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太陽将来計画の一つの可能性紫外線望遠鏡による彩層・遷移層の

超高空間分解能観測

勝川行雄 ( 国立天文台 )

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SOLAR-B で残る課題

SOLAR-B は– 可視光高空間分解能での光球磁場観測　 (SOT)– EUV 、 X 線でのコロナ観測 (EIS, XRT)

において、現在の究極に近い。

しかし、 SOLAR-B でできないことが多いことも確か特に、彩層、遷移層の診断は不得意– SOT の彩層観測は CaII H ( 分光ができない ), Hα( 解釈が難し

い )– 磁場観測として MgIb, NaI D 　 ( 彩層下部のみ )– XRT/EIS は >1MK のコロナ観測が中心

彩層、遷移層観測に適しているのは紫外線 !!

3

UV 超高空間分解能望遠鏡

観測波長 : 1000 – 3000 A, 必然的にスペースミッション多くの面白い輝線があるのは <2000A

口径 50cm (SOLAR-B/SOT と同じ大きさ )回折限界分解能 0.1”!! (@2000A)同じ分解能を波長 1μm で達成するためには口径 2.5m

SOLAR-B で培われた軽量化宇宙望遠鏡、検出器、チップチルト鏡のノウハウを出来る限り生かす

高空間分解能に重きを置くと撮像観測だが、物理をやるためには分光が必要。さらには偏光観測もできるとよい

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これまで / これからのミッション

人工衛星 ( 空間分解能、装置性能はまだまだ )– SMM / UVSP (1980-1985)

分光観測 1000-3600 A – SOHO/SUMER (1996-)

600 ～ 1600A の分光観測、ラスタースキャンに制限– TRACE (1998-)

C IV (1550A), Lyα (1215A) の撮像観測 (Lyα はあまり使われなかった )– SDO/AIA (2008-)

TRACE と同じ UV バンドあり。 full disk

ロケット実験 ( 本格的な観測はまだまだ )– HRTS (High Resolution Telescope and Spectrograph)

8 度打ち上げ (1975-1992) 、 Spacelab でも観測 (1985)– VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)

Ly-alpha の撮像観測 , 空間分解能 0.3” 、 CIV はまだ 3 度打ち上げ、 2 度成功

– SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument) C IV (1550A), Mg II (2800A) 偏光観測が特徴、打ち上げまだ

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輝線と温度

Wilhelm et al. (1995)

EIS

この辺

SUMER

6

UV spectrum

Spacelab2

SOHO/SUMER

Lyα

Lyβ

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彩層、遷移層観測で見えること

彩層、遷移層での磁気リコネクション、フロー– 定常な加熱、コロナループ足元（？）– 磁気キャンセレーション、 XBP– 浮上磁場、サージ、ジェット– マイクロフレア、 Blinker 、 Explosive events

波動、衝撃波– 光球からコロナへの波動伝播– 彩層、遷移層での散逸、加熱

フレア、粒子加速– フレアカーネルの微細構造– プレフレア現象– 彩層蒸発

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遷移層観測の重要性 光球 - コロナの connectivity

磁気要素とコロナ構造 ( 磁気ループ ) の” missing link” の解明(-> コロナ加熱を解く鍵がある !!)

SOLAR-B/SOT

Schrijver (2001)

SOLAR-B/XRT & EIS

??

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光球とコロナの connectivity (1)

相関悪い相関いい

de Pontieu et al. (2003)

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光球とコロナの connectivity (2)

de Pontieu et al. (2003)

コロナと光球磁場の connectvity は単純ではない。コロナと光球だけ観測していてもどのように磁場つながっているか分からない。

Observation with DOT

彩層にも 1 秒角以下の構造は存在する多分、遷移層にも。

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コロナループ足元観測

TRACE によるコロナループに沿った温度分布の観測から、ループに沿って非一様な加熱が示唆されている (SOLAR-B で再確認必要 )

足元近傍、遷移層で何か起こっている？– 足元でのリコネクション ?– 波の散逸 ?

