Solar-C (EUVST) 時代の太陽観測研究鄭 祥子 (ISAS/JAXA)
2022年度 天文・天体物理若手夏の学校
太陽・恒星セッション 招待講演
2022.08.24(水) 14:30-15:30

1

2015年度夏の学校

自己紹介
¥

研究名

：鄭祥子 (TEI Akiko)¥

居所：大阪 ³ 大阪/京都 ³ 東京/神奈川¥

家族構成：夫 (研究者)、娘 (0歳11ヶ月)¥

学歴・職歴：-

2007.04 - 大阪府立天王寺高等学校-

2011.04 - 京都大学理学部-

2015.04 - 京都大学大学院理学研究科-

2020.03 学位取得-

2020.04 - JAXA 宇宙科学研究所 太陽系科学研究系 招聘研究員 ±今¥¥

めっちゃ探したM1
2016年度夏の学校
M2(2021.09 - 2022.03 産休+育休)

夏の学校参加実績：2015(M1), 2016(M2)(2017は@米、2018も@米、2019はたぶん論文に追われてたÉ)
M1の時はオーラルアワードをもらった。M2は座長団に入った。
2

研究テーマ・取り組んでいること¥

太陽フレアのダイナミクス [Tei+18]¥

飛騨 DST/H³ 撮像

Solar-C (EUVST) に搭載する超高精度太陽センサ
UFSSの開発 ³ 後ほど紹介

フレア
UFSS-S(BBM)

太陽スピキュール [Tei+20]
Hinode/Ca II H 撮像¥

Solar-C (EUVST) に向けたEUV仮想観測プロジェクトモデル大気の仮想分光観測³ 後ほど紹介

ドップラー速度・非熱速度
EUV仮想観測の例
Edge-on[erg/s/cm2/sr]

Face-on

ドップラー速度[km/s]

スピキュール

Log10 (線強度)

On-disk

非熱速度[km/s]¥

3

2022年度太陽恒星分科会座長団の皆様からのお題

7 『Solar-C (EUVST)』の科学目標・戦略やEUV仮想観測について

7 合わせて、若手としての次期衛星プロジェクトへの携わり方や、これから携わる大学院生に向けての意見等あれば

4

Outline
1. Solar-C (EUVST) のサイエンス (30m)モデル大気の仮想分光観測¥ 科学目標・戦略、衛星・観測装置概観など

ドップラー速度・非熱速度

3. Solar-C (EUVST) に搭載する超高精度姿勢センサ UFSS の開発 (5m)
¥ UFSSの紹介、活動内容[erg/s/cm2/sr]

Edge-on

非熱速度[km/s]

2. Solar-C (EUVST) に向けたEUVスペクトル線仮想分光観測 (10m)Face-on

ドップラー速度[km/s]

Log10 (線強度)

On-disk³ 話者のプロジェクトへの携わり方

4. 若手としての次期衛星プロジェクトへの携わり方、これから次期衛星
プロジェクトへ携わる大学院生に向けての意見等 (2m)5

1. Solar-C (EUVST: EUV High-Throughput
Spectroscopic Telescope)のサイエンスAcknowledgement: Solar-C(EUVST) プリプロジェクト候補チーム

6

ミッションの概要¥

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という命題に対して、これまでの太陽観測は、太陽大

気へのエネルギー入力と最終的なエネルギー解放(出力)の振舞いを明らかにしたが、その中で起きる基礎物理過程はブラックボックスのままである。

¥

この解明には、エネルギー・質量の輸送やエネルギー解放の現場を捉え、何が起こっているかを診断できる極端紫外線(EUV)分光望遠鏡が有効である。

¥

EUV分光望遠鏡は、太陽大気の彩層(2万度)から太陽コロナ(100-2000万度)
にわたる温度領域を隙間なく観測でき、以前に較べ約1桁以上の性能(空間・時間分解能)を向上してプラズマのダイナミクスに追随できる能力を世界で初めて実現する。

¥

太陽極大期 (2027年度に打上) に飛翔させることで、 太陽フレアなど宇宙天気に関わる物理的な理解を進める。

¥

日本の太陽研究者コミュニティが第一優先で取り組む計画であり、日本が主導し米国・欧州の協力を得て実現させる国際プロジェクトである。

Science goals of the mission
ミッションの意義¥

Solar-C (EUVST) は-プラズマ宇宙がどのように作られ、進化してきたか、
太陽が地球や惑星にどのような影響を及ぼしているか、という命題を探求する。

¥

放射線、太陽風、コロナ質量放出、高エネルギー粒子を介して太陽圏につながる太陽大気を理解することは、太陽系における生命と居住のための条件を確立するために極めて重要である。
STEREO/SECCHI

8

ようこう/軟X線

今までの研究状況¥ これまでの太陽観測は、- 太陽プラズマ大気が# 定常的な成分 (高温コロナ形成と太陽風の流出) と# 突発的な成分 (フレア等爆発的エネルギー解放)で構成されていること、-大気へのエネルギー入力とその解放(出力)の振舞い、を明らかにしてきた。

Hinode/SOT/CaII¥ その振舞いが起きる仕組みやその背景にある基礎物理過程は、謎のまま、つまりブラックボックスである。

¥ エネルギー注入と解放の間で、エネルギーや物質がどのように輸送されているか、

Hinode/SOT/光球磁場

また解放の現場を捉えて何が起こっているかを診断すること、が重要である。
9Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
Solar-C (EUVST) は、太陽物理学の最も基本的な問題-「磁場とプラズマの相互作用が如何に太陽活動を駆動するのか」に対する決定的な答えを提供する。
相互作用の最重要例：

-

大気加熱

-

フレアやコロナ質量放出(CME)などの爆発的なエネルギー放出

主要な科学目標：
I. 太陽大気と太陽風の形成に至る基礎物理過程を解明すること。
II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程を解明すること。

10

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
I. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化(B)波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ加熱への寄与の定量化(D)太陽風の流源と加速機構の解明

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明(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の理解

