次期太陽観測衛星
SOLAR-C
原 弘久
国立天文台
SOLAR-Cプロジェクト・教授
太陽研究最前線体験ツアー2023
2023年3月28日

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講義で使われる言葉• 太陽大気の構造• 光球、彩層、コロナ、流出するコロナとしての太陽風• 粒状斑 ・・・ 光球面の対流現象• スピキュール ・・・ 彩層を構成するジェット状構造• コロナループ ・・・ コロナを構成するアーチ構造• 突発現象• フレア、コロナ質量放出（CME）• 観測装置• 秒角• erg

・・・ 角度の単位で、1秒角は1/3600 度
・・・ 107 erg = 1 J
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コロナ・太陽風・フレア
コロナ太陽風太陽フレア

700 km/s

Photo from HAO （皆既日食）

300km/s

可視光画像

X線画像

動径方向に流れ出す太陽風の速度を遠方の探査機で測定し、その速度を太陽中心からの距離で示した図。
黒点数が少ない時期は、極領域が速く（高速風）、赤道域が遅い（低速風）。

極端紫外線画像
数十分から数時間継続する
磁気エネルギー解放現象

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太陽観測に使われる電磁波!



X 





4

太陽の研究3つの問題?

•約11年で増減する太陽の磁場は、内部でどのように作られているのだろうか？
（ 星の内部 ）•コロナはどうして100万度もの高温になって? いるのだろうか？（ 星の外層の活動 ）•爆発現象フレアはどのように発生するのだろうか？（ 星の外縁部, 地球への影響 ）5太陽大気構造光球磁場（視線方向）

スピキュール（ジェット状の構造）
Photo from HAO （皆既日食）

コロナ（可視光）

粒状斑（粒々状の構造）

彩層
Photo from SOHO

コロナ（極端紫外線）
コロナループ（ループ状の構造）

光球

Photos from Hinode (衛星観測)6

Photosphere
光球

Chrompsphere

CoronaTR

遷移層

彩層

コロナ

Visible and IR
TransitionRegionCoronaPhotosphere

Observations
from Space
宇宙空間からの観測

Radio
Observations

Chromosphere

ほぼ中性
完全電離

現代の天文学10
Figure 5.1を参照

17GHz image
from NoRH
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光球からの高度 [ km ]磁場とコロナの構造との関係
コロナ
表面磁場

表面

N極

S極

コロナの形は上空の磁場の様子を表す

黒点は磁力線の集まり（磁束管）の断面©NASA SDO

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コロナ加熱の理解の現状• DC加熱（微小フレア加熱）• 望遠鏡の解像度が上がったことで、微小フレアが観測されるようになってきている。
• 微小フレア発生により加熱されたプラズマの特徴（形態、温度構造、ダイナミックス）が調べられてきている。
• （黒点近傍の）強磁場領域では有望な機構。
• AC加熱（波動加熱）• 望遠鏡の解像度が上がったことにより、大振幅の磁気流体波がようやく観測できるようになってきた。
• 3Dシミュレーションと比較するのはまだ難しい段階• 開いた弱磁場領域で有望な機構。
• 光球からコロナまでを高い解像力で同時に観測することが望まれている。
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近年の高解像コロナ撮像観測
静止衛星観測SDO AIA 193Å

ロケット観測（5分間飛翔）

HiC sounding rocket 193ÅBrooks et al. ApJ, 772, L19 (2013)10

太陽フレア：
磁気リコネクションによるエネルギー解放過程• Yohkoh（ようこう）衛星からは、画像観測から右図のようなモデルが確立• 分光観測によるプラズマ診断が必要とされた

N極Ohyama & Shibata (1998)

Tsuneta et al. (1992)

S極Shibata et al. (1995)
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フレアの理解の現状• 磁気リコネクション（磁気エネルギー転換機構）の理解• 撮像観測の解像度が上がったことで、エネルギー転換域の微細構造が捕捉• モデルの検証が可能となる物理量の取得が可能な状況へと発展• しかし、現状の装置では、解像力、感度が不足• 不安定化を誘発し、フレア発生の契機となる現象の検出• 大型フレアの発生のきっかけとなる現象が、分光観測のプラズマ診断でいくつかのケースで捕捉• 関連する現象は微小で、短時間のみ出現• しかし、現状の装置では、低頻度観測のため検出困難• 光球からコロナまでを高い解像力で高頻度で観測することが望まれている。

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飛翔体による日本の太陽観測実績・計画
SOLAR MAXSOLAR MAXSOLAR MAX

1980

1990

2000

(1960年代から）(1980年代から）

2020

2030

Sunrise-3

I

S520-5CN

HinotoriII

米国ロケットに搭載

FOXSI-3
Planning

Development
Planning

II-1

CLASP Launch

S520-22CN

Yohkoh
科学衛星

2010

SOLAR MAX

独・気球に搭載気球(1960年代から）
観測ロケットSOLAR MAX

HinodeSOLAR-C

全て
国際協力

FOXSI-4

SOLAR-C (EUVST)
LaunchOperation

中型衛星SOLAR-C（ UV, Visible, NIR, EUV ）計画中断

Hinotori

Yohkoh(Hard X-rays, γ-rays) (SXR, HXR, γ-rays）

Hinode（Visible, EUV, soft X-rays）

小型衛星SOLAR-C (EUVST)
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計画の視点
• 宇宙に如何に高温プラズマが作られ、太陽が如何にして地球や惑星に影響を及ぼしているのか？
• 質量とエネルギーが太陽大気全体にどのように伝達されるかを包括的に理解• 太陽系の生命と居住性の条件を確立するために極めて重要な放射、太陽風とコロナ質量放出、およびエネルギー粒子を介して太陽圏に接続する太陽大気を理解