Aschwanden et al. (2000)

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CDS による遷移層観測 空間分解能が悪すぎて、 1 秒角以下の遷移層の構造は見えない。

コロナループが彩層、遷移層とどのようにつながっているか分からない

可視連続光 UV cont. Hα He I (104.5K)

171A (FeIX/X)O IV (105.2K) Ne VI (105.7K) Mg IX (106.0K)

ループの足元に明るい構造

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遷移層におけるフロー

Hassler et al. (1999)

NeVIII ( ～ 60 万度 )

Network 上にアップフローFast solar wind の源？

20-30 万度に系統的なダウンフロー>50 万度はアップフロー

コロナ加熱、太陽風加速との関係を調査するために、空間的に分解する必要あり

Coronal hole

Peter & Judge (1999)

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Bi-directional jets associated with explosive events

Si IV ( ～ 10 万度 ) で explosive event に伴う blue & red shift -> Bi-directional jets-> reconnection!

CDS では OIV や OV で多数の”bliner” 。ネットワークの磁場構造と対応していそう

しかし、 CDS の分解能は悪すぎ

下 ( 磁場 ) との関係、上 ( コロナ ) との関係はまだよく分かっていないInness et al. (1997)

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TRACE 1600A

磁気浮上

• 分解能は 1” (0.5”/pixel)

• 温度 minimum のあたりの構造(UV 連続光の寄与 ) と CIV によるより上空の構造が混ざっている

•　磁場の element の運動や時間発展が高コントラストで観測できる

ただし、 TRACE で見えているぶつぶつは、光球で見える磁気要素(facular や GBP) の塊に対応している

•　上空のフレア活動と関係して増光　（フレアリボン、プレフレア増光 )

フレア 1 フレア 2

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これまで / これからのミッション

人工衛星 ( 空間分解能、装置性能はまだまだ )– SMM / UVSP (1980-1985)

分光観測 1000-3600 A – SOHO/SUMER (1996-)

600 ～ 1600A の分光観測、ラスタースキャンに制限– TRACE (1998-)

C IV (1550A), Lyα (1215A) の撮像観測 (Lyα はあまり使われなかった )– SDO/AIA (2008-)

TRACE と同じ UV バンドあり。 full disk

ロケット実験 ( 本格的な観測はまだまだ )– HRTS (High Resolution Telescope and Spectrograph)

8 度打ち上げ (1975-1992) 、 Spacelab でも観測 (1985)– VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)

Ly-alpha の撮像観測 , 空間分解能 0.3” 、 CIV はまだ 3 度打ち上げ、 2 度成功

– SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument) C IV (1550A), Mg II (2800A) 偏光観測が特徴、打ち上げまだ

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TRACE (Transition Region and Coronal Explorer)

Lyα

CIV

UV continuum

WL

口径 30cm を 4 分割

空間分解能は～ 1” (0.5”/pixel)

18

SDO/AIA (Atomospheric Imaging Assembly)

口径 20cm を 2 分割 メインは EUV コロナ観測TRACE と同様に UV 観測も可能

ただし、 full-disk 観測。 0.6”/pixel

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SDO/AIA

SDO

_003

70.001

0.010

10.000

Area

(cm

2 )

100 150 200 250Wavelength (Å)

1.000

0.100

300 350

171193211335

94133304

SDO

_003

60.1

1.0

10.0

10000.0

Phot

ons/

s fo

r EM

=1044

cm

-3

4.5 5.0 5.5 6.0 6.5log T (K)

1000.0

100.0

7.0 7.5

171193211335

94133

Effective AreasEffective Areas Predicted Response FunctionsPredicted Response FunctionsTable FO2-2. AIA telescope coating and filter definitions. Only one telescope requires an aperture selector.

