Solar magnetic field strength and the Suns Shadow observed by Tibet - - PowerPoint PPT Presentation

solar magnetic field strength and the sun s shadow
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Solar magnetic field strength and the Suns Shadow observed by Tibet - - PowerPoint PPT Presentation

Solar magnetic field strength and the Suns Shadow observed by Tibet Air Shower Array Yoshiaki Nakamura for the Tibet AS collaboration P.1 ICRC2017 14 July, 2017 @Busan, Korea. The e Tibet et AS AS Col


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SLIDE 1

Solar magnetic field strength and the “Sun’s Shadow”

  • bserved by Tibet Air Shower Array

Yoshiaki Nakamura for the Tibet ASγ collaboration

P.1

ICRC2017 ¡14 ¡July, ¡2017 ¡@Busan, ¡Korea.

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SLIDE 2

The e Tibet et AS ASγ Col

  • llabor
  • ration
  • n
  • M. ¡Amenomori,a X. ¡J. ¡Bi,b D. ¡Chen,c T. ¡L. ¡Chen,d W. ¡Y. ¡Chen,b S. ¡W. ¡Cui,e Danzengluobu,d
  • L. ¡K. ¡Ding,b C. ¡F. ¡Feng,f Zhaoyang Feng,b Z. ¡Y. ¡Feng,g Q. ¡B. ¡Gou,b Y. ¡Q. ¡Guo,b H. ¡H. ¡He,b
  • Z. ¡T. ¡He,e K. ¡Hibino,h N. ¡Hotta,i Haibing Hu,d H. ¡B. ¡Hu,b J. ¡Huang,b H. ¡Y. ¡Jia,g L. ¡Jiang,b
  • F. ¡Kajino,j K. ¡Kasahara,k Y. ¡Katayose,l C. ¡Kato,m K. ¡Kawata,n M. ¡Kozai,om Labaciren,d
  • G. ¡M. ¡Le,p A. ¡F. ¡Li,q f ¡b H. ¡J. ¡Li,d W. ¡J. ¡Li,bg C. ¡Liu,b J. ¡S. ¡Liu,b M. ¡Y. ¡Liu,d H. ¡Lu,b X. ¡R. ¡Meng,d
  • T. ¡Miyazaki,m K. ¡Mizutani,kr K. ¡Munakata,m T. ¡Nakajima,m Y. ¡Nakamura,m H. ¡Nanjo,a
  • M. ¡Nishizawa,s T. ¡Niwa,m M. ¡Ohnishi,n I. ¡Ohta,t S. ¡Ozawa,k X. ¡L. ¡Qian,f b X. ¡B. ¡Qu,u T. ¡Saito,v
  • T. ¡Y. ¡Saito,w M. ¡Sakata,j T. ¡K. ¡Sako,xn J. ¡Shao,b f M. ¡Shibata,l A. ¡Shiomi,y T. ¡Shirai,h
  • H. ¡Sugimoto,z M. ¡Takita,n Y. ¡H. ¡Tan,b N. ¡Tateyama,h S. ¡Torii,k H. ¡Tsuchiya,A S. ¡Udo,h
  • H. ¡Wang,b H. ¡R. ¡Wu,b L. ¡Xue, ¡f Y. ¡Yamamoto,j K. ¡Yamauchi,l Z. ¡Yang,b A. ¡F. ¡Yuan,d T. ¡Yuda,n
  • L. ¡M. ¡Zhai,c H. ¡M. ¡Zhang,b J. ¡L. ¡Zhang,b X. ¡Y. ¡Zhang,f Y. ¡Zhang,b Yi ¡Zhang,b Ying ¡Zhang,b

Zhaxisangzhud and ¡X. ¡X. ¡Zhoug (The ¡Tibet ¡ASg Collaboration)

P.2

a ¡Department ¡of ¡Physics, ¡Hirosaki ¡University, ¡Japan, ¡b ¡Key ¡Laboratory ¡of ¡Particle ¡Astrophysics, ¡Institute ¡of ¡High ¡Energy ¡Physics, ¡