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科学目的
1. 高温のコロナや太陽風はどのように作られるのか？
2. 太陽フレアは、いつ、どのようにして起こるのか？

光球より外側に高温のコロナ、流出する太陽風

短時間で莫大なエネルギーを解放するフレア
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科学目的 （1）• 太陽大気・太陽風の形成を導く基礎物理過程の解明
A) ナノフレアのコロナ加熱への寄与を定量化
B) 波による散逸のコロナ加熱への寄与を定量化
C) 彩層微細構造(スピキュール)の形成機構とコロナ加熱への寄与を定量化
D) 太陽風の流源と加速機構の理解

16科学目的 （2）spatial resolution. Because flares may be triggered by small-scale magnetic structures (e.g. Bambaet al. 2013), the triggering regions should also be inspected with high-resolution spectroscopy. The• compared
太陽大気が不安定化してフレア・プラズマ噴出を引き起こす
obtained data will bewith numerical simulations to identify their MHD instability modes,
物理過程の解明
which could lead to theability to predict flares in the near future.

A), C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解
B), D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガーの理解
MHD不安定性

磁気リコネクション

フレアトリガー（開始条件）

17Figure 3.2: Standard flare model (center: Tsuneta 1997) with observations and numerical simulations in each feature.
(A) A numerical simulation of the reconnection region (Daughton et al. 2011). (B) Erupting plasmoid andreconnecting current sheet observed by SDO/AIA (Liu et al. 2013). (C) Downward flowing loop signatures above aflare loop (Imada et al. 2013). (D) Flare eruption in an AR with flare-triggering fields (Bamba et al. 2013).

3.2.

必要とされる観測

Goals and objectives: new scientific steps the proposed concept aims to achieve in thescience area
提案するミッションコンセプトは当該分野になにをもたらそうとするのか• 科学目的達成には、以下の3つの要素を同時に実現する

n order to advance our understanding of the mysterious Sun, especially of the origin of the hotsolar atmosphere and 観測が必要
the occurrence of the solar flares, the Solar-C_EUVST mission concept
ackles the scientific objectives in section 2 by taking the following unique approaches:A) 3桁以上の温度帯域 (彩層 [2万度] からコロナ [100-A.

To seamlessly observe all the temperature regimes of the atmosphere from thechromosphere to the2000万度]
corona simultaneously,)にわたる太陽大気の全温度層を同時にB.

To resolve elemental隙間なく観測できる能力
structures of the solar atmosphere and track their changes with
sufficient cadence, and,C.

To obtain spectroscopic information on dynamics of elementary processes taking place inB) 10-30倍の感度向上により、観測する現象を高空間・
the solar atmosphere.

時間分解能で追随できる能力（太陽面で約300 kmを解像）

This mission concept provides a completely new set of spectroscopic tools to examine the solaratmosphere. The goals and objectives of this mission, together with a set of specific observingC)rest基礎物理過程を診断できる分光情報
温度,
asks, are described in theof this subsection. These shall be the significant steps (速度,toward thecomplete understanding of thermodynamics working in the Sun.

密度等)を獲得できる能力
8/100

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Solar-B（ひので）と Solar-C の違い
Solar-B

Solar-C

Solar-C衛星では磁場の観測ができない

EIS

28cm口径EUVST

15cm口径 EIS

3秒角解像力のコロナ観測

0.4秒角解像力のコロナ観測

50cm口径 可視光望遠鏡

4m口径 DKIST太陽望遠鏡

0.3秒角解像力の磁場観測等〜0.１秒角解像力の磁場観測等
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目指す太陽大気の三次元的観測
Solar-B（Hinode）

Solar-C(EUVST)

撮像観測
分光観測

撮像観測

分光観測

撮像観測

磁場観測
地上施設による
磁場観測
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観測装置の感度

SW

Solar-C (EUVST)

LW1

LW2

LW3

2nd order
Hinode衛星
EIS

SOHO衛星SUMERSOHO衛星CDS

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計画の立案・海外協力• 国内・海外協力国の研究者が協力して推進する計画

海外協力国：（ここでは装置開発協力国のみ記載）

米国
欧州各国（独、仏、伊、英、スイス ）JAXAへの提案書

米国NASAへの提案書

国内体制図： Solar-C (EUVST) HPより転載
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SOLAR-C: 高感度EUV分光観測装置EUVSTEUVST:
Extreme Ultra-Violet high-throughput Spectroscopic Telescope• 2018年にJAXAへ提案、2028年頃の打ち上げを目指す• 2020年5月に JAXAの小型衛星計画4号機に選定• 高い空間分解能 ( Hinode に対して x8 )• 高感度 ( Hinode に対して x10 以上 )• 彩層からコロナまでの広温度域をカバー(0.02–20 MK)

Hinode25