H

8

11

Approaches of the mission
ミッションのアプローチ

温度ごとの分光観測できる輝線

7 科学目標達成には以下三要素を同時に実現する世界初のEUV分光望遠鏡が有効A) 幅広い温度(2万度-2000万度)にわたるシームレスな観測
B) 10-30倍の感度向上による高空間(0.4Ó)・高時間(1s)分解の観測
C) 高性能の分光観測 (2km/sを見分けるスペクトル分解能)

ひので/EISの10倍の感度

DiscoverySpace

観測できる空間スケール

有効面積

温度

SOHO/SUMERの30倍の感度

観測波長12を回折格子で波長方向に分散させて、高感度カメラ（IAPSおよびCCD）でスペクトルを計測します。また、スリット
ジョー撮像装置は、スリット面上の太陽像を画像として撮影します。EUVSTの観測性能を実現させる上でキー技術である、3mを超える長さを持つEUVSTの全体構造と主衛星・観測装置概観
鏡機構は日本で開発され、米国（NASA）や欧州諸国との国際協力によりセン

サなどの分光器コンポーネントを搭載します。また、太陽全面からの極¥端紫外線量をモニターする放射計の搭載が予定されています。
小型衛星バス上に、極端紫外線高感度分光望

遠鏡 EUVST を搭載し、イプシロンSロケット

主な観測性能で打上スペクトルデータ: 2万〜1500万度（波長: 17-21.5nm, 46-122nm）
日本は、EUVST全体構造(鏡筒)と主鏡機構(口スリットジョー画像: 6000〜1万度（波長: 280-285nm）
径28cm指向駆動可能な単鏡)および衛星バ
計測温度範囲¥衛星バス

0.4 秒角以下
空間分解能
ス、ロケットを担当

¥

時間分解能

0.5 秒（最短）

ドップラー速度精度

2 km/s

ミッション系電気箱類
主鏡機構部（28cm口径）

EUVSTの分光器コンポーネン
280秒角×280秒角以上
観測視野

望遠鏡取付トラス

トは、米国・欧州諸国が国際
EUVSTフライト品開発参加国
協力のもと担当

主鏡冷却用ラジエータパネル
LW IAPSカメラ&ラジエータパネル
CFRP望遠鏡構体
SW CCDカメラ

太陽分光放射計
ガイド望遠鏡回折格子
開口ドア

スリットジョー撮像装置

超高精度太陽センサ
プレスリット&ラジエータパネル
スリット

日本開発部分
13

を回折格子で波長方向に分散させて、高感度カメラ（IAPSおよびCCD）でスペクトルを計測します。また、スリット
ジョー撮像装置は、スリット面上の太陽像を画像として撮影します。EUVSTの観測性能を実現させる上でキー技術である、3mを超える長さを持つEUVSTの全体構造と主衛星・観測装置概観
鏡機構は日本で開発され、米国（NASA）や欧州諸国との国際協力によりセン

サなどの分光器コンポーネントを搭載します。また、太陽全面からの極端紫外線量をモニターする放射計の搭載が予定されています。
主な観測性能計測温度範囲スペクトルデータ: 2万〜1500万度（波長: 17-21.5nm, 46-122nm）
スリットジョー画像: 6000〜1万度（波長: 280-285nm）

空間分解能

0.4 秒角以下

時間分解能

0.5 秒（最短）

ドップラー速度精度

2 km/s

観測視野

280秒角×280秒角以上

衛星バス
ミッション系電気箱類
主鏡機構部（28cm口径）
望遠鏡取付トラス
主鏡冷却用ラジエータパネル

EUVSTフライト品開発参加国

LW IAPSカメラ&ラジエータパネル
CFRP望遠鏡構体
SW CCDカメラ

太陽分光放射計
ガイド望遠鏡回折格子
開口ドア

スリットジョー撮像装置

超高精度太陽センサ
プレスリット&ラジエータパネル
スリット

日本開発部分14

光学系① 口径28 cmの主鏡 (軸外し放物面鏡単鏡) で太陽像を分光器部の入口のスリット面に結像する③ 検出器 (CCDおよび増感撮像セン

サーIAPS) でスペクトルが取得される④ 主鏡の角度を制御することでスリット面の太陽像を動かし、太陽の2次元情報を取得する② スリットから取り込まれた

太陽光は回折格子で分散される

JAXA/NAOJ
15

回折格子

EUVSTフライト品開発参加国

主

LW

開口

CFRP望遠推進体制

SW CCDカ

太陽分光放射計
ガイド望遠鏡
データ解析・科学観測運用の推進
回折格子

スリットジョー撮像装置

超高精度太陽センサ

国内外の大学・研究機関

¥

¥

¥

開口ドア

日本が主導し、米国(NASA)および欧州諸国(ESAおよび各国
宇宙機関) の参加を得て実施

JAXA宇宙科学研究所(ISAS)と国立天文台が中核となり、 衛

スリット
データ解析・科学観測運用の推進

国内外の大学・研究機関

統括・開発センターを名古屋大学宇宙地球環境研究所(ISEE)が運営 京都大学等

ISAS/JAXA

国立天文台

地上観測との連携

京都大学等
名古屋大学
ISEE

¥

国内外の大学や研究機関は、データ解析・科学観測運用・地
上観測・数値計算などの多面にわたり本計画に参加し、これらは国内外の研究コミュニティの総意を得て推進される

統括・開発

開 発

星および観測望遠鏡EUVSTを開発

データ解析を行う環境を全国の研究者に提供するサイエンス
地上観測との連携

プレスリット&ラジエータパネル

サイエンスセンター

開 発

Solar-C（EUVST）推進

Solar-C（EUVST）は、2020年代中頃の打ISAS/JAXA
数値計算との連携

東京大学等が主導し、米国（NASA）および欧州諸国（E

国立天文台の参加を得て実施する国際協力衛星計画で

JAXA宇宙科学研究所（ISAS/JAXA）と国
数値計算との連携
衛星および観測望遠鏡EUVSTを開発しま

境を全国の研究者に提供するサイエンスセ
東京大学等

地球環境研究所（ISEE）が運営します。国内
名古屋大学
データ解析・科学観測運用・地上観測・数ISEE

り本計画に参加し、これらは国内外の研究
サイエンスセンター
得て推進されます。

国内外の研究コミュニティー

国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機構

宇宙科学研究所〒252- 5210 神奈川県相模原市中央区由野台3 -1TEL 042-759 - 8008

国内外の研究コミュニティー

16

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
I. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化(B)波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ加熱への寄与の定量化(D)太陽風の流源と加速機構の解明

