Solar-C EUV High Throughput Spectroscopic Telescope

(Solar-C_EUVST)

発表者：一本潔 (京都大学/国立天文台)

２０１８年９月１３日 学術会議シンポジウム＠東大本郷

提案：SOLAR-C WG（国立天文台、宇宙研、名大、京大、東大、他）

image: Hinode/XRT

太陽物理学の重要課題

• 高温かつダイナミックな太陽外層大気がなぜ存在するのか？

• 爆発（フレア）・質量噴出の発生機構は？

• 太陽の磁場は如何にして作られ維持されているか？

➔宇宙磁気プラズマの基礎過程を理解すること

波動

磁気リコネクション

磁気対流

局所ダイナモ

加速･乱流（太陽風流源）

MHD不安定

ひのでにより大きく理解が進んだMHDプロセス

太陽観測衛星「SOLAR-C」提案 in 2015年

重量： 2300kgサイズ：3.7 x 3.2 x 7.3m軌道： 地球同期

光球・彩層磁場望遠鏡（SUVIT）

極紫外線高感度分光望遠鏡（EUVST ）

SUVIT 焦点面装置群ESA

JAXA

ひのでが到達できなかったこと：・要素的構造がまだ分解されていない（とくにコロナ観測）・時間分解能が不足（とくにフレアなどの分光観測）・光球とコロナをつなぐ境界領域（彩層・遷移層）の物理診断

JAXA/ESA/NASA

これを克服するミッション＝ SOLAR-C

先進的な３つの観測装置を備える国際共同ミッション

高解像度コロナ撮像装置（HCI）NASA

経緯；2015年初、JAXA戦略的中型１号機とESA Cosmic Vision Medium 4号機にミッション提案同時提出。宇宙研理学委員会から第1位として推薦されるが、ESAへの提案が不採択となりミッションの見直しへ。

Hinode gap

光球からコロナへのエネルギー輸送過程が未解明

Solar-C計画の再定義

1.上層大気高感度分光望遠鏡(0.3~0.4”)

2.高解像度コロナ撮像装置(0.3”)

3.光球・彩層磁場望遠鏡 (0.1~0.2”)

彩層〜コロナをつなぐシームレスなプラズマ診断

光球・彩層の精密磁場観測

• 科学課題やミッションの尖鋭化• 太陽研連による一連のシンポジウム討議• JAXA-NASA-ESA国際チーム”NGSPM-SOT”の勧告(2017)

• 宇宙研衛星計画ロードマップの状況推移

精密磁場観測1) CLASP, Sunrise-3で新

たな手法の開拓2) 海外地上大型望遠鏡

(DKIST)に協力、Solar-C_EUVSTと連携

上層大気診断のためにSolar-C_EUVST（公募型小型衛星）として早期(次期極大期)に実現

NGSPM-SOT による優先度

2020年台の戦略

30年代の宇宙望遠鏡観測へ

戦略的中型Solar-C

Solar-C_EUVSTの提案EUV High-Throughput Spectroscopic Telescope

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科学課題：I. 高温かつダイナミックな太陽外層大気がなぜ存在するのか？

II. 太陽大気がどのように不安定になりフレアや質量放出を引き起こすのか？

➔宇宙プラズマの普遍的な基礎過程を理解する

科学課題を達成するための観測アプローチ：A: 彩層からコロナ・フレアに至る全ての温度層を同じ空間分解能で観測し接続を明らかにする

B: 太陽大気の特徴的なスケールを空間分解し、その時間変化を追跡する

C: プラズマの物理状態（温度、密度、運動、電離）を高感度分光診断することにより、エネルギーと質量の輸送過程を定量化する

科学課題 I高温かつダイナミックな太陽外層大気がなぜ存在するのか？

ひので可視光望遠鏡（CaH)

彩層

コロナ

磁気リコネクション？

MHD波動？

磁気不安定？

MHD衝撃波？

加速？

リコネクション？

磁力線の絡まり？

質量入射・加熱？

ひので極紫外分光器（EIS)分解能～3”

