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Asai |
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Ueno |
Consideration of the importance of measuring 3D velocity field of
erupting filaments for the space weather prediction |
Until now, our observatory has focused on the measurement of three-
dimensional velocity field of erupting filaments from the viewpoint of
space weather research by using SMART/T1, CHAIN-project.
On the other hand, recently, especially arrival time of the CME to the
geo-magnetosphere has been able to be predicted in higher accuracy than
before by computer simulations without information of filament's 3D
velocity field.
I would like to consider and discuss the present importance of
measuring 3D velocity field of erupting filaments for the space weather
prediction with everyone.
Moreover, I will introduce the result of improvement of the
spectroheliograph at Ica University, Peru that we did in last March in
order to raise the capture rate of filament eruptions.
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(extension)
MB |
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Nagata |
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Ishii |
Event Report of SMART
(Solar Magnetic Activity Research Telescope)
/ SDDI (Solar Dynamics Doppler Imager)
from 2022 to 2023 |
Today, I would like to talk about
'Event Report of SMART
(Solar Magnetic Activity Research Telescope)
/ SDDI (Solar Dynamics Doppler Imager)
from 2022 to 2023'.
Movies
https://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/topics/kako.html
https://www.hida.kyoto-u.ac.jp/SMART/SDDI/event_report/
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pptx
14.7 MB |
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Kou |
ASO-S Data is partially opened |
On Monday I would like to give a talk on the status of ASO-S after launch how the released data looks like
as a continuation of the introduction to the instrument of ASO-S I presented on 2022/10/31.
Most of the information comes from the "ASO-S Data Analysis Guidance" held on 2023/04/11.
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pdf
2.2 MB |
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Mishra |
Instabilities in Different Magnetized Structures of the Solar Atmosphere |
In this talk I will briefly review some observational results of Rayleigh-Taylor instability, Kelvin-Helmholtz instability, and hybrid KH-RT instability in the solar atmosphere. After that, I will discuss my some new results regarding the evolution and impact of these instability in the solar atmosphere. I will also discuss the limitations of my results and future perspectives that could be explored to enhance our understanding about the evolution, growth, and impact of these instabilities in different magnetized structures. |
pptx
31.8 MB |
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(No seminar because of JpGU) |
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| 5/29 |
Practice for M2 interm report |
Natsume |
太陽フレアに伴う諸現象の、 4つの彩層ラインでのSun-as-a-star解析 |
太陽フレアも恒星フレアも、表面での突発的な増光現象であるが、太陽フレアでは
これを空間分解して観測することが可能である一方、恒星フレアでは空間積分したものに
相当するスペクトルや光度が観測でき、空間情報は失われてしまう。そこで、恒星の現象を
太陽物理学の知見で理解するために、Sun-as-a-star解析と呼ばれる、太陽のデータを
空間積分し恒星の観測データを模したデータを得る解析が近年行われている。
Namekata et al 2022aはその解析の活用例であり、太陽型星スーパーフレア
（最大級太陽フレアの 10 倍以上の規模のフレア）に伴う Hα 線の吸収成分と、
フレアに伴う太陽プラズマ 噴出現象の Sun-as-a-star 解析の比較から、
このスーパーフレアもプ ラズマ噴出を伴っていたことを明らかにした。
Namekataらは Hα 線のみを用いたが、他の彩層ラインも含む同時観測により、
各ラインの形成高度や温度、密度等への感度の違いから、より多くの物理情報を得られる可能性がある。
複数の彩層ラインの太陽撮像分光データを用いたSun-as-a-star解析を行い、
どのような相違点があるのかを調べることを目的として、
京都大学飛騨天文台DSTで観測した太陽フレアに伴う吸収と増光について、
Hα 線とCa II K線、Ca II 8542Å、He I 10830Åの4つの彩層ラインのスペクトルの
Sun-as-a-star解析を行った。解析を行った現象は、、2022年8月19日活動領域NOAA 13078の
(1)04:30-05:30(UT)のツーリボンフレア、(2)05:15-60:00のフレアの増光とフィラメントの
ドップラーシフト、(3)08:00-09:00のフレアの増光とフィラメントのドップラーシフトの３つである。
今回の発表では、(2)を発表する。
解析の結果、フィラメントのドップラーシフトについては、