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明(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の理解

17

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
I. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化
波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化¥ (B)ナノフレア仮説：

ISAS/JAXA(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ- ナノフレア(微小な磁気リコネクション現象)が放出するエネル
加熱への寄与の定量化
ギーの総量が大なら、コロナを加熱するメカニズムになりうる(D)太陽風の流源と加速機構の解明- 小エネルギー加熱現象の発生率の正確な測定が要
7 遷移層とコロナで起こる小規模な加熱現象のエネルギーを~1024-1027ergの範囲で測定する
II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こ
高速運動を伴う5MK以上のプラズマを発生させる間欠的な過程
7す物理過程の解明
を観測する
(A),
(C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解
7(B),サブアーク秒角の組紐構造を高時間・高空間分解能で観測する(D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガの理解
7 分光診断と光球・彩層下部との同時観測を比較することにより、ナノフレアの駆動源を特定する

Figure 4.1: (a) SDO/AIA routinely observes transient heating events in Fe XVIII. Solar-C_EUVST will observe them18

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標

アルヴェン波の散逸で高温ラインが見えるか

I. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化[Antolin+15](B)波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ¥ 波動加熱仮説：
加熱への寄与の定量化- 電磁流体波、特にアルヴェン波が太陽表面か(D)太陽風の流源と加速機構の解明
ら磁力線に沿って上方に伝播し、そのエネル
ギーを捨てて大気を加熱する
7 異なる大気の層を通過する揺らぎの伝搬を測定
II.
太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こすることで、アルヴェン波を検出する
す物理過程の解明
7 遷移層やコロナのプラズマが伝播する波に対し(A), (C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解[Okamoto+15]

彩層構造に見られる横波[Kanoh+16]

アルヴェン波の源を光球・彩gure 4.2: (a) Observation of a prominence thread structure indicating lateral and line-of-sight oscillation (Okamotoてどのように応答するかを測定し、熱化過程を(B), (D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガの理解
観測する

7 分光診断と光球・彩層下部の同時観測を比較

層で同時観測することも重要
アルヴェン波が十分なエネルギーをコロナに輸送していれば、~10km/sの速度振幅となるはず観測で得られているコロナでの速度振幅は1km/sと小さい

し、上方へ伝播する波の発生源を特定する

Solar-Cの高分解能観測ではどうか？
[Tomczyk+07]

19

Scientific objectives of the mission
Hinode/Ca II H
ミッションの科学目標

飛騨 DST/H³ - 0.6+で見たディスクの彩層

I. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化(B) 波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ加熱への寄与の定量化(D)太陽風の流源と加速機構の解明¥ スピキュール(幅〜0.4Ó)：- 彩層における基本的な構成要素- 彩層とコロナのチャネリングに重要
II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こな役割を果たすと考えられている
す物理過程の解明

7(A),
分光診断と、光球・彩層下部同時観測との比較により、ス(C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解
ピキュールの駆動機構を明らかにする(B), (D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガの理解
7 彩層中(2×104K)からコロナ中(>1MK)への熱的進化を観測す[Mart’nez-Sykora+17]

る。

- スピキュールが上空に供給する質量フラックスを定量的に評価する

RMHD数値計算で得られたスピキュールのような(?)構造20

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
7 太陽風流源領域の速度、温度、密度構造を観測し、磁場構造とのI. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化

関連を明らかにする

7 プルームやプルーム間領域でコロナアルフベン波の兆候を検出し、(B) 波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化

その高さ方向のエネルギーフラックスを測定する(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ加熱への寄与の定量化(D)太陽風の流源と加速機構の解明¥ 太陽風：- 太陽の磁場の一部は惑星間空間へ ³ 太陽風が加熱・加速

太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こ- II.
速い成分(~800km/s)と遅い成分 (<400km/s) (McComas+98)
す物理過程の解明- 高速風の起源：極域コロナホール[McComas+08][Harra+08](A), (C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解- 低速風の起源：赤道コロナホール、活動領域(AR)アウトフロー、ストリーマーなど候補があるが未確立(B), (D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガの理解- 速い/遅い太陽風共に加速機構は未特定

ARアウトフロー[Hahn & Savin 13 ]EIS slit- 太陽風加速が始まる高さ：ある観測では低い(1太陽半径以下、Hahn & Savin2013)が、理論や他の観測では高い(2太陽半径以上、Gabriel et al.2003, 2005)
高さが示唆され未決着- 太陽風加速領域は非常に暗いため、高感度な分光観測が必要

アルヴェン波の散逸？
迷光の影響？

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
I. 太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化(B)波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ加熱への寄与の定量化(D)太陽風の流源と加速機構の解明

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明(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の理解

22

フレアの標準モデル (CSHKPモデル)

飛騨 DST/H³ 撮像
フレア

リコネクション
領域[Tsuneta 97]

軟X線ループ高エネルギー電子
・熱伝導

彩層蒸発

コロナ
彩層

硬X線

Carmichael (1964)
Sturrock (1966)
Hirayama (1974)
Kopp & Pneuman (1976)

H³ リボン

23

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
I.¥ 高速磁気リコネクション
太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化- 観測されるリコネクション現象のリコネクション速[Daughton+11](B)度は標準的な磁気リコネクション理論より高速
波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ- 電流シート中の磁気島・プラズモイドが重要か
加熱への寄与の定量化（e.g.
Shibayama+15）(D)太陽風の流源と加速機構の解明- ³ リコネクション領域の観測が不可欠

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明[Imada+13][Yokoyama & Shibata 97][Shibayama+15](A), (C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解
gure 4.5: SDO/AIA observations showing a reconnecting current sheet structure (A) without islands (Warren et al
高速リコネクションの理論モデルはいくつか提案があるが、その物理は未解明(B), (D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガの理解

