SOTによるコロナ加熱と光球磁場の観測
勝川行雄 (国立天文台)

Solar-B国内会議

1

2005/10/31

Importance of corona-photosphere connectivity

光球はエネルギー生成の現場
光球で何が起こるとコロナが加熱されるのか「原因(光球)」と「結果（コロナ)」の同時観測が必須
コロナ (EIS, XRT)

光球磁場, 速度場
(SOT)

特に、可視光望遠鏡による光球、彩層の観測を中心に
 コロナと光球磁場の対応関係
 光球における磁気要素の運動観測
2005/10/31

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Magnetic field structure at the footpoints ofTRACE loops

Steady coronal loops radially extending from the sunspot
The temperature of the loops is ~ 1MK
Life time is a few hours
Katsukawa et al. (2005)
12-Mar-2003

12-Mar-2003

ASP FOVTRACE 171A

MDI
2005/10/31

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Footpoint positions of the TRACE loops(Only for the bright loops)
Umbra

8/24

33%

U-P boundary

12/24

50%

Penumra4/24

17%

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Magnetic structure in the U-P boundaryAlong the U-P boundary, there is spatial fluctuation of the continuum
intensity. Field strength and inclination also fluctuate simultaneously.

Interlaced magnetic structure with the spatial scale of3000 – 4000km .
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Footpoint positions and magnetic structure

Spatial variability ofcontinuum intensityPositions of loop footpoints



The footpoints of coronal loops are located where the spatial
variability of continuum intensity is large.

Interlaced magnetic structure in the photosphere is importantin the heating of the coronal loops
2005/10/31

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U-P boundary region & TRACE loops
TRACE loops

Two kinds of magnetic fields
form interlaced configuration

Magnetic fields in the umbra⇒ discontinuity of magnetic
fieldsMagnetic fields
in the penumbra⇒ magnetic reconnection heat
the base of the corona⇒ TRACE loops

coronaphotosphere

Solar-Bで、umbrapenumbra• 高空間分解能での黒点内部磁場構造観測＋多数のサンプル
2005/10/31

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7Obs. of sunspot magnetic fields
Ti Iで黒点内部の磁場を観測
Mg Ibで彩層の磁場を観測

FG
G-band or continuum
30 sec2 min

FOV: 1K x 1K
BFI 100”x100” with 2x2 summing
NFI 160”x160” with 2x2 summing

Fe I 6302 IQUV (x2)
40 secTi I 6303 magnetogram
40 sec19 images /2.5 minutes

4bits/pix with JPEG compression→ 4 Mbit per 1 image

Mg Ib 5172 IQUV (x2)
40 sec2005/10/31

Data rate: 0.51Mbps
Solar-B国内会議

8ただし、それほど単純にはいかないTRACEでも空間分解能は1 arcsec、見えているループ構造の太さ2arcsec
以上
それに対して光球の構造は<1arcsec
しかも、光球とコロナの間には3000kmの高さの差が。。。。。

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9高温ループとTRACE moss構造
高温なSXTループと低温なTRACE
ループは足元の位置も異なる
SXTループの足元にはTRACEでスポンジ状の構造(moss)

MossのDEM

Fletcher and de Pontieu (1999)
Katsukawa and Tsuneata (2005)
Solar-B国内会議
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Moss構造と光球、彩層構造の相関(1)de Pontieu et al. (2003)

相関いい相関悪い

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Moss構造と光球、彩層構造の相関(2)見えている高温ループはある磁気要素からそのまま上に伸びているわけではない

光球から彩層にかけて複雑な構造をしている?

de Pontieu et al. (2003)
2005/10/31

光球の構造とmoss構造の関係は未解明
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EUV emissions at the footpoints of TRACE loops
Katsukawa et al. (2005)
Vis. cont.

UV cont.