Focal Plane Filters Telescope Ion Rpeak

Coating Materials

Entrance Filter Filter 1 Filter 2

Aperture Selector

1

1600 1700 4500 171

C IV/continuum Continuum Continuum

Fe IX

80% 80% 80% 50%

Al Al Al

Mo/Si

Bandpass on

MgF2 Al, 1500

Bandpass on MgF2

Bandpass on fused silica

Bandpass on fused silica

Al, 1500

Al, 2500

No

2 94

304 Fe XVIII

He II 40% 18%

Ru/Y SiC/Si

Zr, 2000 Al, 1500

Zr, 2000 Al, 1500

Zr, 3000 Al, 2500

No

3 133 335

Fe XX/XXIII Fe XVI

68% 17%

Mo/Si SiC/Si

Zr, 2000 Al, 1500

Zr, 2000 Al, 1500

Zr on Polyimide* Al, 2500

No

4 211 193

Fe XIV Fe XII/XXIV

42% 48%

Mo/Si Mo/Si

Al, 1500 Al, 1500

Al, 1500 Al, 1500

Al, 2500 Al, 2500

Yes

*3000 Zr on 4000 Polyimide can be used as a neutral density filter during flares SDO_0023

Table FO2-2. AIA telescope coating and filter definitions. Only one telescope requires an aperture selector. Focal Plane Filters

Telescope Ion Rpeak Coating

Materials Entrance

Filter Filter 1 Filter 2 Aperture Selector

1

1600 1700 4500 171

C IV/continuum Continuum Continuum

Fe IX

80% 80% 80% 50%

Al Al Al

Mo/Si

Bandpass on

MgF2 Al, 1500

Bandpass on MgF2

Bandpass on fused silica

Bandpass on fused silica

Al, 1500

Al, 2500

No

2 94

304 Fe XVIII

He II 40% 18%

Ru/Y SiC/Si

Zr, 2000 Al, 1500

Zr, 2000 Al, 1500

Zr, 3000 Al, 2500

No

3 133 335

Fe XX/XXIII Fe XVI

68% 17%

Mo/Si SiC/Si

Zr, 2000 Al, 1500

Zr, 2000 Al, 1500

Zr on Polyimide* Al, 2500

No

4 211 193

Fe XIV Fe XII/XXIV

42% 48%

Mo/Si Mo/Si

Al, 1500 Al, 1500

Al, 1500 Al, 1500

Al, 2500 Al, 2500

Yes

*3000 Zr on 4000 Polyimide can be used as a neutral density filter during flares SDO_0023

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VAULT (Very high Angular resolution ULtraviolet Telescope)

口径 30cm

Lyα による超高空間分解能観測

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SOHO/SUMER (Solar Ultraviolet Measurements of Emitted Radiation)

CIV full disk mosaic

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SMM/UVSP (Ultraviolet Spectrometer and Polarimeter)

黒点上空の磁場

コロナループのフロー

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SUMI (Solar Ultra-violet Magnetograph Instrument)

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まとめ

超高空間分解能観測で遷移層の微細構造、ダイナミクスを観測。

SOLAR-B や海外の他のミッションではカバーできない領域である

サイエンスの観点で要検討項目– SOHO/SUMER 、 TRACE 1600A 、 VAULT の成果の吟味– 撮像のみでよいか、分光もできないと意味がないか– 磁場測定も同時にできた方がよい– 真に重要なのはどの輝線か– 偏光観測ができると何か良いことはあるのか

(Zeeman 効果による磁場診断は難しい )

技術的課題はたくさん。。。。

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スペースミッション 他の可能性

HXR 分光撮像 　 (<- SOLAR-B が観測できないもう一つ )– ターゲットはフレア、粒子加速– Yohkoh/HXT 、 RHESSI でどこまで来たかを吟味する必要あり– すだれコリメータ + 「 CdTe 検出器」で、 HXT ライクな HXR

望遠鏡– ～数 keV のエネルギー分解能 ( バルーン実験で実証済み ) は HX

T よりはるかによい

SXR 分光撮像

極域観測 ( 磁場、 seismology)

など。。。