7 リコネクション領域内のプラズマの状態や構造を調べ、高速リコネクションにおける衝撃波や磁気島が果たす役割を明らかにする
7 リコネクションに対する彩層の応答を非常に高い時間間隔で観測し、エネルギー変換の様子を探る
7 コロナ(完全電離プラズマ)とは異なる彩層・遷移層で発生するリコネクションの物理的性質とダイナミクスを明らかにする
24

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標[Warren+18][Takasao+12]I.¥ 高速磁気リコネクション
太陽大気と太陽風の形成に至る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の定量化- 観測されるリコネクション現象のリコネクション速(B)度は標準的な磁気リコネクション理論より高速
波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ- 電流シート中の磁気島・プラズモイドが重要か
加熱への寄与の定量化（e.g.
Shibayama+15）(D)太陽風の流源と加速機構の解明- ³ リコネクション領域の観測が不可欠

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明

SDO/AIASDO/AIA

一般にはリコネクション領域は暗く、電流シート・インフロー
・衝撃波・高速ジェットはほとんどの場合観測できない[Yokoyama & Shibata 97][Shibayama+15](A), (C) 磁気リコネクション機構の高速化の理解
gure 4.5: SDO/AIA observations showing a reconnecting current sheet structure (A) without islands (Warren et al
高速リコネクションの理論モデルはいくつか提案があるが、その物理は未解明(B), (D) フレアや噴出に至るエネルギー蓄積とトリガの理解

7 リコネクション領域内のプラズマの状態や構造を調べ、高速リコネクションにおける衝撃波や磁気島が果たす役割を明らかにする
7 リコネクションに対する彩層の応答を非常に高い時間間隔で観測し、エネルギー変換の様子を探る
7 コロナ(完全電離プラズマ)とは異なる彩層・遷移層で発生するリコネクションの物理的性質とダイナミクスを明らかにする
25

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標¥ フレアは大規模なARの発達(コロナへの自由磁気エネルギーの蓄積)の結果、発生¥ 光球の進化に対応して、ARコロナはフレアの前段階に分光

I. 太陽大気と太陽風の形成に至る基礎物理過程の解明

学的な兆候(非熱幅増大・上昇流など)を示す (Hinode/EIS;(A) ナノフレアのコロナ加熱への寄与の定量化

Harra+09, Imada+14）(B) 波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化¥ しかし、このようなコロナの兆候とAR進化との関係の詳細は、十分な空間分解能を持つ長期観測が行われていないた(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ

め、明らかでない

加熱への寄与の定量化¥ 小さな磁気構造がフレアトリガとなる可能性 (Bamba+13)(D)太陽風の流源と加速機構の解明³ トリガ領域も高分解能分光で調べる必要有[Liu+13]¥ 得られたデータを数値計算と比較し、MHD不安定モードを

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明[Bamba+13]

特定することで、フレア予測につながりうる(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の理解

Hinode/EIS

Hinode/SOT[Imada+14]
4.6: (Left)
Preflare AR upflow observed by Hinode/EIS (Imada et al. 2014). Blue and red in[Toriumi+13]
the Dopplergra

26

Scientific objectives of the mission
ミッションの科学目標
7 活動領域の長期的かつ大規模な進化をモニター

I. 太陽大気と太陽風の形成に至る基礎物理過程の解明

し、エネルギーの蓄積を示すものとして、非熱的な上昇流などの分光学的な特徴を同定する(A) ナノフレアのコロナ加熱への寄与の定量化(B) 波動散逸のコロナ加熱への寄与の定量化

7 光球・下部彩層での観測と数値モデルの比較によ(C)彩層微細構造(スピキュール)の形成機構の解明とコロナ

り、フレア噴出のトリガとなる小規模磁気構造の加熱への寄与の定量化

ダイナミクスを明らかにし、MHD(磁気流体力学)(D)太陽風の流源と加速機構の解明

不安定モードの同定を行う[Liu+13]

II. 太陽大気が不安定化し、フレアやプラズマ噴出を引き起こす物理過程の解明[Bamba+13](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の理解

Hinode/EIS

Hinode/SOT[Imada+14]
4.6: (Left)
Preflare AR upflow observed by Hinode/EIS (Imada et al. 2014). Blue and red in[Toriumi+13]
the Dopplergra

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地上観測装置との連携観測¥

科学目標の実現に向けて、太陽大気の異なる層間の物理的なつながりを理解するには、地上観測機関等(DKIST、SST、GST等)と協調し、
光球・彩層の高解像度観測を行う必要がある(特に磁場情報)。

7 DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope)- 史上最大の太陽望遠鏡 (口径4m), 2020-

Science Operations Commissioning Phase

NSO/NSF/AURA

28

ミッションのアウトカム (波及効果)¥

Solar-C (EUVST) の科学課題を推進することは、以下の理解につながる：-

太陽大気の形成を解明すること³ 太陽とは別の環境にある恒星の大気がどのように作られるかを理解することにつながる-

太陽フレアの発生メカニズムを解明すること³ 近い将来のフレア予報（宇宙天気予報）につながる-

地球上で再現実験のできない太陽の諸現象を観測・解明すること³ プラズマ物理や原子物理など基礎過程の理解や検証につながる-

現在の太陽コロナや太陽風、そしてフレア活動を理解すること³ 生命が地球に誕生した当時の太陽地球環境を知ること、
さらにはなぜ地球に生命が誕生したのかという謎の解明につながる-

Solar-C (EUVST) の観測を行うこと³ 小型衛星を活用した高空間分解能観測技術の獲得・確立につながる29

世界における位置付け
7 Solar-C(EUVST)は、太陽表面の高解像度観測 (DKIST等)と
内部太陽圏の探査観測 (Parker Solar Probe, Solar Orbiter, BepiColombo等)を物理的に結び付けることを可能にする分光診断を提供できる唯一のミッション30

Solar-C (EUVST) の最新状況¥

2020.04 公募型小型4号機としてミッション選定される¥

2022.07 ミッション定義審査(MDR) ± ミッション要求を確定¥

2022.09 プロジェクト準備審査 (予定)Pre-phase A2
ÿó·÷óÛÿ
MissionDefinition
JAXA}÷ûÿJAXA Management
Review

