Solar-C時代の地上太陽時代
太陽観測
２０１０年1月20日
年 月
Solar-C 国内会議
末松 芳法

大口径、分解能の必要性
彩層研究の重要性（「ひので」以降ますます）彩層のない恒星はない
さまざまな磁気プラズマ現象
気プラズマβ～1前後の境界層、磁気波動のモード変換
加熱
磁気浮上現象
コロナ、プロミネンスへの質量供給（太陽風、宇宙天気）
コロナ磁場（β＜１）の境界条件： コロナ磁気エネルギー変化の正確な見積もりへ
光球
強磁場構造 黒点の理解
強磁場構造：
微小磁気構造の形成
乱流磁場
表 ダ
表面ダイナモ
対流構造
・・・
ひので可視光望遠鏡Ca II H彩層

磁場構造の分解

Small-scale dynamo. Mixed polarity fields are “generated” in intergranular lanes. A movie
showing the evolution of these fields (http://flash(http://flash.uchicago.edu/uchicago edu/~mhd)mhd) demonstrates how fieldlines get twisted and tangled by vortex motions. This important detail (left) is lost when theresolution is reduced to what can currently be achieved with the best high resolution
telescopes and adaptive optics (courtesy of F. Cattaneo ).

地上vs.宇宙
地上に不利な点・大気の影響像劣化 （部分的に補正可能なのはこの部分のみ）（部分的に補正可能な は部分 み）
シンチレーション（明るさの短時間変動）
波長透過率
透明度の変化
波長分散（波長による大気屈折率の影響）
長長気
地上に有利な点・観測手法の自由度、最新技術の導入
観測手法の自由度 最新技術の導入
・観測装置の物理サイズの自由度
観測装置の物理サイズの自由度
・データ取得レート、データ発生量

地上大口径へ磁場（偏光）の観測が重要！
★磁気構造の集中化（フィラメント構造） → 高分解能（＜０．１“）★ダイナミックな変化 → （時間分解能＜10秒、構造/磁気音波速度）（時間分解能＜10秒 構造/磁気音波速度）★偏光精度 高いS/N★磁場感度のあるスペクトル線 → 高分散↓
太陽と云えども フォトンが不足！

・大口径（分解能、photon）
大 径 分解能・磁場観測に有利な赤外域（AOが有効）
・データの大容量化→ 地上観測にも利点がある（もちろん宇宙でできればベスト）

赤外の有用なスペクトル線：
磁場観測は赤外が有利

コロナの活動現象を反映するHe I 10830線観コロナの活動現象を反映するH
測（太陽全面、乗鞍コロナ観測所）

I

QUV

ダークフィラメントのHeI 10830A ラインの偏光。散乱＋磁場のハンレ効果による偏光が確認できる。（J. Trujillo Bueno etal. 2002,
NATURE , 415, 24）
彩層上部（コロナ底部）の磁場ベクトル！

地 像補
地上像補正
一様とみなせる大気透過波面の大きさ：様 みな る大気透過波面 大きさ Fried pparameter 、r0 ～ λ^6/5
波長が長いほど有利
波長が長ほど有利 → 地上大口径では赤外観測が主となる
地上大 径 は赤外観測が主となる（大フォーマット赤外ディテクターの発展）像補正には構造（一般に粒状斑）が見えることが必要
太陽縁近く、外（プロミネンスなど）の像補正は上手くいかない
陽縁近 、 （） 像補（Hα像での像法性の可能性）
ここでは宇宙観測が圧倒的に有利（ひのでSOTの観測例）

Atmospheric perturbations
cause distorted
di t t d wavefronts
ftRays not parallel

Plane Wave

Index of refraction
variations

Distorted
Wavefront
Page 8

Turbulence arises in many places
stratosphere

tropopausep p

10-12 kmwind flow over dome
boundary layer~ 1 km
Heat sources w/in dome

Page 9Characterize turbulence strength
by quantity r0
Wavefrontof lightr0 “Fried’s parameter”
Primary mirror of telescope• “Coherence Length”
Length” r0 : distance over which opticalphasepase ddistortion
sto t o has
as meanea squaresqua e value ofo 1 radad2(r0 ~ 15 - 30 cm at good observing sites)• Easyy to remember: r0 = 10 cm ⇔ FWHM = 1 arc sec
at λ = 0.5μ0.5μm
Page 11

AO produces point spread functions
withi h a “corecore”” andd “halo
h l ”
halo”

