SOLAR-Cミッションッション
常田佐久(自然科学研究機構・国立天文台)
常佐久 自然科学研究機構 国立 文台
国際ISAS/JAXA SOLAR-C WG主査
宇宙科学シンポジウム講演
宇宙科学研究所 ２０１２年１月５日
宇宙科学研究所・２０１２年１月５日

Solar‐C A案・B案の選定結果（日本Solar‐C WG決定 2011年３月）• Ｂ案（高分解能撮像分光ミッション）をSOLAR‐C
案 高分解能撮像分光を選定。現在、，欧州諸として選定した。現在、ＮＡＳＡ，ＥＳＡ・欧州諸国と協力して、SOLAR‐C計画の詳細検討を行っており JAXAにミッション提案をする。っており、JAXAにミッション提案をする。
• Ａ案（太陽極域探査ミッション）のサイエンスへの評価も国際的に極めて高く、将来の評価も 際的 極め 高く 将来
SOLAR‐D衛星としての実現を目指して検討を継続する。
2

太陽物理残された諸問題
Yohkoh (1991- 2001)
With NASA/PPARC

光球と彩層、コロナの磁場構造 (SOLAR-C)
彩層・コロナの加熱 (SOLAR-C)
高速太陽風の加速・加熱機構 (SOLAR-C)
磁気プラズマの基礎過程 (SOLAR-C)
局所ダイナモ過程
ダ(SOLAR-C/D)
Hinotori(1981-1982)
太陽内部の構造と流れ場 (SOLAR-D)
Hinode (2006-) with NASA/STFC/ESA
大局的ダイナモ過程
ダ(SOLAR-D)
フレア, CMEと粒子加速

SOLAR-C打上げ
2019年冬（要望）

3

Solar&helio physics roadmap
2011‐2030:
2011
2030: From SOLAR
SOLAR‐C
C to SOLAR‐D
SOLAR D
2010

HINODE(Solar-B)(SolarB)
Pre-A

A

B/C
SDR

High resolution spectroscopy(plan B-satellite)

Solar D
Solar-DEngineering mission(*)(ISAS small satellite series #3)

DPre A
Pre-A

Out-of-ecliptic mission(Success-guaranteed plan A-satellite)
Pre-A

A

Japan FY

Launch (Japan FY 2018)

CDRPreProject

ProjectPDR

WG Activities

2030

Solar maximum

Solar maximum

MDR
SRR

Solar-C

2020=Mission proposal to ISAS/JAXA

A

B/C

D
LaunchLaunch ((Japanp FY 2017))(*) Verification of large ion engine
B/C D
and other technologies to be used
In Orbit verification

ISAS/JAXA Solar-C WG
JSPEC/JAXA out-of-ecliptic solar mission WG
11 March. 2011

for future deep space missions

Pre A: Pre
Pre-A:
Pre-Phase-A
Phase A (WG activities)
A: Phase-A (R&D)
B/C: Phase-B/C (PM phase)
D: Phase-D (FM phase)
4
SSSC: Space Science Steering Committee

Solar‐D黄道面離脱

ミッション

太陽電池パネル

ミッション概念設計
ＪＳＰＥＣ 川勝主査

ハイゲインアンテナ

望遠鏡
太陽センサ

1.5 m

1.5 m

Star sensor
1.2 m

イオンエンジンμ2020

イオンエンジンによる惑星間航行技術を活用
DESTINY小型衛星で技術実証

2.0 m
観測装置 総重量~130 kg• 可視光磁場：ドップラー観測装置• 総放射量計• Ｘ線/EUV 望遠鏡
望遠鏡・スペクトロメータ
スペクトロメ タ• オプション(惑星間撮像、その場観測
太陽風・CMEイメージャー ）Solar Cの科学目的
Solar‐Cの科学目的• 光球
光球ー彩層ー遷移層―コロナの磁場を直接的（偏光分光観
彩層 遷移層ナ 磁場を直接的（偏光分光観測）・間接的手法（数値的外そうモデル）を駆使して明らかにする 光球より上空の磁場構造はほとんど知られていないする。光球より上空の磁場構造はほとんど知られていない。
• 同時に光球からコロナ・フレアまでの温度的に隙間のない分光観測（光子計測手法を含む）を行い 熱力学的諸量とプラ光観測（光子計測手法を含む）を行い、熱力学的諸量とプラズマのダイナミックス（ジェット、波動、乱流）を明らかにする。
• これにより磁気リコネクションを起こす磁気中性面を同定した
り、磁気リコネクションの構造や波動の伝搬の性質を明らかにし、彩層・コロナの加熱、太陽風の加速を解明する。
• これらを光球―コロナのシステムとして、すなわち磁気的結合を明らかにする。
6

