太陽大気の構造
太陽の温度構造は、太陽表面は「光球」と呼ばれており、温度が6000度になります。光球の直上に位置する「彩層」・「コロナ」では、温度がそれぞれ1万度・100万度程度となっています。熱源(太陽中心)から離れるとその温度が低下するはずですが, このように実際の太陽では温度構造が逆になっています。何が起きているのでしょうか。
これには, 太陽表面にある磁場が役割を担っていると考えられます。磁場は, 光球から上空(彩層・コロナ)に向かって伸びており, その一部は惑星間空間まで伸びているものもあります。磁場の大きな特徴は、「エネルギーを蓄える」点です。これにより、太陽表面で生じているガス運動のエネルギーが磁場に蓄えられることで、彩層・コロナまでエネルギーを運ぶことで解放されていると考えられています。
太陽観測衛星「ひので」に代表される近年の撮像彩層観測により, 非常にダイナミックに活動している世界であることが明らかになってきました。衝撃波が形成され、ジェットが生じ、また無数の波動が伝播している大気層です。このような現象は, 太陽表面からどのようにエネルギーを伝播し、彩層においてエネルギーを解放しているのでしょうか？これらの謎の解明に挑戦するのがSCIPです。
世界初！飛翔体による光球・彩層の同時偏光分光観測
SCIPの特徴の1つに、たくさんのスペクトル線を測定するという点があります。それぞれのスペクトル線の光は、放射されている太陽大気の高度が異なります。つまり、「あるスペクトル線からの光は太陽大気の上空から放射されたものであり、別のスペクトル線からの光は太陽大気の低空から放射されたものである」といったことがあります。そのため、それらのスペクトル線を同時に観測することで、複数高度の大気情報を得ることができるのです。
SCIPは近赤外線の2つの波長帯(770nmと850nm)を同時に観測します。この中には、たくさんのスペクトル線が含まれ、それぞれ放射されている高度が異なります。例えば、鉄の中性線であるFe I 846nmは、太陽表面層である光球から放射されています。カルシウムの電離線Ca II 854nmは、彩層から放射されるスペクトル線です。さらに、それらとの中間高度(温度最低層)に位置するカリウムの中性線 (K I 766nm)も含まれます。このように、SCIPが観測する2つの近赤外線帯のスペクトル線から、たくさんの太陽大気高度情報を同時に読み解くことができます。このようにして、光球から彩層までの太陽大気の3次元磁場構造を捉えることができるのです。
SCIPによる太陽大気診断能力
図は、数値シミュレーションによって再現した太陽光球および彩層を使用し、どのような高度情報が得られるかを再現したものです。各色の実線は、各スペクトル線がどの大気高度を反映したものであるかを表示しています。このように、太陽表面(0km)から、上空1500kmまでシームレスに網羅できていることがわかります。6本のスペクトル線を用いるだけでも、光球から彩層まで十分に繋ぐことが可能です。例えば、もし波動が太陽表面において生成されて上空に伝わっていく場合、光球から彩層にかけて徐々に伝播されていく様子を捉えることができるのです。
太陽磁気活動現象をSCIPで模擬観測
SCIPは太陽大気中で生じている様々な物理現象を捉えることが期待されます。この図は、太陽大気中で生じるジェット構造を模擬観測した例です。左図は、数値シミュレーションにおいて、ねじれた磁場構造がジェットを駆動している様子です。右図が、この大気状態に基づき、SCIPによる偏光分光観測で捉えられる偏光信号を計算したものです。黒色の線が偏光信号を表しており、磁場の向きを表現しています。このように、ジェット中のねじれた磁場構造が、高さ方向にどのように変化していくかを捉えられることが期待できます。これはジェットの例ですが、他にも波動や磁気リコネクション現象も詳細に観測されることが期待されています。