HαHe I (104.5K)

O IV (105.2K)

Ne VI (105.7K)

Mg IX (106.0K)

171A (FeIX/X)

Bright structures at the footpoints

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DEM distribution along the 1MK loop
O V (~105.4K)

Mg X (~106.1K)

(1)
(2)

(1)
(2)

(3)

(1)

(3)

105.5Kのemissionを使うとTRACE loopの足元の場所の同定が容易になる(2)(3) 1MK single temp.
(ただし、Solar-Bはあまり得意ではない)

Peat at 105.5K

Shift to high-T

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14Obs. of corona-photosphere connectivity
多波長観測により、光球から彩層の3次元的な構造を観測
その代わりに時間分解能を犠牲FGG-band (or CN bandhead)
40 sec

FOV: 2K x 2K
BFIで100”x100”, NFIで160”x160”

Fe I 6302 magnetogram
40 sec8 images /4 minutes

Ca II H4 min40 sec

Mg Ib 5172 magnetogram

4bits/pix with JPEG compression→ 16 Mbit per 1 image

40 secH alpha line center
40 secData rate: 0.53Mbps

H alpha wing
2005/10/31

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15微細磁気要素の運動の重要性(Katsukawa and Tsuneta 2005)



磁場強度、磁場傾き角については大きな差は見られず

低温ループ

高温ループ

磁気filling factorに顕著な差
– ASPでは分解できていない1秒角以下の運動がコロ
高温ループ → low filling factor– ナの加熱に重要な役割を果たしている
低温ループ → high filling factor

エネルギー入力大Moss(高温ループ)と低温ループ足元の磁場の特徴を比較

2005/10/31

高温ループ

l

エネルギー入力小Solar-B国内会議

低温ループ

l

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Asymmetric V profiles at the footpoints(Nagata, Bellot Rubio, and Katsukawa 2005)

ループ足元において、Vのasymmetryが大きくなっている

ループ加熱
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Flux tubeのダイナミクス
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17光球運動の定量化
コロナへのエネルギー入力に直接効くのは水平な運動


従来1F
Bn Bt vt4

– 1 arcse以上の大きな構造に対するLCTから速度を導出
Solar-Bでは– 微細磁気要素の運動を直接追跡
G-band2005/10/31

Magnetogram

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Heating by braiding of magnetic field lines
Gudiksen and Nordlund (2005)

171A

195A



MDIの磁場分布＋MHD数値simulationでTRACEループの加熱を再現



ただし、光球の運動は手で入れている

2005/10/31

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Heating by braiding of magnetic field lines (2)Horizontal velocities at lower boundary

VelocitiesukTurnover times

 kGranule以下の空間スケールで2km/s

2Voronoi分割を使って、granuleの空間構造、運動をsimulate
Solar-Bでは実測データを使うことができる？

2005/10/31

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GBPの抽出、追跡
Berger et al. (1998)

van Ballegooijen et al. (1998)

G-band像からcontinuum 像を差し引き、bright pointsを抽出、その運動を追う

コロナの磁場構造、運動の伝播をモデル化

2005/10/31

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Extraction of magnetic field elements
Zakharov et al. (2005)

Solar-BではCN bandheadの観測で磁気要素を抽出しやすくなる可能性が高い
CN bandheadG-bandcontinuum
2005/10/31

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GBPの性質
LCTで得られた速度

Berger et al. (1998)• 周囲のgranuleの運動よりも速いGBPが存在する• ただし、長い時間、運動が持続するわけではない。

GBPを追跡して得られた速度

速度のauto-correlation(Nisenson et al. 2003)<2minがほとんど

2005/10/31

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23磁気要素運動のtracking
GBPが十分追跡できる時間分解能 < 1min
G-bandと6302 magnetogramのみ、小画像 (狭視野 or summing)FGG-band (or CN bandhead)

FOV: 1K x 1K
no summing: BFIで 50”x 50”, NFIで80”x80”
2x2 summing: BFIで100”x100”, NFIで160”x160”

10 sec30 secBlue continuum
10 secFe I 6302 magnetogram

4images /30 sec
4bits/pix with JPEG compression→ 4 Mbit per 1 image

Data rate: 0.53Mbps
2005/10/31

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Shutterless撮像を使う
視野を狭めることで、高速でベクトル磁場を得ることが出来る

58” in 2x2 summing
2005/10/31

15” in 2x2 summing
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Spectro-polarimeterの併用
光球からコロナへのエネルギー入力を定量的に求めるには、磁場強度とfilling factorの分離が必要

f  0 .1
Bn  1kG

磁気要素のキロガウス磁場を直接観測

磁気要素のキロガウス磁場が薄められて観測されるBt  0.01 Bnvt  1km/s

1F
fBn Bt vt
4 8 106 erg/cm 2s

Bn  f Bn

1F
B'n B't vt
4
 8 105 erg/cm 2s

 100G

低 filling factor領域ではエネルギーフラックスを過小評価してしまう
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