SOLAR-C/A案による日震学観測
関井 隆
国立天文台

今日のお話 戴いたタイトルは「Solar OrbiterとSDO
OrbiterとSDO、 日震学の観点から」
 SOLAR-C/A案による日震学観測
SOLAR C/A案による日震学観測 SDO、Solar Orbitorとの比較
 L5 mission？
i i ？

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

結論
 SOLARSOLAR-C/A案による日震学
C/A案による日震学
太陽内部の様々な流れの局所的日震学による観測を行な て ダイナ 機構のによる観測を行なって、ダイナモ機構の観測的研究の中心とする
 SDOが打ち上がっても、やる価値はあるか？
YES Solar Orbiterが打ち上がることになっても、やる価値はあるか？
Most likely YES
Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

ダイナモ機構
 周期的変動を駆動しているのはダイナモ機構？
 太陽内部のflowと磁場との相互作用
 実際のメカニズムの詳細は未解決
実際のメカ ズムの詳細は未解決

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

ダイナモ理論
 Kinematic theoryv r ,  ,    Br ,  ,   計算は比較的ラク 太陽内部のflowをinputとする

 DynamicalDi l theoryhv r ,  ,    Br ,  ,   計算が大変 Consistentな計算

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Dikpati Gilman model
Dikpati-Gilman
 A flux
flux-transporttransport
dynamo model
kinematicBabcock-Leighton
mechanism forpoloidal componentDifferential rotationand meridional flow
taken fromh li
helioseismici i resultslDikpati & Gilman (2006)
Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

ダイナモ理論
 Kinematic theoryでは太陽内部のflowは直接的なinputになっている
 Dikpati & Gilman (2006)はkinematic 完全なdynamical calculationはまだない
 できれば、太陽内部のflowを併せて「予言」する
できれば 太陽内部のfl を併せて「予言」する
 定常状態？ 初期条件？

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar internal flow
 ダイナモ機構の観測的研究：太陽内部の流れをどうやって調べるか？
日震学/Helioseismology
が唯一の手段 しかし、数個のkey observationsでダイナモ機構がわかる程、われわれの理解は進んでいない 太陽内部の流れ：何を期待すべきなのかさえ、定量的にはわからないにはわからな

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

日震学
 1960年代初め：５分振動の発見（Doppler） 1970年代：５分振動は固有pモード（音波モード）
 1980年代：日震学による太陽内部構造診断の1980年代 日震学による太陽内部構造診断の進展（固有値問題の逆摂動問題）
 1990年代：科学衛星SOHOなどによる「新世代」
観測とそれに基づく内部構造診断＋局所的日震学の誕生
震展
 2000年～：局所的日震学の進展

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Ray theory
 太陽内部の音波の伝播経路は、表面での入射角に依存
 入射角⇔ 波数の水平成分kh

 ⇔ SH degree ℓ 色々なモードが太陽内部の色々なモ ドが太陽内部の色々な領域をサンプル

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

太陽内部 日震学
太陽内部：日震学
 音速分布（観測値
音速分布（観測値-モデル値）モデル値）
 モデルは日震学の発展とともに改良されて来たことには注意

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Rotation inversion
 Solar differential rotation
Surface shear layer
Non-columnar rotation‘Tachocline’
Rigid rotation?

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局所的日震学
 日震学：太陽表面の振動・波動現象をもとに太陽の内部構造を探る （グローバルな）日震学：固有振動数スペクトルの（グロ バルな）日震学 固有振動数スペクトルのインバージョンが主な武器
 局所的日震学：固有振動に拘らず、局所的な波
局所的 震学 固有振動 拘らず 局所的な波の伝播の観測から内部構造を探る

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

太陽内部 局所的日震学
太陽内部：局所的日震学
 主流は時間
主流は時間ー距離法
距離法（平均）相互相関関数

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太陽内部 局所的日震学
太陽内部：局所的日震学
 主流は時間
主流は時間ー距離法
距離法

黒点下部の構造

Parker’s spaghetti model?