Chinese ¡Academy ¡of ¡Sciences, ¡China, ¡c ¡National ¡Astronomical ¡Observatories, ¡Chinese ¡Academy ¡of ¡Sciences, ¡China, ¡d ¡Department ¡of ¡ Mathematics ¡and ¡Physics, ¡Tibet ¡University, ¡China, ¡e ¡Department ¡of ¡Physics, ¡Hebei ¡Normal ¡University, ¡China, ¡f ¡Department ¡of ¡ Physics, ¡Shandong ¡University, ¡China, ¡ ¡g ¡Institute ¡of ¡Modern ¡Physics, ¡SouthWest ¡Jiaotong ¡University, ¡China, ¡h ¡Faculty ¡of ¡Engineering, ¡ Kanagawa ¡University, ¡Japan, ¡ ¡i ¡Faculty ¡of ¡Education, ¡Utsunomiya ¡University, ¡Japan, ¡j ¡Department ¡of ¡Physics, ¡Konan ¡University, ¡Japan

k ¡Research ¡Institute ¡for ¡Science ¡and ¡Engineering, ¡Waseda ¡University, ¡Japan, ¡l ¡Faculty ¡of ¡Engineering, ¡Yokohama ¡National ¡University, ¡

Japan, ¡ ¡m ¡Department ¡of ¡Physics, ¡Shinshu ¡University, ¡Japan ¡ ¡, ¡n ¡Institute ¡for ¡Cosmic ¡Ray ¡Research, ¡The ¡University ¡of ¡Tokyo, ¡Japan, ¡ ¡ ¡ ¡ ¡

  • ¡Institute ¡of ¡Space ¡and ¡Astronautical ¡Science, ¡Japan ¡Aerospace ¡Exploration ¡Agency ¡(ISAS/JAXA), ¡Japan, ¡ ¡ ¡p ¡National ¡Center ¡for ¡

Space ¡Weather, ¡China ¡Meteorological ¡Administration, ¡China, ¡q ¡School ¡of ¡Information ¡Science ¡and ¡Engineering, ¡Shandong ¡ Agriculture ¡University, ¡China, ¡r ¡Saitama ¡University, ¡Japan, ¡ ¡s ¡National ¡Institute ¡of ¡Informatics, ¡Japan, ¡t ¡Sakushin ¡Gakuin ¡University, ¡ Japan, ¡u ¡College ¡of ¡Science, ¡China ¡University ¡of ¡Petroleum, ¡China, ¡v ¡Tokyo ¡Metropolitan ¡College ¡of ¡Industrial ¡Technology, ¡Japan,

w ¡Max-­‑Planck-­‑Institut ¡für ¡Physik, ¡Deutschland, ¡x ¡Escuela ¡de ¡Ciencias ¡Físicas ¡y ¡Nanotechnología, ¡Yachay ¡Tech, ¡Ecuador, ¡ ¡ ¡y ¡College ¡of ¡

Industrial ¡Technology, ¡Nihon ¡University, ¡Japan, ¡ ¡z ¡Shonan ¡Institute ¡of ¡Technology, ¡Japan, ¡A ¡Japan ¡Atomic ¡Energy ¡Agency, ¡Japan

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SLIDE 3

The Tibet-III AS Array and Data Selection

  • Tibet ASγ experiment
  • Event selection criteria

P.3

  • 1. Between 2000 and 2009 (only summer)
  • 2. Zenith angle < 40°
  • 3. Divide AS events into 7 energy bins

according to the shower size : ΣρFT

IMF ¡sector ¡polarity Away Toward ΣρFT Rigidity[TV] number of ¡events ¡ 17.8~∽31.6 4.4 2.7x106 3.2x106 31.6~∽56.2 5.9 8.8x105 1.0x106 56.2~∽100 8.2 2.1x105 2.4x105 100~∽215 13.1 4.2x104 5.0x104 215~∽464 24.0 6.1x103 7.2x103 464~∽1000 43.7 7.0x102 8.5x102 1000~ 115 9.2x101 1.1x102

