SOLAR-­‐C	  Science	  Deﬁni2on	  Mee2ng	  2nd	  @	  ISAS	  2010/3/10	

Science	  and	  possible	  instrumenta2on	  	  with	  Normal	  Incidence	  (NI)	  Imager	  	  for	  Plan	  B/SOLAR-­‐C	Masumi	  SHIMOJO	  Nobeyama	  Solar	  Radio	  Observatory	  NAOJ/NINS	  &	  	  The	  NGXT	  sub-­‐Working	  Group	  	2010/3/10	

SCSDM2	1	

The	  Advantages	  of	  a	  NI	  Imager	• A	  Normal	  Incidence	  (NI)	  imager	  has	  the	  following	  advantages	  in	  comparison	  with	  a	  Grazing	  Incidence	  (GI)	  Imager.	  
– Higher	  spa+al	  resolu+on	  (sub-­‐arcsec)	  – Enable	  to	  take	  roughly	  single-­‐temperature	  images	  	  • It	  is	  also	  disadvantage	  because	  we	  need	  the	  large	  or	  plural	  mirrors	  if	  the	  telescope	  covers	  wide	  temperature	  range.	  	  – The	  length	  of	  a	  NI	  Tel.	  is	  shorter	  than	  a	  GI	  Tel.	  

The	  key	  point	  of	  the	  NI	  telescope	  for	  	  Plan	  B/SOLAR-­‐C	  is	  the	  spa$al	  resolu$on!!	  
2010/3/10	

SCSDM2	2	How	  high	  spa2al	  resolu2on	  do	  we	  need	  ?	
• TRACE	  Result	  	  (Aschwanden	  &	  Nigh2ngale,	  2005)	  – If	  we	  deﬁne	  the	  elemental	  scale	  as	  a	  homogeneous	  temperature	  cross	  sec2on,	  TRACE	  has	  already	  resolved	  the	  elemental	  structure	  (1000~2000	  km)	  in	  corona.	  
– They	  did	  not	  deny	  that	  there	  may	  be	  the	  ﬁne	  structures	  in	  an	  isothermal	  loop.	  	  	  • EIS/Hinode	  result	  (Warren,	  et	  al.	  2008)	  – The	  volumetric	  ﬁlling	  factor	  of	  the	  coronal	  loop	  is	  0.1.	  
– It	  means	  that	  the	  actual	  width	  of	  an	  elemental	  structure	  is	  smaller	  than	  230	  km	  (0.3”).	  

The	  results	  indicate	  that	  the	  spa2al	  resolu2on	  of	  a	  NI	  telescope	  for	  SOLAR-­‐C	  has	  to	  be	  smaller	  than	  0.3”.	  
(Note:	  The	  pixel	  size	  of	  AIA/SDO	  is	  the	  same	  as	  that	  of	  TRACE)	  2010/3/10	

SCSDM2	3	

How	  high	  spa2al	  resolu2on	  do	  we	  need	  ?	
• Can	  we	  decide	  the	  target	  of	  the	  spa2al	  resolu2on	  for	  the	  NI	  telescope	  from	  the	  scien2ﬁc	  point	  of	  view?	  
• The	  answer	  is	  “No”.	  
– The	  physical	  process	  of	  making	  the	  elemental	  scale	  in	  the	  coronal	  loop	  is	  unknown.	  
– The	  width	  of	  the	  current	  sheet	  is	  “cm”	  scale.	  
• The	  scale	  is	  not	  the	  realis2c	  scale	  for	  the	  target	  of	  the	  telescope.	  	  We	  discuss	  what	  kind	  of	  subject	  become	  the	  science	  target,	  based	  on	  the	  possible	  NI	  Imager	  for	  Plan-­‐B/
SOLAR-­‐C.	  
2010/3/10	

SCSDM2	4	

The	  baseline	  of	  the	  NI	  Imager	  	  for	  Plan-­‐B/SOLAR-­‐C	Spa+al	  Resolu+on	0.2	  arcsec	  (pixel	  size:	  0.1)	

Max.	  Time	  Cadence	  	<	  a	  few	  second	  for	  an	  ac2ve	  region.	