Phase-Aëÿ¯
Concept
Development÷ú÷ýYÜð ÿó·÷óÛÿûÿ
MDR¶ó»ü¿·÷óøûÿ{
Division Review etc

Phase C~Ûÿo¯
Project Formulation Preliminary Design

RFP~û
_ûÿ

÷ý¸·¿ø
þÙûÿ

Phase B·¹öðnûÿ
SRR

Phase Dû}¯Final Design

ý_ûîProduction and TestingNASAûÿ
NASA Review

ÿ;Ā

ÿ;Ā

û}¯ûÿ
CDR

~ßÎûÿ
PQR/PSR/MRR

ÿ;Ā

ESAûÿ
ESA Review

CDR

SRR

PDR
CDR

:

(Phase BßÛ}Extended Mission
Operations

ÿó·÷óÎ
Mission End

)

Û~Û}
ûÌûÿ

Û~Û}
Î&ß
Û}óh
ûÿ

LRR

SeniorReview

LRR

MEOR(Mission
extension
operation
review)

SIR PER PSR
(TBD)
EUVST
¿_ú

Comp.
PSR
(TBD)

ß{}
Û}Î
ûÿ

Ûyûÿ_
Safty

K/O
SRR

sNrþÙ
ûÿ LRR(·¹öð)(ÿó·÷ÿ;Ā (ó)

PDR

K/O

Phase FÎûÿÿo¯ûÿ
PDR(·¹öð)(ÿó·÷·¹öðÛÿûÿ
SDR

プロジェクト準備

審査前という状況_Û}
Initial Mission
Operations÷ý¸·¿ø
ûÌûÿ

óh}ÿ
ú_

Telescope
¿_ú
PSR

今は、MDR後、\|uÙ
Launch Operations

Phase E
Û~Û}
Nominal Mission
Operations

PSR
EUVST
¿_ú

JAXA

DR
(Decommissioning
ReviewDR(Decommissioning
Review

31

2. Solar-C (EUVST) に向けた
EUVスペクトル線仮想分光観測

鄭祥子1, 横山央明2, 鳥海森1, 原弘久3, 今田晋亮4,5, 大場崇義3
1ISAS/JAXA, 2京都大学, 3国立天文台, 4名古屋大学, 5東京大学

Acknowledgement: Dr. Mark Cheung, Dr. Bart De Pontieu, Dr. Matthias Rempel
CHIANTI is a collaborative project involving George Mason University, the University of Michigan (USA),
University of Cambridge (UK) and NASA Goddard Space Flight Center (USA).
32

Ion

Wavelength [•]Log T [K]

H
Si II
HI
HI
HI
He I
Si III
C II
O II
C III
C III
O III
S IV
N IV
O IV
SV
NV
OV
O VI
Ne VII
Ne VIII
Fe IX
Fe X
Mg X
Fe XI
Fe XIIFe XIIFe XIIISi XIIFe XIVCa XIVCa XIVCa XV
Ca XVICa XVIIFe XVIIIFe XIX
Fe XIXFe XX
Fe XXIFe XXII
Fe XXIIIFe XXIV

1163.85
1264.74 (2 lines)
1215.671025.72
972.58584.341206.502
1036.340
718.506 (2 lines)
977.0201176.0 (6 lines)
703.854
1072.974
765.147790.199 (2 lines)
786.4701238.823
629.7321031.914
465.22770.428
171.073174.531624.962180.408
195.1191241.950
202.044520.666
211.317193.974
943.587
200.972
208.604
192.858974.860
592.2361118.07721.559786.162845.571079.414
192.03

3.60
4.20
4.30
4.30
4.30
4.30
4.50
4.55
4.70
4.80
4.80
4.95
5.00
5.10
5.15
5.20
5.25
5.40
5.50
5.75
5.85
5.90
6.05
6.05
6.15
6.20
6.20
6.25
6.25
6.30
6.55
6.55
6.65
6.70
6.75
6.80
7.00
7.00
7.05
7.10
7.10
7.15
7.20

2

太陽極端紫外線分光観測衛星 Solar-C (EUVST)¥

7 ³ 高感度・高分解能§ Solar-C (EUVST) が観測から物理情報を 引き出す能力の定量的検討

現状：¥-

数値計算で得た3Dモデル大気に対して、Solar-C(EUVST) が観測する光学的に薄いスペクトル線を用いた仮想分光観測を実施（計算コードを整備）-

空間分解能に依るモデル大気の見え方の違いを検証
科学課題検討に向け、コロナループ頂上と足元に注目し、観測と仮想観測を比較

Radiance [erg/s×cm ×sr]
Flare
QS
AR
(GOES C1.1)
Ñ
193
Ñ
149
480
>AR
65000
220000
>AR
793
6253
>AR
139
1452
>AR
580
5080
140000
695
3560
74000
40
290
1690
9.8
40
2229
804
3666
58700
221
823
21310
30
123
4380
5.5
26
434
67
142
5750
83
184
8900
27
61
1760
61
549
1130
335
1019
90900
328
2460
8110
120
989
4760
54
600
3170
892
8400
30600
406
5320
16300
51
398
4190
251
4380
13300
174
3890
12300
3.7
79
247
41
1248
3960
22
1130
6790
73
1720
10500
Ñ
312
766
Ñ
7.3
18
Ñ
239
751
Ñ
122
946
Ñ
147
3780
Ñ
88
2500
Ñ
9.3
1530
Ñ
8.6
1500
Ñ
Ñ
1580
Ñ
Ñ
178
Ñ
Ñ
2180
Ñ
Ñ
205
Ñ
Ñ
18100
2

〜コロナ由来

本研究の目的Solar-C (EUVST) の観測波長域にある主なスペクトル線
and flaring region.