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太陽内部 局所的日震学
太陽内部：局所的日震学
 RingRing-diagram法
diagram法 ARまわりのsubsurface flow

Hindman, Haber & Toomre (2009)
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太陽内部 局所的日震学
太陽内部：局所的日震学
 Meridional flow

 Poleward, up to 20m/s

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未踏の領域
 太陽の最深部
 内部重力波モードが測定できるようにならないと難しい？
 太陽ニュートリノ問題が（恐らく）解決した今、緊急性はない

 高緯度領域
 Meridional flowはどこで沈み込む？
 Rotation, meridional flow, convection…
 極域ダイナミクス

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高緯度領域の局所的日震学
 難しい理由は
 Foreshortening： 空間分解能の劣化 pixel pairに対応するtravel timeのバラツキが大きくなる Projection： Doppler速度のS/Nの劣化 intensity
y oscillationの観測に頼ることになる
観測 頼るなる 解決方法は 「真上」からみること
 超高分解能も助けになる

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

SOLAR C（A案）
SOLAR-C（A案）
 太陽極域観測のための黄道面脱出ミッション
 太陽を高緯度から観測 高緯度のmid/upper convenction zoneのflowの局所的日震学
 Tachocline region?

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太陽高緯度の局所的日震学
 高緯度からprojection/foreshorteningによるdegradationなしに表面速度場を観測

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対流層深部の局所的日震学
 水平方向の波長の長い波の観測
 The large-angle method

 Or simply covering wider area

 Tachoclineでの105G磁場は検出限界ギリギリ？

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

なぜ40度か なぜ30度で十分だと思ってしまうか Meridional flow： 黄道面内から60度まで測れる
 30度からなら90度まで測れる なぜそれは間違いか
 詳細は結構ややこしいが、ひとつの側面を挙げると詳細は結構ややこしいが ひとつの側面を挙げると
 Amount of longitudinal averaging = cosφ
 cos 60°=60° 0.505
 cos 80°= 0.174
 cos 85°=
850.09Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Time Distance MethodTime-Distance 特定の構造の検出可能性評価のステップ
1. シグナルの大きさ：構造が伝播時間に及ぼす影響
Ray approximation
approximation、 Born approximation
approximation、direct
directnumerical simulationなど

2. 表面の測定点の幾何学的配置

ここでprojection & foreshorteningが決まる

3. 平均化のプロセス（空間平均、角度平均）

ここでノイズレベルが決まる

 例： tachocline flow signal ～ a few × 0.1s
 With SOLAR-C plan A: something between
possible and impossible
Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar Dynamics Observatory 2010年2月8日打ち上げ予定 Geostationary orbit

 搭載機器 太陽全面の高分解能観測による日震学観測（HMI）
 日震学＋ベクトル磁場測定

 多波長撮像＋極端紫外irradiance（AIA）

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Helioseismic and Magnetic Imager
 HMI: MDIの広視野版

 MDIの高分解能モードはDC付近の狭い視野しか見られなかった
 HMIでは同じ高分解能で太陽全面を観測

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Helioseismic and Magnetic Imager
Parameter

Requirement

Central wavelength6173.3 Å ± 0.1 Å (Fe I line)

Filter bandwidth

76 mÅ ± 10 mÅ fwhm

Filter tuning range

680 mÅ ± 68 mÅ

Central wavelength drift< 10 mÅ during any 1 hour period

Field of view> 2000 arc-seconds

Angular resolution

better than 1.5 arc-seconds

Detector resolution

0.50 ± 0.01 arc-second / pixel

Focus adjustment range± 4 depths of focus

Pointing jitter reduction factor> 40 db with servo bandwidth > 30 Hz

Image stabilization offset range> ± 14 arc-secondsarc seconds in pitch and yaw

Pointing adjustment range> ± 200 arc-seconds in pitch and yaw

Dopplergram cadence< 50 seconds

Image cadence for each camera< 4 seconds

Timing< 1 µs stability, < 100 ms absolute

Science telemetry allocation< 55 Mbits/s

g lifetime
Instrument design> 5.3 yyears

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

HMI vsvs. MDI HMIはMDIと比較して
 望遠鏡本来の分解能で太陽全面
 よりたくさんのsunspots/ARsを捕捉可能
 高緯度も観測可能（ただしSOTには負ける）

 （45-sec cadenceが基本）
本 （ベクトル磁場）
 磁場によりsensitiveなラインを使用
磁場によりなラインを使用
 Magnetized regionのDoppler観測でcontamination?