Field	  of	  View	

400	  arcsec	  x	  400	  arcsec	  (cover	  an	  ac2ve	  region)	

Line	  Selec+on	  (Candidates)	

<4	  lines	  is	  minimum>	  171	  Å,	  194	  Å,	  304	  Å,	  465	  Å	  (Ne	  VII),	  UV	  op2on	  (1550	  Å)	  131/133	  Å	  (Fe	  VIII/Fe	  XXII),	  335	  Å,	  94	  Å	  (Fe	  XVIII),	  211	  Å.	
(The	  results	  of	  SDO	  will	  provide	  good	  guiding	  principles	  for	  the	  line	  selec2on.)	  	Number	  of	  Telescope	 2	  or	  3	  	  (2	  channel	  	  per	  1	  telescope)	  	Geometry	  Area	

200	  cm2	  per	  one	  line	  (If	  two	  lines	  are	  observed	  one	  mirror,	  the	  diameter	  of	  the	  primary	  mirror	  is	  25	  cm.)	

Note:	  We	  do	  not	  perform	  the	  detail	  feasibility	  study	  of	  the	  telescope.	  	
2010/3/10	

SCSDM2	

5	

Made	  by	  Dr.	  McKenzie	

DEM-­‐vs-­‐exposure	  for	  7	  EUV	  channels	  with	  focal	  plane	  ﬁlters	  •The	  ver2cal	  bar	  shows	  necessary	  exposure	  2me	  (in	  seconds)	  to	  yield	  a	  signal	  of	  200	  photons/pixel.	  	  NGXT/NI	  parameters	  6	  Science	  Goals	  of	  the	  NI	  Imager	
• An	  elemental	  structure	  in	  solar	  corona	   	   	   	  	  (It	  is	  already	  described.)	  • Trace	  Energy	  ﬂow	  	  • Magne2c	  dispassion	  and	  reconnec2on	  	  • Space	  Weather	  • Par2cle	  accelera2on	  • Connec2on	  to	  heliosphere	  2010/3/10	

SCSDM2	

7	

Trace	  Energy	  Flow	  from	  Chromspeher	  to	  Corona	• EIS	  shows	  the	  upward	  ﬂow	  /	  line	  broadening	  around	  the	  footpoints	  of	  coronal	  loops.	  
• In	  order	  to	  resolve	  the	  energy	  ﬂow	  (wave,	  mass)	  from	  chemosphere	  to	  corona,	  NI	  Tel.	  observes	  the	  “moss”	  with	  the	  ultra-­‐high	  resolu2on.	  	  	2010/3/10	

SCSDM2	

Hara	  et	  al.	  2008	

The	  coopera2on	  with	  the	  EUV	  spectrograph	  is	  very	  important.	
8	

Energy	  Storage	  and	  Trigger	  of	  Flares	• Filaments/Sigmoid	  forma2on	  – Where	  does	  the	  ﬂux	  rope	  come	  from?	  
• From	  sub-­‐surface?	  (Okamoto	  et	  al.	  2009)	  • Construct	  in	  the	  corona?	  	  • What	  is	  the	  trigger	  of	  the	  ﬂare?	  
– Small	  emerging	  ﬂux?	  
– Complex	  magne2c	  conﬁgura2on?	  	  	  (Kubo	  et	  al.	  2007)	  •	  	  	  	  	  The	  theme	  connects	  to	  space	  weather	  study.	  	