科学目的から観測装置要求へ• 「ひので」によるフィリングファクターの観測から「ひので」によるフィリングファクタ の観測から、光球では、光球では～0.1秒角、彩層より上では～0.2‐0.4秒角程度（詳細検討中）の空間分解能が必要。
• 高解像度観測と分光観測を太陽大気全域に対して隙間なく行うため、波長別に３台の望遠鏡を必要とする。
• 分光観測は、（偏光）分光装置（可視・紫外線）および光子計測の方法（Ｘ線）で行う。
• (1)高い空間解像度、(2)分光に必要な高いＳＮ（光子数）、(3)彩層の早い時間変動に追随するという３つの要求すべてが、大口径、高スループットの望遠鏡を必要とする。
大口径 高スル プットの望遠鏡を必要とする

7

1. UV-Visible-NIR telescope (SUVIT)SOLAR-C
Filtergraph+spectrometer
Strawman telescope
p with filtergraphg p and<1.5m
instruments spectro-polarimeter.
Wide wavelength
3. X-Ray spectrometer (XIS)
1” Grazingg incidence telescopepwith photon counting and/or
very high-resolution (0”.2)
normal incidence telescope

coverage from photosphere to the upper
chromosphere and transition region.
Zeeman+Hanle spectropolarimetry

UV spectro-polarimetricobservations: pending CLASP+Geo-synchronousGhorbit
bit forfquasi-continuous access to thespacecraft:
1. Use SOLAR-C as aground-based observatory
to allow real-time response
to solar situation,
2 Real time response for2.
space weather

中型衛星
打ち上げロケット JAXA H-IIA

2. High throughput UV/EUV
spectrograph (EUVS)High throughput to achieve hightemporal cadence and highspatial (0”.3) & spectral
resolution. Wide T. coverage(0 01 20MK) including the(0.01-20MK)
chromosphere, transition region,8
low corona, and flares.

UV‐Vis‐NIR telescope~3mϕx7m Spacecraft
Accommodation exercise

focal plane 2
focal plane 1

X‐rayyTelescope

中型衛星
UV/EUV Spectrograph

JAXA H-IIA 4S fairing envelope9NASAとESAおよび欧州諸国との国際協力（「ひので」発展型）• JAXA&NAOJ etc– 大型光学望遠鏡– 可視光望遠鏡の焦点面観測装置の一部– X線ミラー (調整中)– 衛星と打上げ• NASA(pending(pg US decadal survey)y)– 可視光望遠鏡の焦点面観測装置の主要部– Ｘ線・ＥＵＶ望遠鏡
線望遠鏡• ESA & European nations (pending SPICA resolution)– ＵＶ分光望遠鏡– 大型光学望遠鏡の主鏡・副鏡、試験用フラット一式

光球下からコロナまでの接続性、すなわち磁気的結合の様態を明かにするエネルギーのリザボ
アとしての光球彩層と何か？

2‐5MKのコロナの出来上がり！

ＳＯＬＡＲ－Ｃの概念設計でのＳＯＬＡＲ
Ｃの概念設計での working questions：•彩層の磁場構造をどのように観測するのか?
•コ
コロナの磁場構造をどのように求めるのか
ナの磁場構造をどのように求めるのか?
•光球・彩層・遷移層・コロナの磁場構造を統一的に求めることができるか？

?

•「ひので」ＥＩＳで観測ｊれた輝線の膨らみ、高速上昇流の正体は？
•「ひので」の「ひので のfilling
filli factor
f t 観測が示すSOLAR-C
SOLAR Cの必要解像度は?

３台の分光望遠鏡で光球下からコロナまでの磁気的結合を明らかにする
XIT
SUVIT

温度・ムービーが示す「ひので」最大の発見の一で」最大の発見のつ：非常に動的な彩層・彩層の維持に必要なエネルギーは、コロナ(K)のそれのx10-100。
・磁力線は繋がってお
磁力線は繋が ており、彩層とコロナの加熱と動的現象を分けて考えるべきでない。これが、SOLAR-Cを貫く設計思想。