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

HMI vsvs. SOLAR
SOLAR-CC Plan A
 SOLARSOLAR-C/A案は「高緯度に持って行ったHMI」
C/A案は「高緯度に持って行ったHMI」
 従って、高緯度観測の黄道面内からの観測に対するアドバンテ ジはそのままダイレクトに現われる
アドバンテージはそのままダイレクトに現われる

 高緯度領域の観測では
 SOLAR-C/A
SOLAR C/A 案>HMI HMIの利点は広視野

 AR：
AR もっと多く、もっと長く（L5ミッションも同様）も と多く も と長く（L5ミ シ も同様）
 現在のサイエンスの自然な延長ではある 高分解能観測装置との相補性
 黄道面外観測装置との相補性
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HMI vsvs. SOLAR
SOLAR-CC Plan A
 ただし
 日震学ミッションが多過ぎる？

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar Orbiter Cosmic Vision M
M-classclass mission
 先週3つのミッションがfinal roundへ進むことが決定
 Solar Orbiter PLATO（PLAnetaryPLATO（PLA tTransits
Tit andd Oscillations
O ill tioffstars)
 Euclid
 ”Mapping the geometry of the dark Universe”

 2012年夏：このうち2つを選択
 2017年頃打ち上げ予定

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar Orbiter
 軌道
 Perihelion 0.23AU: “co-rotation science”
 7.5年のnominal
7 5年のnominal missionで軌道傾斜角25missionで軌道傾斜角25°まで
まで
 その後のextended mission中に34°まで

 搭載機器：多数のin-situ
搭載機器 多数のin situ instrumentsと多数のremote-sensing instruments Polarimetric
P l i t i anddHHelioseismiclii i IImager (PHI) High Resolution Telescope (HRT)： 150km resolutionat perihelion(0.23AU)
 Full Disk Telescope (FDT) : 700km resolution (allorbital phases)
Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar Orbiter

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar Orbiter vsvs. SOLAR
SOLAR-CC Plan A 概念的にはお互いにもっとも似たライバル
 SOLAR-C/A案の方が より高緯度に到達（40度>25度）
 30度+αの重要性
 より早く到達（2022年 vs. 2024年）
 テレメトリも (300kbps>100kbps)
 Remote-sensingミッションとして適切

 SOLAR-C/A案>Solar
SOLAR C/A案 S l Orbiter
O biSolar-C国内検討会議 20 Jan 2010

Solar Orbiter vsvs. SOLAR
SOLAR-CC Plan A
 ただし
 SOLAR-Cが遅れれば軌道のアドバンテージは消える可能性も？
 その場合にアドバンテージを定量的に言うのは難しいかも SDO/HMIと違って似過ぎているので、直接比較される

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

結論（再掲）
 SOLARSOLAR-C/A案による日震学
C/A案による日震学
太陽内部の様々な流れの局所的日震学による観測を行な て ダイナ 機構のによる観測を行なって、ダイナモ機構の観測的研究の中心とする
 SDOが打ち上がっても、やる価値はあるか？
YES
cf L5 missioncf.
 Solar Orbiterが打ち上がることになっても、やる価値はあるか？
Most likely YES
Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010

最後に最後に・・・A案
A案 vs.
vs B案
 このコミュニティはA案を本気でやれるか？
 誰がA案の柱となるサイエンスをやるのか このコミュニティはB案を捨てられるか？
この ミ
テ はB案を捨てられるか？
 両方やれるか？ そうすると時間がかかるが、そんな先のことまでわれわれがロードマップを作ってしまっていいか？
 Solar OrbiterとA案はどう対決するのか？

Solar-C国内検討会議 20 Jan 2010