2010/3/10	

SCSDM2	

9	

Magne2c	  Reconnec2on	Yokoyama	  &	  Shibata	  2000	

• What	  are	  the	  thermal	  structure	  and	  the	  mo2on	  under	  the	  current	  sheet?	  
• Dynamics	  and	  hea2ng	  process	  of	  the	  reconnected	  loops?	  
• For	  the	  themes	  we	  need	  a	  channel	  for	  the	  high	  temperature	  EUV	  lines.	  
2010/3/10	

SCSDM2	10	Par2cle	  accelera2on	
• EUV/UV	  is	  emiqed	  by	  non-­‐thermal	  par2cles	  when	  the	  par2cles	  bombed	  to	  the	  TR/Chromosphere.	  	  • The	  size	  of	  the	  EUV/UV	  kernels	  is	  small	  (	  <	  1”)	  • Observe	  EUV/UV	  	  kernels	  with	  high	  resolu2on	  and	  study	  	  the	  rela2on	  between	  accelera2on	  sites	  and	  the	  coronal	  loops.	  	
Note	  1:	  The	  UV	  channel	  is	  beqer	  than	  the	  EUV	  channels.	  
Liu	  et	  al.	
Note	  2:	  If	  the	  op2cal	  telescope	  has	  the	  high	  2me	  resolu2on,	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  the	  H	  alpha	  channel	  of	  the	  op2cal	  telescope	  is	  also	  useful	  for	  the	  target.	
2010/3/10	

SCSDM2	

11	

Connec2on	  to	  heliosphere	
• Observe	  the	  footpoints	  of	  open	  ﬁelds	  that	  connect	  to	  the	  interplanetary	  space.	  
– The	  origin	  of	  slow	  solar	  wind.	  
• Origin	  of	  the	  plasma	  ﬂow	  discovered	  by	  XRT/Hinode	  	  	  2010/3/10	

SCSDM2	12	

Concerns	  about	  the	  NI	  Imager	  for	  	  Plan	  B/SOLAR-­‐C	  (Shimojo’s	  personal	  comments)	  	• If	  the	  NI	  Imager	  with	  high	  spa2al	  resolu2on	  (0.2”)	  is	  realized	  for	  SOLAR-­‐C,	  we	  will	  be	  able	  to	  open	  new	  window	  of	  coronal	  physics.	  However,	  now,	  we	  can	  not	  decide	  one	  main	  science	  goal	  of	  the	  telescope,	  I	  think.	  
• The	  NI	  Imager	  becomes	  a	  very	  powerful	  tool	  for	  understanding	  the	  physical	  processes	  of	  the	  phenomena	  that	  are	  observed	  by	  the	  UV/EUV	  spectrograph.	  But,	  it	  is	  unclear	  what	  we	  can	  obtain	  the	  scien2ﬁc	  result	  from	  only	  the	  image	  take	  with	  the	  NI	  imager.	
2010/3/10	

SCSDM2	

13	

The	  baseline	  of	  the	  NI	  Imager	  	  for	  Plan-­‐B/SOLAR-­‐C	Spa+al	  Resolu+on	0.2	  arcsec	  (pixel	  size:	  0.1)	

Max.	  Time	  Cadence	  	<	  a	  few	  second	  for	  an	  ac2ve	  region.	

Field	  of	  View	

400	  arcsec	  x	  400	  arcsec	  (cover	  an	  ac2ve	  region)	

Line	  Selec+on	  (Candidates)	

<4	  lines	  is	  minimum>	  171	  Å,	  194	  Å,	  304	  Å,	  465	  Å	  (Ne	  VII),	  UV	  op2on	  (1550	  Å)	  131/133	  Å	  (Fe	  VIII/Fe	  XXII),	  335	  Å,	  94	  Å	  (Fe	  XVIII),	  211	  Å.	
(The	  results	  of	  SDO	  will	  provide	  good	  guiding	  principles	  for	  the	  line	  selec2on.)	  	Number	  of	  Telescope	 2	  or	  3	  	  (2	  channel	  	  per	  1	  telescope)	  	Geometry	  Area	

200	  cm2	  per	  one	  line	  (If	  two	  lines	  are	  observed	  one	  mirror,	  the	  diameter	  of	  the	  primary	  mirror	  is	  25	  cm.)	

Note:	  We	  do	  not	  perform	  the	  detail	  feasibility	  study	  of	  the	  telescope.	  	
2010/3/10	

SCSDM2	14	

END	

2010/3/10	

SCSDM2	15