EUVS

大気全域の分光観測

NASA SMEX IRIS: ただの分光
JAXA SOLAR-C: 偏光分光12

このムービーの示すダイナミックな彩層の姿は「ひので」最大の発見の つの姿は「ひので」最大の発見の一つ（勝川行雄氏作成）

13

リコネクション、波、乱流、ダイナモなどの素過程が「ひので」で見えだしている
Slow solar wind

Waves in prominence
Chromospherictransition region
jets due toreconnection

Polar kG fields
Fine structure
Fittin prominence

Waves alongspicules
pPenumbral
micro-jets
Kink and Sausage
Waves in photosphere

Supersonicp
downflow
Convective collapse

Emergence offlux rope

Ubiquitous
Horizontal fields

High coronalturbulence
1414
Rutten, R., ASP-CS, 184, 181, 1999

横糸と縦糸の織りなす世界• 解明すべき天文学的現象（彩層・遷移層・コナ 磁場構造
ク
ク 磁気中性面、ロナの磁場構造とマクロ・ミクロ磁気中性面、彩層・コロナ加熱、太陽風の加速など）を横糸とする。とする• それに対して、天体プラズマ素過程（磁気リコ
ネクネクション、波、乱流、局所ダイナモ、磁束管
波 乱流 局所ダ磁束管など）は縦糸になる• SOLAR-Cにより横糸と縦糸の織りなす多様な太陽プラズマを総合的に観測・解明する。
な太陽プラズマを総合的に観測・解明する

彩層 コロナ加熱２つの可能性
彩層・コロナ加熱２つの可能性
波動による光球からのエネルギー伝搬と散逸
Magnetic fields

heatheath theat準静的変形による磁場構造の変化や微細磁気リ ネクシ ンによ化や微細磁気リコネクションによる加熱と粒子加速

heat
heat

heat

heat

heat

gas

h t
heat
Magnetic fields
Alfven wave

光球・彩層・コロナの磁場構造の観測⇒大口径望遠鏡による偏光分光観測
光球ーコロナの磁気結合の解明⇒光球からコロナの隙間のない分光観測
ダイナミックスの解明⇒偏光分光・分光による速度場・磁場の同時観測
磁気リ ネクシ ンによる高温プラズマ形成⇒分光観測と光子計測
磁気リコネクションによる高温プラズマ形成⇒分光観測と光子計測
早い時間変化⇒大口径・高いスループット

Scanningg time <100s

Slow‐modde Shock

EUVSとXISでインフローとアウトフ
ロ の観測によりリコネクション領ローの観測によりリコネクション領域の構造を完全解明

遅いＭＨＤショックの重要性
・遅いＭＨＤショックは存在するか？
（存在せねばならない）
・遅いＭＨＤショックは電子とイオンに遅いＭＨＤシ クは電子とイオンにどうエネルギーを分配するか？
・早いＭＨＤショックは存在するか？
早いＭＨＤショックは存在するか？
・リコネクションは、加速・加熱・流れにどうエネルギーを分配するか？

Imada+11を見よSUVIT とEUVSで波のモード・進行方向・エネルギー量を光球・彩層・コロナで明らかにする（差分が散逸量）
差 が散
光球でのオ ザ
光球でのオブザーバブル
ル
Zeeman/Hanle効果を使用
I+δI(t)B//+δB// (t), B┴+δB┴(t)
VLOS+δVLOS(t)

SUVIT

XIS

プロミネンスを伝わる横波(Okamoto+08)

EUVS
彩層 遷移層でのオブザ彩層・遷移層でのオブザーバブル
バブル
I+δI(t) , VLOS+δVLOS(t)With CLASP, B┴+δB┴(t)
ＣＬＡＳＰ＋が必要でないか？

光球での横波の発見とモード同定(Fujimura+09)

スピキュールを伝わる横波(DePontieu+09,
Okamoto+11)

18SOLAR-C成功基準（科学目的と一対一対応）• 光球・彩層・遷移層の磁場構造を明らかにする• 磁気リコネクション・波動現象や局所ダイナモ過程などの素過程を理解する• 彩層の加熱機構を解明する• 静穏太陽の加熱・高速太陽風の加速機構を解明する• 活動領域のコロナ加熱機構を解明する
19

太陽物理
これから２０年のストラテジー• 「ひので」により高解像度と偏光分光の組み合わせの威力により大きな成果を得た（査読論文：５００篇/５年）
年）• SOLAR‐Cでは「ひので」で部分的であった偏光分光を彩層・遷移層付近まで行い、光球ー彩層ー遷移層ーコロナの磁場構造・ダイナミックス・熱力学量を直接的手法・間接的手法で求め、太陽物理の多様な課題に答える• 引き続いて、SOLAR‐Dにより、太陽の内部流れ場と極域磁場の観測を行 ダイナ 機構に迫る
極域磁場の観測を行いダイナモ機構に迫る
20