(a)

(b)

(b)

(b)

(b)

(a)

(b)

(a)

(b)

(b)

(b)

(g)

(b)

(b)

(h)

(a)

(a)

(b)

(a)

(a)

(c)

(a)

(c)

(h)

(h)

(b)

(h)

(d)

(h)

(a)

(a)

(h)

(h)

(a)

(a)

(h)

(b)

(b)

(h)

(c)

(b)

(d)

(h)

(b)

(b)

(b)

(a)

(b)

(b)

(b)

(h)

(g)

(h)

(b)

(h)

(b)

(h)

(c)

(d)

(h)

(c)

(d)

(h)

(b)

(b)

(h)

(c)

(d)

(h)

(c)

(d)

(h)

(c)

(d)

(h)

(c)

(e)

(h)

(c)

(f)

(h)

(c)

(f)

(e)

(f)

(h)

(h)

(h)

(e)

(h)

(e)

(h)

(e)

(h)

(f)

(h)

(f)

(h)

(f)

(h)

(h)

(h)

(h)

(h)

(h)

Channel(order)
LW-3
LW-3
LW-3
LW-2
LW-2
LW-3 (2)
LW-3
LW-2
LW-1
LW-2
LW-3
LW-1
LW-2
LW-1
LW-1
LW-1
LW-3
LW-3 (2)LW-2
LW-2 (2)LW-1
SW
SW
LW-3 (2)
SW
SW
LW-3
SW
LW-2 (2)
SW
SW
LW-2
SW
SW
SW
LW-2
LW-3 (2)
LW-3
LW-1
LW-1
LW-1
LW-2
SW

From SUMER spectra. The active region (AR) values are from a modest one.

33

Cheung & Rempel et al. 2019, NatAs, 3, 160;
Cheung et al. 2019, ApJ, 882, 13;
De Pontieu et al; 2020, ApJ, 888, 3

3次元モデル大気

7 輻射電磁流体コード MURaM
Všgler + 2005; Rempel 2017-

太陽内部の磁気対流、光球の3次元輻射輸送-

コロナへの拡張 ³ 光学的に薄い放射損失、磁場に沿った熱伝導

7 双極子黒点の一方への磁気浮上 ³ フレア
7 本研究では公開データの最初のスナップショット (#02700000) を
使用 ³ フレア前

7 仮想観測では温度 T, 密度 Ã, 視線速度 vLOS を入力

EIS 空間分解能: ~ 2Ó (1500 km)¥ グリッドサイズ: 192 km (水平), 64 km (垂直)¥ グリッド数：512 × 256 (水平) × 768 (垂直)EUVST 空間分解能: ~ 0.4Ó (300 km)

対流層 7.5Mm + 上空大気

¥ 計算領域サイズ: 100 Mm × 50 Mm (水平) × 50 Mm (垂直)34

Nj(X+m)level j仮想分光観測Aijh¿ij

CHIANTI ver. 8.0.2 (Dere + 1997; Del Zanna + 2015)

level i7スペクトル線が光学的に薄いことを仮定
7モデル大気に対する視線方向を与え、温度, 密度, 視線速度 (T, Ã, vLOS) を入力
1Ne =ρ
µ a m0

イオン X+m のレベル j の数密度 [cm-3]

Nj (X

+m

)

=
=

Nj (X +m ) N (X +m ) N (X) N (H)Ne+m
N (X ) N (X) N (H) Ne
0.83 Ab(X) nj (x) F (T (x)) Ne (x)

中性ガスの
平均分子量

原子質
量単位

ÒHÓ-ÒeÓ number abundance relative ionizationelectrondensity ratio
population fraction number density

放射強度 [erg cm-2 s-1 sr-1 cm-1]

Iij (∆λ) =LOS

変数を » としてドップラーシフト

マクスウェル分布hνij
Nj (X +m ) Aij f (∆λ, T (x), vLOS (x)) dh
4πG(T, Ne) 関数 (g_of_t.pro w/ options)

=
LOS

1
4π

1
0.83 Ab(X) hνij Aij nj (x) F (T (x))
Ne (x)定数

Ne (x)

2

T と Ne の関数

× f (∆λ, T (x), vLOS (x)) dh
Ref: CHIANTI USER GUIDE for ver. 935

モデル大気の仮想分光観測@ Fe XIV 211.3+ (Log T [K] ~ 6.3)
³ Single Gaussian Fitting ³ ドップラー速度・非熱速度
Face-onEdge-on[km/s][km/s][erg/s/cm2/sr]

ドップラー速度
非熱速度

Log10 (線強度)

On-disk

36

EIS 空間分解能: ~ 2Ó (1500 km)

EUVST 空間分解能: ~ 0.4Ó (300 km)

空間分解能の影響
4×4~ 0.26Ó (190 km) / pix~ 1.1Ó (770 km) / pix
ヒストグラムpix数

Fe XIV 211.3A
LogT[K]~6.3
pix数[erg/s/cm2/sr]

Log10 (線強度)

ヒストグラムLog10 (線強度) [103]

pix数

pix数

[km/s]

ドップラー速度Log10 (線強度/103)

ドップラー速度 [km/s]

pix数

pix数

[km/s]

非熱速度

ドップラー速度 [km/s]

非熱速度 [km/s]

非熱速度 [km/s]

従来の空間分解能(e.g. EIS ~ 2Ó (1500 km))では解像できない微小スケールの高速成分 (> 50 km/s) が検出可
³ ナノフレア・彩層蒸発・プラズモイドなど、高速成分を伴う微小な活動現象について、
定量的なエネルギーの見積もり精度向上に寄与

37

EIS 空間分解能: ~ 2Ó (1500 km)

EUVST 空間分解能: ~ 0.4Ó (300 km)

空間分解能の影響
4×4~ 0.26Ó (190 km) / pix~ 1.1Ó (770 km) / pix
ヒストグラムpix数

Fe XIV 211.3A
LogT[K]~6.3
pix数[erg/s/cm2/sr]

Log10 (線強度)

ヒストグラムLog10 (線強度) [103]

pix数

pix数

ドップラー速度 [km/s]

太線:
全pix数
で規格化

太線:
全pix数
で規格化

非熱速度 [km/s]

pix数

ドップラー速度 [km/s]

pix数[km/s][km/s]

非熱速度

ドップラー速度Log10 (線強度/103)

非熱速度 [km/s]

非熱速度の分布は分解能を上げても大きくは変わらない³ 視線方向の非一様性の影響と考えられる (De Pontieu et al. 2015)38

観測と仮想観測の比較:

コロナループ足元のドップラー速度と非熱速度 @ディスク
観測 in Fe XIV 274+ (EIS, Hara + 2008)
実線: 視野全体 太線: box内 点線: box (規格化)
非熱速度 [km/s]box

足元は視野全体より強い上昇流 ~10 km/s

足元のピークは視野全体より大 ~25km/s

ドップラー速度 [km/s]

非熱速度 [km/s]~50Mm

仮想観測 in Fe XIV 211.3+

非熱速度 [km/s]

実線: 視野全体box

太線: box内 点線: box (規格化)

足元も視野全体もピークは ~1 km/s (下降流)

足元のピークは視野全体より小 ~9km/s

ドップラー速度 [km/s]

非熱速度 [km/s]~24Mm

ループ足元は、観測：強い上昇流 (~10 km/s)、非熱速度 大 (~25 km/s)
仮想観測：弱い下降流 (~1 km/s)、非熱速度 小 (~9 km/s)

この違いは何に起因するか？ ³ フレアのないモデル大気仮想観測でさらに解析中

39

観測と仮想観測の比較:

コロナループ頂上の非熱速度
仮想観測 in Fe XIV 211.3+

観測 in Fe XIV 5303+ Ògreen lineÓ
(Hara & Ichimoto 1991)

ループ頂上で大ループ頂上で小高さ [arcsec]

高さ [arcsec]

高さ [arcsec]

Log10( 線強度 )Edge-on高さ [arcsec]

Edge-on

非熱速度 [km/s]

非熱速度 [km/s]

Face-on

非熱速度 [km/s]

Edge-on高さ [arcsec]

Face-onFace-onFace-onEdge-on

ループ頂上で大ループ頂上で小高さ [arcsec]

高さ [arcsec]

観測でも仮想観測でも、Face-on / Edge-on ループ頂上で非熱速度 大 / 小
非熱速度の起源は何か？(ループに沿ったアルヴェン波？)³ フレアのないモデル大気仮想観測でさらに解析中

40

Solar-C (EUVST) に向けた
EUVスペクトル線仮想分光観測

現状まとめ

¥

目的：EUVSTが観測から物理情報を引き出す能力の定量的検討¥

手法：3Dモデル大気 (MURaM) に対して、輻射輸送計算 (光学的に薄い, CHIANTI) を実施

7 従来の空間分解能では解像できない微小スケールの高速成分 (> 50 km/s) が EUVST 分解能で検出可§ 高速成分を伴う微細な活動現象について、定量的なエネルギーの見積もり精度向上に寄与
7 非熱速度の分布は分解能を上げても大きくは変わらない ³ 視線方向の非一様性の影響か
7 科学課題検討に向けた取組み¥

コロナループの足元や頂上領域のドップラー速度・非熱速度について、過去の観測と同様に解析して比較¥

フレアのないモデル大気仮想観測でさらに解析中# 興味のある方はお声がけください！
41

3. Solar-C (EUVST) に搭載する超高精度姿勢センサ UFSS の開発で垣間見る、話者のプロジェクトへの携わり方

Solar-C (EUVST) オンラインリレートーク第5回

鳥海さん(ISAS/JAXA)とUFSSについて対談する様子
https://www.youtube.com/watch?v=K6Ju5YchAHU

42

を回折格子で波長方向に分散させて、高感度カメラ（IAPSおよびCCD）でスペクトルを計測します。また、スリット
ジョー撮像装置は、スリット面上の太陽像を画像として撮影します。EUVSTの観測性能を実現させる上でキー技術である、3mを超える長さを持つEUVSTの全体構造と主超高精度姿勢センサ
UFSS (Ultra Fine Sun Sensor)
鏡機構は日本で開発され、米国（NASA）や欧州諸国との国際協力によりセン

サなどの分光器コンポーネントを搭載します。また、太陽全面からの極UFSS-S(BBM)

端紫外線量をモニターする放射計の搭載が予定されています。
主な観測性能計測温度範囲スペクトルデータ: 2万〜1500万度（波長: 17-21.5nm, 46-122nm）
スリットジョー画像: 6000〜1万度（波長: 280-285nm）

空間分解能

0.4 秒角以下

時間分解能

0.5 秒（最短）

ドップラー速度精度

2 km/s

観測視野

280秒角×280秒角以上

衛星バス
ミッション系電気箱類
主鏡機構部（28cm口径）
望遠鏡取付トラス
主鏡冷却用ラジエータパネル

EUVSTフライト品開発参加国

LW IAPSカメラ&ラジエータパネル
CFRP望遠鏡構体
SW CCDカメラ

太陽分光放射計
ガイド望遠鏡回折格子
開口ドア

スリットジョー撮像装置

超高精度太陽センサ
プレスリット&ラジエータパネル
スリット

日本開発部分43

超高精度姿勢センサ UFSS (Ultra Fine Sun Sensor)
Solar-C（EUVST）概要

広い温度領域・高感度・高分解能を同時に実現する世界初の極端紫外線分光望遠鏡EUVSTを衛星バスに搭載します。

公募型小型衛星4号機としてイプシロンSロケットにより、太陽を長期間にわたって連続的に観測できる太陽同期極軌道に投入する計画です。

太陽の方向 (角度) を高精度で検知する2次元検出器

EUVSTは、口径28cmのオフセット主鏡により太陽の紫外線像をスリット面上に結像させ、スリットを通過した光を回折格子で波長方向に分散させて、高感度カメラ（IAPSおよびCCD）でスペクトルを計測します。また、スリット
ジョー撮像装置は、スリット面上の太陽像を画像として撮影します。EUVSTの観測性能を実現させる上でキー技術である、3mを超える長さを持つEUVSTの全体構造と主鏡機構は日本で開発され、米国（NASA）や欧州諸国との国際協力によりセン
サなどの分光器コンポーネントを搭載します。また、太陽全面からの極7 次期太陽観測衛星 Solar-C (EUVST)

端紫外線量をモニターする放射計の搭載が予定されています。

解像度~0.4Ó

主な観測性能§ これまでにない高感度・高分解能の太陽紫外線分光観測§ 衛星姿勢制御の高精度指向安定 (サブ秒角) が必須

EUVST

計測温度範囲スペクトルデータ: 2万〜1500万度（波長: 17-21.5nm, 46-122nm）
スリットジョー画像: 6000〜1万度（波長: 280-285nm）