HI-Cロケット 分解能～0.3”

ひので可視光望遠鏡 分解能～0.3”

Solar-C

EUVST

彩層とコロナの構造を0.4秒角の解像度で識別し、温度、密度、速度変動を観測➔彩層-コロナの接続とエネルギー・物質の輸送・散逸過程を定量解析➔非熱的ライン幅＝「乱流」の実態、ナノフレア仮説、波動加熱説の検証

科学課題 I高温かつダイナミックな太陽外層大気がなぜ存在するのか？

科学課題 II太陽大気がどのように不安定になりフレアやCMEを引き起こすのか？

理想MHD不安定

フレアトリガー

磁気リコネクション

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リコネクション領域の構造を空間（0.4”）・時間（~10sec）分解して分光診断（狭視野）➔プラズマ加速、乱流、衝撃波、加熱

ぺチェック v.s. プラズモイドリコネクション

高時間分解能（~100sec）で大規模構造のダイナミクスを追跡（低解像モード）

高空間・時間分解能で最初の増光・加速領域を同定（彩層かコロナか）

Solar-C_EUVST概要• 小型標準バス上にEUVSTを搭載, 総重量約465 kg

EUVST instrument

観測波長帯: 17-21.5nm, 46-128nm

空間分解能 0.4”観測視野 300”x280”

• 口径28cmの指向駆動可能な単鏡(軸外し放物面鏡)

＋スリット/非球面回折格子/大ﾌｫｰﾏｯﾄ検出器からなる分光器

• イプシロンロケットで太陽同期極軌道に投入、ノミナル運用 2年

・最低数の鏡と可視光除去フィルターの排除により、大きな有効面積（ひのでEISの約10倍）と低散乱（高コントラスト）を実現・先進的な反射鏡と分光器デザインにより広い波長範囲と高空間分解能（ひのでEISの約７倍）を実現

高いスループットと広い温度範囲有効面積 vs. 波長 カウントレート vs. 温度

ひのでEISの10 倍の感度

Δv < 2km/secひのでEIS

Ni, Fe, Ca, S, Si Mg, Oなどイオン種も豊富

ライン強度比による電子密度の診断も広い温度範囲で行える

電子密度の診断能力

30/100

6.2.3 Radiometric performances to achieve high-throughput optics

The instrument must achieve high throughput performance. The effective area (EA) in cm2 is related

to the radiance, L, in erg/scm2sr by the following formula:

𝐸𝐴 = 8.3×102𝑁

𝐿𝑡𝑒𝑥𝑝𝜆 [cm2 ] ,

where N is photon number, texp is exposure time in second, and 𝜆 is wavelength in Å. EA as a function of wavelength was calculated and is given in Figure 6.2(a) for SW and LW bands based on the EAs

of Hinode/EIS and SoHO/SUMER, respectively. The EA of the SW band is calculated under the

assumption that the diameter of the primary mirror is twice as large as Hinode/EIS and the visible-IR

filter in the optical path is removed. The EAs of LW bands are calculated under the assumption that

the number of reflections is reduced from 3 to 1 and the diameter of the primary mirror increases

from 12~cm to 28~cm. The calculation includes the mirror, grating and detector efficiencies, as well

as the relevant geometrical factors (i.e., mirror area and the splitting of the grating into the SW and

LW channels). The plot includes, for comparison, the published effective areas of Hinode/EIS,

SoHO/SUMER and SoHO/CDS. The peak efficiencies give a factor of ≈ 10 improvement with

respect to Hinode/EIS in the EUV and an improvement of a factor of ≈ 40 over SoHO/SUMER in the

FUV. Figure 6.2(b) shows the expected signal (in count/arcsec2) obtained by multiplying the EA by

the radiances for different solar regions and by considering typical exposure times for those regions

and a resolution element of 1~arcsec2.

