACE (Transition Region and Coronal Explorer)
口径30cmを4分割

LyαCIVUV continuum
空間分解能は～1” (0.5”/pixel)

WL
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SDO/AIA (Atomospheric Imaging Assembly)

口径20cmを2分割

メインはEUVコロナ観測
TRACEと同様にUV観測も可能
ただし、full-disk観測。0.6”/pixel

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SDO/AIA
1000.0

Photons/s for EM=1044 cm-3

1.000
0.100
0.010
0.001

100

150

200
250
Wavelength (Å)

300

350

SDO_0037

Area (cm2)10000.0171
19321133594
133
304

100.0

171
193
211
335
94
133

10.0
1.00.1
4.5

5.0

5.56.06.5
log T (K)

7.0

7.5

SDO_0036

10.000Predicted Response Functions

Table FO2-2. AIAEffective
telescope Areas
coating and filter definitions. Only one telescope requires an aperture
ctor. sele
Telescope

1234

Focal Plane Filters
Coating Entrance
Materials
FilterFilter 1
Filter 2
1600 C IV/continuum 80%
Al
Bandpass
Bandpass on MgF 2
1700
Continuum80%
Alon
Bandpass on fused silica
4500
Continuum
80%
Al
MgF2
Bandpass on fused silica
171
Fe IX
50%
Mo/Si Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 2500 
94
Fe XVIII
40%
Ru/YZr, 2000 Zr, 2000 Zr, 3000 
304
He II
18% SiC/Si Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 2500 
133
Fe XX/XXIII
68%
Mo/Si Zr, 2000 Zr, 2000 Zr on Polyi mide*335
Fe XVI
17% SiC/Si Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 2500 
211
Fe XIV
42%
Mo/Si Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 2500 
193
Fe XII/XXIV
48%
Mo/Si Al, 1500 
Al, 1500 
Al, 2500 


Ion

Rpeak

Aperture
Sele ctor
NoNoNoYes 19VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)
口径30cmLyαによる超高空間分解能観測20

21

SOHO/SUMER (Solar Ultraviolet Measurements ofEmitted Radiation)

CIV full disk mosaic
22SMM/UVSP (Ultraviolet Spectrometer and Polarimeter)

黒点上空の磁場

コロナループのフロー
23

SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)

24

まとめ



超高空間分解能観測で遷移層の微細構造、ダイナミクスを観測。
SOLAR-Bや海外の他のミッションではカバーできない領域であるサイエンスの観点で要検討項目– SOHO/SUMER、TRACE 1600A、VAULTの成果の吟味– 撮像のみでよいか、分光もできないと意味がないか– 磁場測定も同時にできた方がよい– 真に重要なのはどの輝線か– 偏光観測ができると何か良いことはあるのか(Zeeman効果による磁場診断は難しい)

技術的課題はたくさん。。。。
25

スペースミッション 他の可能性

HXR分光撮像 (<- SOLAR-Bが観測できないもう一つ)– ターゲットはフレア、粒子加速– Yohkoh/HXT、RHESSIでどこまで来たかを吟味する必要あり– すだれコリメータ + 「CdTe検出器」で、HXTライクなHXR望遠鏡– ～数keVのエネルギー分解能(バルーン実験で実証済み)はHXT
よりはるかによい

SXR分光撮像

極域観測 (磁場、seismology)など。。。
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