空間分解能

0.4 秒角以下

時間分解能

0.5 秒（最短）

ドップラー速度精度

2 km/s

観測視野

280秒角×280秒角以上

衛星バス
ミッション系電気箱類
主鏡機構部（28cm口径）
望遠鏡取付トラス
主鏡冷却用ラジエータパネル

EUVSTフライト品開発参加国§ これに十分な精度で太陽指向角度を検出する太陽センサ UFSS

LW IAPSカメラ&ラジエータパネル
CFRP望遠鏡構体

がキー技術

ガイド望遠鏡回折格子¥

軌道上で15年以上稼働する「ひので」搭載のUFSSとほぼ同じ設

太陽

データ解析・科学観測運用の推進

国内外の大学・研究機関

Solar-C（EUVST）推進体制
太陽のどこを見ているのかという情報

Solar-C（EUVST）は、2020年代中頃の打ち上げを目指して、日本(太陽座標 (x,y)) をUFSSが供給する
統括・開発

開 発

が主導し、米国（NASA）および欧州諸国（ESAおよび各国宇宙機関）

高精度太陽シミュレータ+2軸ジンバル試験装置 (ISAS C棟)等を用て行い、その結果を開発企業にフィードバックすることで性能向上を行ってきた。

プレスリット&ラジエータパネル
スリット計であるが、別メーカによる開発。

いて、BBM品のランダム誤差・バイアス誤差の性能把握をISASに

スリットジョー撮像装置

超高精度太陽センサ

開口ドア¥

SW CCDカメラ

太陽分光放射計ISAS/JAXA
地上観測との連携京都大学等の参加を得て実施する国際協力衛星計画です。

国立天文台

名古屋大学
ISEE
サイエンスセンター

JAXA宇宙科学研究所（ISAS/JAXA）と国立天文台が中核となり、数値計算との連携

衛星および観測望遠鏡EUVSTを開発します。データ解析を行う環

東京大学等

境を全国の研究者に提供するサイエンスセンターを名古屋大学宇宙
地球環境研究所（ISEE）が運営します。国内外の大学や研究機関は、データ解析・科学観測運用・地上観測・数値計算などの多面にわたり本計画に参加し、これらは国内外の研究コミュニティーの総意を得て推進されます。

国内外の研究コミュニティー

国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機構

宇宙科学研究所

44

UFSS の原理
① 1次元センサの基本原理：(i) レティクルが生み出す太陽光の明暗模様をリニアCCDで検出② 2つの1次元センサを直交に

詳細は Tsuno et al. 2019, SPIE, 11180E, 4O を参照

配置して太陽方向を検出(ii) レティクル信号と基準信号が一定の位相差になるように基準信号の位相を調整することで太陽角度を導出

太陽光

Z軸(短軸側センサ)
Periodic Retile

ND Filter

Slat Collimator
Top Chassisa

X軸(長軸側のセンサ)
Alignment
Cube

a
e
le

er
.
Kinematic
Mount

Heat Path
CCD
BottomChassis

PCB

Kinematic
Mount③ UFSS を衛星に搭載し、検出した太陽角度を衛星の姿勢制御系に入力することで指向安定を図ることができる
45
�㗄

�㗃

UFSSの開発における活動内容¥

試作品(BBM)の性能評価活動（ランダム誤差・バイアス誤差・測定系評価）-

評価・検証方法の考案
クリーンルームでの測定実験
実験データの解析・報告書作成¥

メーカとの各種調整の窓口、会合の設定・司会・リード¥

Solar-Cチーム全体会合(毎週1回)にて進捗状況を共有¥

装置開発経験ほぼなしでポスドクになり、UFSS開発に関わり始めた。

¥

最初は本当に何も分からないところからスタート。。

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ネジの締め方？

電子回路？

オシロスコープってどう使うん？ etcÉ¥

やりながら勉強したり教えてもらううちに少しずつ分かる/できるようになってきた(が、まだ道のりは長い)。

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答えのないこと対して、工夫して答えを得る点では科学研究と似ているのかもしれない。

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これから次期衛星プロジェクトへ携わる
大学院生に向けての意見いろいろ¥

注：以下は全て私の個人的意見です。

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私は、ポスドクになってから衛星開発に関わり始めました。

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人との関わり合いが多いです。(なんでもそうですが、、)¥

1+1=2のような感覚で積み重ねていくことが好きは人はハマるかもしれません。

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今の時代、大きな衛星はしょっちゅうは打ち上がりません。

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今の大学院生は(学年にもよるが)、開発・打上・運用というさまざまなフェーズを見ることができる世代なのでは。

とても楽しく、とても難しく、とても奥が深いです。

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若手としての次期衛星プロジェクトへの携わり方¥

注：以下は全て私の個人的意見です。

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Solar-C (EUVST) にご興味を持っていただけたなら、どのような形にせよぜひ一緒に活動できればと思います。

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関わり方はおそらく様々あり、Solar-C自体の開発やSolar-Cを用いた観測研究だけでなく、数値計算・仮想観測・他の観測装置との連携など、ほぼ全ての研究手法によりSolar-Cに関連した研究が可能と思います。

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紹介した科学目標にない面白い/新しい研究ももちろん大ありです。

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Solar-C (EUVST) をうまく使って、楽しい研究ライフを。

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Solar-C (EUVST) についてもっと知りたい・議論したい・関わりたい等という方は気軽にご連絡ください。(³ Slack)48

SOLAR-Cプリプロジェクト候補チーム長
清水敏文先生(ISAS/JAXA)から

学生のみなさんへのメッセージ

宇宙科学・探査は、宇宙に飛び出して観測等の研究を行うことにより、世界の先端で研究活動が発展できます。一方、そのような頻度は多くないです。現在プロジェクトとして進捗を始めたSOLAR-C(EUVST)には、そのチャンスがあります。どんな形でも良いので関わることは、皆さんの考えるサイエンスを発展させる有用な機会となると思います。是非興味のある方は、積極的に関係する先生や先輩に相談して見てください。

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