6.2.4 Photometric accuracy

Spectroscopic observations are challenging because they distribute the observed emission into many

small spectral bins. Furthermore, spectroscopic plasma diagnostics often rely on high-order moments

of the line profile or on information from multiple lines. To evaluate the diagnostics of interest we

have performed Monte Carlo simulations where we assume a total line intensity, Doppler shift, non-

thermal velocity, and background and generate a random realization of the line profile. We then infer

the values of these parameters from a least-squares fit to the synthetic data, just as we will for the

actual observations. Repeating this process for different intensity levels allows us to estimate how the

uncertainties in the diagnostics depend on the observed counts.

An example calculation is shown in Figure 6.3. Here we have simulated the C~III 977.02~Å line

assuming no Doppler shift, a non-thermal velocity of 30~km/s, a dispersion of 37~mÅ per spectral

pixel, an instrumental broadening (full width at half maximum; FWHM) of 2.5~pixels, and a

Figure 6.2: (a) Assumed Solar-C_EUVST effective area based on the baseline architectures described in section 15.

The effective areas of Hinode/EIS, SoHO/SUMER, and SoHO/CDS are also shown for comparison. (b) Expected count

rates (count/arcsec2) for the indicated exposure times for different solar observational targets (5~s for the quiet Sun, 1~s

for active regions, and 0.5~s for a small flare). The horizontal dashed line marks the 200~counts (in the spectral line)

level necessary to determine line positions with a ≈ 2~km/s accuracy as shown in section 6.2.4.

(a) (b) 全温度隙間なくカバー

Log(温度)

Log(電子密度

)

光球 コロナ

彩層

有効面積

Log(温度)波長(A)

全国的/世界的な研究開発体制

• 世界の太陽研究者コミュニティの総力を挙げた最優先ミッション

• 2015年の戦略的中型衛星計画案を再考し、科学目的・研究戦略の尖鋭化

• 世界的にコンセンサスを得た最優先計画 NGSPM-SOT報告書(2017年, JAXA/NASA/ESAから選抜の14名研究者)

• 国際協力のもとでの開発• 日本 … EUVST全体構造・主鏡部, 衛星バス, ロケット (総額152億円)

• 米国と欧州5国 … 分光器部のコンポーネントを分担 (総額 65Mドル)

• 国内コミュニティ(太陽研連)の総力で実現• 装置開発に加え、データ解析や数値シミュレーション＠サイエンスセンター、地上観測との連携

海外大型計画との連携・協力

Credit: ESA/AOES

Solar Orbiter

Credit: NASA/JHU APL

(Daniel K. Inouye Solar Telescope)

DKIST

n 口径4mハワイに建設中n 観測開始 2019年n 超高解像度撮像 (0.025の直接測定（リム上）

n 0.28AUまで太陽に接近、傾斜角25度から極域観測

n 2021年頃打上げ、通常ミッション期間 ~2026年

n 最短8.5太陽半径まで太陽に接近して観測

n 2018年8月打上げ, 金星フライバイで最接近＠~2025年

小型EUVSTと連携した太陽圏の3次元構造探査

コロナ・太陽風の in situ 観測EUV撮像・分光光球磁場、コロナ撮像

超高解像度光球・彩層ダイナミクス・磁場

Parker Solar Probe

コロナのステレオ分光非等方乱流、等

太陽風加速イオン種別加熱

普遍的MHD素過程

地球宇宙環境学

天文学

恒星大気，フレア，ダイナモ，宇宙磁気プラズマ，原始惑星系環境

プラズマ物理学

磁気リコネクション,

MHD乱流, 加熱，粒子加速・・・

宇宙天気, 気候長期変動The Sun

Solar-C_EUVST 科学のひろがり

境界条件

実験室

ひな形

• 現在状況： JAXA公募型小型公募審査で採択(2018.7)され、アイデア実現加速プロセス(PrePhase A1b)の検討段階

• 太陽外層大気を通じた宇宙プラズマの普遍的な基礎物理過程 (エネルギー輸送、爆発)の解明

• 彩層ーコロナを隙間なくひのでの約１０倍の感度と分解能で分光診断

• 世界の太陽研究者コミュニティが一致して実現を目指す最優先ミッション

まとめ: Solar-C_EUVST