Intensityy

Definition of “Strehl”:
Ratio of peak intensity tothat of “perfect” opticalsystemx• When AO system performs well, more energy in core
• When AO system is stressed (poor seeing), halo contains larger
fraction of energy (diameter ~ r0)• Ratio between core and halo varies during night and in particularduring the day
Page 12

Expression
pfor
f isoplanatic
pangleg θ0• Strehl
S hl = 0.38
0 38 at θ = θ0
θ0 is isoplanatic angle−3 / 5∞⎤⎡22
8/3
5/3ϑ 0 = ⎢2.914 k (sec ζ ) ∫ dz CN (z) z ⎥⎣⎦0

θ0 is weighted by high-altitude turbulence((z5/3)• If turbulence is only at low altitude,
overlap is very high.
high• If there is strong turbulence at highaltitude, not much is in common path

CommonPath

Telescope Page 13

Isoplanatic angle, continued• Isoplanatic angle θ0 is weighted by z5/3 CN2(z)• Simplerpway
y to remember θ0⎛ r0 ⎞
θ 0 = 0.314 cosζ ⎜ ⎟⎝h⎠3/55/3 2⎛ ∫ dz⎞d z CN (z)( )⎟where h ≡ ⎜⎜2⎟dz
C(z)
N⎝ ∫⎠

Hardy § 3.7.2

Page 14

r0 - Related Parameters

Quantity

Scaling

NameValue
Value(at 0.5 μm) (at 2.2 μm)

r0λ6/5Fried parameter(coherence diameter)

20 cm

120 cmτ0 ~ r0v

λ6/5

coherence time

20 ms

120 msθ0 ~ r0h

λ6/5

isoplanatic angle

4"24"

θfwhm~ λr0

λ-1/5

image diameter

0.50"

0.38"

λ12/5

no. of actuators, D=4m

400

122 5x10-33
2.5

0 08
0.08

2DNact~ 2r02r
0S~
D2

λ-12/5 uncorrectedd SStrehl
hl ratioi

Haleakala Site Choice

16 of 6532166

Adaptive Optics for the ATST
Visible (500nm)
High Strehl Requirement leads to large numberof DoFs

Adaptive Optics for the ATSTNIR (1.6 μ)High Strehls are fairly easy to achieve!

Thee multimultiult -coconjugate
jugate AO
O concept
co cept
Turb. Layers#2

Atmosphere
UP
Credit: Rigaut, MCAO for Dummies#1

Telescope

WFS
DM1

DM2

“StarStar Oriented”
Oriented MCAO
Guide Stars• Each WFS looks at one star
• Global Reconstruction

Hi h AlHighAltitude
i d LayerL• n GS, n WFS, m DMs• 1 Real Time Controller

Ground Layer• The correction applied ateach DM is computedpusingg
all the input data.

Telescope
DM2
DM1WFC

WFSs

Credit: N. Devaney

Active Optics and Quasi-static alignment

20” =32 pixels

Lenslet array with pupil outline

2’ =
192
pixelsSubaperture images with field points

Similar to MCAO WFS approach and implementation!!

21 of 6532166

大気波長分散
Reardon(2006)
波長400nmと850nmで波長400と850 での波長分散の大きさ（arcsec)、LaPalma

波長400nmと850nmがスリット幅内（0.11arcsec)に留まっている時間（分）、スリットは最初鉛直方向、LaPalma
初鉛直方向

地上太陽望遠鏡
進む地上太陽観測・脱“真空”望遠鏡 → 大口径（口径1m以上）化
・太陽用AOの実現 → 多分割化、multi‐conjugate（高精度、広視野化）
・高速偏光変調、高速読み出しデジタルカ
メラ → 高精度偏光観測
像改善

Dutch Open Telescope。口径45cmで大きくは無いが、初めて開放型望遠鏡で回折限界を実現できることを示し、地上太陽望遠鏡の大型化への道を開いた。

太陽望遠鏡： 口径の拡大
太陽光学望遠鏡の口径の拡大
450
ATST EST

400
350

口径(cmm)

