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あきとしかなり
5 years ago
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1 Solar-B 国内会議 /10/31 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 )

2 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 ) の同時観測が必須光球磁場, 速度場 (SOT) コロナ (EIS, XRT) 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 Solar-B 国内会議 2

the loops is ~ 1MK Life time is a few hours 12-Mar-2003 Katsukawa et

3 Magnetic field structure at the footpoints of TRACE loops Steady coronal loops radially extending from the sunspot The temperature of the loops is ~ 1MK Life time is a few hours 12-Mar-2003 Katsukawa et al. (2005) 12-Mar-2003 ASP FOV MDI TRACE 171A 2005/10/31 Solar-B 国内会議 3

4 Footpoint positions of the TRACE loops (Only for the bright loops) Umbra 8/24 33% U-P boundary 12/24 50% Penumra 4/24 17% 2005/10/31 Solar-B 国内会議 4

5 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 of km. 2005/10/31 Solar-B 国内会議 5

Spatial variability of continuum intensity Footpoint positions and magnetic structure Positions of loop footpoints The footpoints of coronal loops are located where the

6 Spatial variability of continuum intensity Footpoint positions and magnetic structure Positions 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 important in the heating of the coronal loops 2005/10/31 Solar-B 国内会議 6

7 U-P boundary region & TRACE loops Two kinds of magnetic fields form interlaced configuration discontinuity of magnetic fields magnetic reconnection heat the base of the corona Magnetic fields in the umbra corona TRACE loops Magnetic fields in the penumbra TRACE loops photosphere Solar-Bで umbra penumbra 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 Solar-B 国内会議 7

8 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 2 min G-band or continuum 30 sec Fe I 6302 IQUV (x2) 40 sec Ti I 6303 magnetogram 40 sec Mg Ib 5172 IQUV (x2) 40 sec FOV: 1K x 1K BFI 100 x100 with 2x2 summing NFI 160 x160 with 2x2 summing 19 images /2.5 minutes 4bits/pix with JPEG compression 4 Mbit per 1 image Data rate: 0.51Mbps 2005/10/31 Solar-B 国内会議 8

9 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 2005/10/31 Solar-B 国内会議 9

10 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 Katsukawa and Tsuneata (2005) Fletcher and de Pontieu (1999) 2005/10/31 Solar-B 国内会議 10

11 Moss 構造と光球彩層構造の相関 (1) de Pontieu et al. (2003) 相関悪い相関いい 2005/10/31 Solar-B 国内会議 11

12 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) 光球の構造と moss 構造の関係は未解明 2005/10/31 Solar-B 国内会議 12

13 EUV emissions at the footpoints of TRACE loops Katsukawa et al. (2005) Vis. cont. UV cont. Hα He I ( K) O IV ( K) Ne VI ( K) Mg IX ( K) 171A (FeIX/X) Bright structures at the footpoints 2005/10/31 Solar-B 国内会議 13

DEM distribution along the 1MK loop O V (~10 5.4 K) Mg X (~10 6.1 K) (3) (1) (2) (3) (1) (2) 10 5.

14 DEM distribution along the 1MK loop O V (~ K) Mg X (~ K) (3) (1) (2) (3) (1) (2) Kのemissionを使うとTRACE loopの足元の場所の同定が容易になる ( ただし Solar-Bはあまり得意ではない ) (1) (2) (3) 1MK single temp. Peat at K Shift to high-t 2005/10/31 Solar-B 国内会議 14

15 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 FG 4 min G-band (or CN bandhead) Fe I 6302 magnetogram Ca II H 40 sec 40 sec 40 sec Mg Ib 5172 magnetogram 40 sec H alpha line center 40 sec H alpha wing FOV: 2K x 2K BFI で 100 x100, NFI で 160 x160 8 images /4 minutes 4bits/pix with JPEG compression 16 Mbit per 1 image Data rate: 0.53Mbps 2005/10/31 Solar-B 国内会議 15

factor に顕著な差 ASP 高温ループでは分解できていない low filling factor 1

16 エネルギー入力大エネルギー入力小微細磁気要素の運動の重要性 (Katsukawa and Tsuneta 2005) Moss( 高温ループ ) と低温ループ足元の磁場の特徴を比較低温ループ磁場強度磁場傾き角については大きな差は見られず高温ループ磁気 filling factor に顕著な差 ASP 高温ループでは分解できていない low filling factor 1 秒角以下の運動がコロ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 高温ループ低温ループ l 2005/10/31 Solar-B 国内会議 16 l

17 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 Flux tube のダイナミクス 2005/10/31 Solar-B 国内会議 17

18 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 F 1 B 4 n B t v t 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-band Magnetogram 2005/10/31 Solar-B 国内会議 18

19 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 Solar-B 国内会議 19

20 Heating by braiding of magnetic field lines (2) Horizontal velocities at lower boundary Granule 以下の空間スケールで 2km/s Velocities u k Turnover times k 2 Voronoi 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 Solar-B 国内会議 20

21 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 Solar-B 国内会議 21

22 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 bandhead G-band continuum 2005/10/31 Solar-B 国内会議 22

23 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 Solar-B 国内会議 23

24 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) FG G-band (or CN bandhead) 10 sec 30 sec Blue continuum 10 sec Fe I 6302 magnetogram 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 4images /30 sec 4bits/pix with JPEG compression 4 Mbit per 1 image Data rate: 0.53Mbps 2005/10/31 Solar-B 国内会議 24

25 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 15 in 2x2 summing 2005/10/31 Solar-B 国内会議 25

26 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 B B v t n t 0.1 1kG 0.01 B 1km/s 磁気要素のキロガウス磁場を直接観測 n 1 F fb n B t v t erg/cm 2 s 磁気要素のキロガウス磁場が薄められて観測される 1 F B' n 5 B' t v t erg/cm 2 s B n f B n 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 2005/10/31 Solar-B 国内会議 26

- 3 Solar-B -

- 3 Solar-B - continuum - - - ( 3 ) Solar-B - ( ) ( ) (SoHO/MDI) Pore Penumbra (umbra) (= ) ( ) - - - 0.5km/s 3 (Advanced Stokes Polarimeter:ASP) (Lites al. 1998 ) - (pore ) - penumbra - SOT/EIS/XRT -