HeとHαのwingでのプロファイルが似ており、フィラメントに関しては似た吸収感度を持つこと、
Hα中心の増光の部分でも、He中心付近では吸収が見えている場合があることが分かった。
フレアの増光はCa II KにＨαに比べて吸収成分の影響が小さく、増光のスペクトルを検出しやすいことが分かった。 |
(extension)
MB |
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Practice for M2 interm report |
Yoshihisa |
衝撃波と乱流的効果によるコロナ加熱を考慮したプロミネンス形成についての1.5次元MHDシミュレーション |
プロミネンスに代表される太陽プラズマの凝縮現象は、長年にわたって観測されているが、
その形成メカニズムや物理的性質は十分に解明されていない。
最も有力なメカニズムの一つである「彩層蒸発-凝縮モデル」では、プロミネンスは熱非平衡と
暴走的な冷却によって形成されると考えられている。プロミネンス形成の熱的進化を理解するためには、
冷却と加熱の両方の物理変数や時間に対する依存性を考慮する必要がある。しかし、多くの先行研究では、
加熱項は簡略化のためにad hocな形でのみ考慮されている。
また、実際の太陽大気が凝結現象に与える影響を考えるには、コロナだけでなく、光球の対流運動や、
温度や密度構造が大きく変化する彩層の影響も考慮する必要がある。
そこで、本研究では、光球からコロナに至る領域でのAlfven波加熱を考慮した1.5次元MHDシミュレーションにより、
形成過程を検討することにした。プロミネンスを再現するために、窪んだ磁力線と足元に集中した局所加熱項を導入した。
その結果、(1)境界摂動に由来する衝撃波の通過と衝突が凝縮を誘発すること、(2)プロミネンスが足元に近づいた際に、
コロナでの加熱が上昇するため圧力が上昇してプロミネンスを押し返していることを確認した。
前者の結果は、表面での対流運動が凝縮を誘発していることを示し、プロミネンスの普遍性を裏付けている。 |
(extension)
MB |
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Shirato |
Observational study of the relationship between wave propagation and magnetic fields
in the lower solar atmosphere over the entire solar surface using SMART/SDDI |
One of the most promising mechanisms in the chromospheric and coronal heating problem is
the wave heating theory. Among acoustic waves excited by the turbulence motion
at the photosphere, those with a frequency lower than ‘cutoff frequency’ cannot propagate
into the upper layers. However, in regions where the magnetic field lines are inclined,
it is thought that the cutoff frequency becomes lower than surrounding regions.
To verify this observationally, it is important to focus on the relationship
between the wave propagation and the magnetic field distribution at lower chromosphere.
However, there are a number of studies working on this topic, but the best of my knowledge,
all of them analyzed the relationship in a localized region, espicially disc center.
In order to fill the blank, this study conducted spectroscopic imaging observations
of the entire solar surface for more than 12 hours on May 4, 2022, using the SMART/SDDI
at the Hida Observatory of Kyoto University. We extracted parameters such as intensity
and velocity using Hα lines, calculated power spectra and phase differences,
and investigated the relationship between the magnetic field structure
and wave propagation not only in the quiet region but also in the plage region,
active region, and enhanced network at various scales.
As a result, it was found that there are characteristic distributions of oscillation power,
especially in the 3-minute and 5-minute periods, in the propagation of waves
in the quiet region network, active region, enhanced network, and dark filament.
In addition, many observational studies have shown that the power of
the 5-minute Doppler velocity of absorption lines in the chromosphere is stronger
in the network region where the magnetic field lines are inclined. In this talk,
I will present some of the results obtained and discuss their physical interpretations. |
(extension)
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Otsu |
(title) |
(abstract) |
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Shimada |
(title) |
(abstract) |
(extension)
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Kida |
(title) |
(abstract) |
(extension)
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Natsume |
(title) |
(abstract) |
(extension)
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| 7/10 |
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Yoshihisa |
(title) |
(abstract) |
(extension)
MB |
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(No Seminar because of National Holiday) |
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(title) |
(abstract) |
(extension)
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(title) |
(abstract) |
(extension)
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