300
250

既存の地上望遠鏡
スペース・気球望遠鏡
建設中・計画中の地上望遠鏡

200
NST

150
100
500
1960

GREGORTHEMISBBSO
SacPeak
S
P k
DST

1970

SST

飛騨DST

1980

VTT

Sunrise
ひのでSOT

DOT

1990

2000
年

2010

2020

2030

地上太陽観測国際情勢
SST（口径1m真空、スウェ
SST（口径1m真空スウェーデン
デン、カナリ
カナリー諸島ラ・パルマ）
諸島ラ パルマ）
運用中
NST（口径1.6m軸外しグレゴリアン、米国、ビッグベア‐天文台、$5M）
2009年2 4月ファーストライト スペックル観測でデータ出始めている
2009年2‐4月ファーストライト、スペックル観測でデータ出始めている
2010年2月76素子AO設置予定
GREGOR（口径1.5m軸対称グレゴリアン、ドイツ、カナリー諸島テネリフェ）
S l li h 用1 軽量主鏡で試験中 2010年フ
Solarlight用1m軽量主鏡で試験中、2010年ファーストライト？
ストライト？
Multiconjugate‐AOの試験進んでいる
ATST（口径4m軸外しグレゴリアン、米国、ハワイ・ハレヤカラ）
予算化($300M)、2009年12月4日Enclosure&M1ブランクAoO、2010年よりブ
建設予定、2017年ファーストライト
EST（4m？、ヨーロッパ連合、カナリー諸島ラ・パルマ）
ATSTに対抗・協調、とにかく低予算で($100‐150M)、光学設計最終段階へ
中国（口径1m真空、Fuxian湖） 2010年開所予定、 SST（口径1m）の地上版をHuairouに。口径5m幅0.5mのリング状望遠鏡、口径3-5ｍ望遠鏡（具体的な案はないが、今後10年計画として国際協力を呼び掛け）
NLST（インド口径2m 標高4500mハンレ付近） ドイツが支援（GREGOR) 設計
NLST（インド口径2m、標高4500mハンレ付近）、ドイツが支援（GREGOR)、
中、予算規模$25M、2013年ファーストライト希望（ATSTまで世界一！）
COSMO（口径1.5m屈折コロナグラフ、米国HAO）計画中 （日本の参加期待？）地上太陽観測国際情勢
EST（ヨーロッパ、口径4m）：
デザインフェーズ。ATSTよりかなり安く。詳細設計（2010-2013）、建設予定（2014-2019）。焦点面装置は標準的：Broad-Band、Narrow-Band、Grating Spectrograph、2次元分光のtradeoff中。
LESTが挫折した経緯があるが、今回大丈夫か？

Big Bear NST (New Solar Telescope)

日本の若手の参加、歓迎！
BBSO News
Dec 1818, 2009: First NST Flare has been Caught on Camera by John Varsik!
Dec 18, 2009: AGU Session SH53B on NST First Light and Results
Dec 12, 2009: Ichimoto, K. (Kyoto Univ) and Suematsu, Y. (ISAS) Visiting BBSO

NST

Hα-0.7A

TiO705nm連続光

NSTの特徴の特徴
・1.6 m clear aperture、f/2.4 primary mirror (M1)83.2m effective focal length (f/52 at Gregorian focus)、 Plate scale 2.48 arcsec/mm
・Off-axis Gregorian configuration、Telescope optics (PM,SM) made of Zerodur.
Figuring of primary mirror (PM) to 16nm r.m.s.、10-15Å finishing of PM・Secondary figured to 20nm accuracy and has protected silver coating.
・OpenOtelescopet lstructuret twithith equatorialt i l mountt andd new, ventilated
til t d ddome
・Real-time systems for maintaining telescope alignment
・Computer controlled pointing and tracking
・Active
Active optics
・Adaptive optics
・Multiple focus locations that serve a variety of focal-plane instrumentation
・2 arcmin FOV in Gregory
Gregory-Coudé
Coudé focus
・Wavelength range from 0.39-1.6μm with AO
・All wavelengths > 0.39μm also at Nasmyth focus with tip/tilt but without AO
・Diffraction
Diffraction limited resolution of 00.06
06" at 500nm and 00.2
2" at 1
1,565nm
565nm (with adaptiveoptics)
Temperature monitoring at many points on the telescope

Telescope Requirements••

Aperture:pResolution:

4m
diffraction limited:- within isoplanatic patch (conventional AO)- over ~2
2 arcmini using
iMCAO (upgrade)(d )• Adaptive Optics:
duringStrehl ratio: >0.3 , goal of S > 0.6
good seeing•
•
•••

FOV:
Wavelength Coverage:
Polarization Accuracy:
Polarization Sensitivity:
Low Scattered Light:g•••Coronagraph:
Flexibility:
Adaptability:

3 arcmin (goal 5 arcmin)
300 nm - 28 micron
10-44 (low instrumental polarization)
limited by photon statistics down to 10-5e.g.
g sunspots:p
1% of surrounding
g photospherepp
Corona: < 10-5 at R= 1.1R~; λ= 1μin the NIR and IR
e g Combine various poste.g.,
post-focus
focus instrumentse.g., try out new ideas, bring your own
instrument

ATST
ATST（米国、口径4m）：
予算は現在手に入る技術で見積もられており、観測仕様を満たすためのあらたな技術開発には不十分。高速読み出し大フォーマット（4kx4k）、 径超の タ ン、 次元大型ファインドル、大量CMOS、口径20cm超のエタロン、2次元大型ファイバーバンドル、大量データの処理・アーカイブなど、パートナーとの協力を呼び掛ける。また、ESTでも問題は共通なので、両者で協力する体制作りをする。ATSTの運用については衛星搭載の望遠鏡のイメージになりそう
用については衛星搭載の望遠鏡のイメジになりそう。コストが高いのでコストが高いので無駄な時間を極力なくし、予定されたプログラムを遂行していく。観測時間をもらって自由に利用することにはならないだろう。
日本の具体的な貢献は表明できていないが、SOCでは、(1)SWGメンバーとしての貢献（現状）、(2)装置開発へのマンパワー提供、(3)大型科研費での装置開発 の順で可能性があることを云うに留めるの装置開発、の順で可能性があることを云うに留める。

大型化共通の技術課題
観測装置の大型化
フィルター装置： 開口20cmを超すファブリ・ペロ・エタロンの開発
面分光装置 どれが良い？
面分光装置：
どれが良・Multi Slit・イメ ジスライサ （短冊像をスリットに配列）
・イメージスライサー（短冊像をスリットに配列）
・MLA-Fiber Bundle-Multi Slit （大bundleの開発）
pImaging)
g g)
・TUNIS （Double Pass Spectro
Speckle Reconstruction （露出10msec以下で100枚以上）
大大フォーマット（４ｋ×４ｋ）高速読み出しCMOSセンサーの開発
ト（）高速読み出しCMOSセンサ の開発
現在： 2560x2160 front side, 110fps, 3e- read noise
大容量データハンドリングシステムの開発
ATSTでも新たな技術開発の十分な予算がない！

大口径予定201 201 201
0
12201
3201
4201
5201
6201
7201
8201
9

SST
Φ1NST
Φ1 6
Φ1.6GREG
OR
Φ1 5
Φ1.5？

中国
Φ1？

NLST
Φ2？

ATST
Φ4EST
Φ4?
SolarC Φ?

？
？

202
0202
1

宇宙観測と地上観測の共存
宇宙

地上

短波長域の観測リム近く リム外の観測
リム近く、リム外の観測

AOが働かない安定（長時間）な広視野、回折限界分解能観測

AO＋後処理（スペックルなど）、狭い視野(～1分角）、短時間（～1時間）、長波
長域 高分解能観測
長域で高分解能観測
宇宙観測を超える分解能達成

安定したPSFによる広視野高精度偏光観測
測光観測

赤外域での狭視野高精度偏光観測

データ発生量に制限

高時間分解能多波長同時観測

観測波長 手法固定
観測波長、手法固定

観測手法の自由度大、新規性観測手法の自由度大新規性
教育的

大気変動により絶対測光できない

宇宙観測装置・手法へのpathfinder

地上は実験的、宇宙観測で確定

中口径太陽望遠鏡へ： 日本の独自性検討
（ 案）
（一案）
偏光精度、広い視野、長期間連続観測 （高分解能は他の大口径、スペースで）サイエンス
サイエンス：
・活動領域の磁気的進化
・フレア、フィラメント噴出などの発生機構と、宇宙天気予報への寄与
・太陽磁気構造の（活動領域の）周期活動
太陽磁気構造の（活動領域の）周期活動・スペクトル線の周期活動変動（太陽輝度変化の要因）
・恒星の周期活動とダイナモ機構の解明
・光球、彩層のダイナミクス
・他の地上、スペース観測との連携、相補的観測によるサイエンス
・などなど
な な
地上のメリット・長期にわたる均質データ蓄積
長期にわたる均質デ タ蓄積
・大量データ取得による磁場解析高精度化
データ処理
・光球から彩層にかけて3次元ベクトル磁場 大気モデル 3次元速度場導出
・光球から彩層にかけて3次元ベクトル磁場、大気モデル、3次元速度場導出
・得られたベクトル磁場から、コロナ磁場のNLFF導出