・ Location : 90.522°E, 30.102°N, 4,300m a.s.l.@Tibet, China ・ Since 1990 (Tibet-III Since late of 1999) ・ Angular Resolution 0.9°@3TeV ・ Primary Energy ≳3TeV Information ¡of ¡7bins ¡

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SLIDE 4

Sun’s Shadow and IMF Sector Polarity

  • The Sun’s shadow is deflected

northward (southward) in Away (Toward) sector by By

P.4

Assignment of the sector polarity with Bx & By observed two days later Bx< 0 & By> 0 => Away Bx> 0 & By< 0 => Toward

IMF

By

SUN

E

X Y

Toward Away

XY

Away

By

Northward

F

ST STUV UVNO NO EF

shadow

ST STUV UVNO NO

Plane ¡of ¡the ¡ecliptic

XY Z[

Toward

EF

Southward

By

F EF EF

shadow

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SLIDE 5

Observed Sun’s shadow @13TV

  • The center of Sun’s shadow clearly deviates from the center of the Sun.
  • North-South(N-S) displacement in Away(Toward) sector is Northward (Southward).

P.5

4 − 3.5 − 3 − 2.5 − 2 − 1.5 − 1 − 0.5 − 0.5 1

2000 − − − −

3 − 2 − 1 − 1 2 3 3 − 2 − 1 − 1 2 3

2000 − − − −

3 − 2 − 1 − 1 2 3

2000 − − − −

GSE Longitude (deg) West East GSE Longitude (deg) West East

GSE Longitude (deg) West East

GSE Latitude (deg) South North

Away 2000 ¡ ~ ~ 2009 Toward 2000 ¡ ¡~ ~ 2009 ・Westward displacement is mainly due to the deflection in the geomagnetic field, as observed in the Moon's shadow. North ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡South Sun’s shadow Deficit [%]

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SLIDE 6

Motivation of this work

  • Evaluate quantitatively the average IMF strength

between the Sun and Earth by using the Sun’s Shadow Observed by Tibet-III

  • Solar Magnetic field model for MC simulations

P.6

  • Coronal magnetic field

=> CSSS model (radius of the source surface :Rss =10R◉) => Use the photospheric magnetic field

  • bserved at Kitt Peak
  • IMF (r> Rss)

=> Simple Parker spiral model =>Use the solar wind speed observed by the IPS measurement this model successfully reproduces the 11-year variation of Sun’s Shadow Observed by Tibet-II @10TeV (Amenomori et. al. 2013)

Moon’s shadow Sun’s shadow Deficit (%)

CSSS Rss=10R CSSS Rss=2.5R PFSS Rss=2.5R

b

−1 − − − − − −4 −2 −1 −3 −6 −5

Year

− − − − − − 1996 1998 2000 2002 2004 2006 2008 2010 − − − − − −

(Amenomori et. al. 2013)

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SLIDE 7

Result : North – South Displacement of the Sun’s Shadow

  • Rigidity Dependence of N-S displacement, fitted by f(R) = α/(R/10[TV]),

fitting parameter: α denoting displacement angle at 10TV

  • MC simulations underestimate α in both sectors!

Þthe solar magnetic field model underestimate IMF strength between Sun and Earth?

P.7

10 100 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4

(a) Away

0.053 ± = 0.303

Obs

α

)

sys

0.036 ±

stat

0.038 ± (

Observed MC Observed Best Fit MC Best Fit

10 100 1.4 − 1.2 − 1 − 0.8 − 0.6 − 0.4 − 0.2 −

(b) Toward

0.060 ± = -0.407

Obs

α

)

sys

0.049 ±

stat

0.034 ± (

− − − − − − −

α

− − − − − − −

α

GSE Latitude (deg) South North

N-S Displacement

αMC = 0.214 ± 0.007

α

100 − − − − − − −

α

− − − − − − −

α

− − − − − − −

α

(TV) R Rigidity GSE Longitude (deg) West East

Away 2000 ¡ ~ ~ 2009 Toward 2000 ¡ ¡~ ~ 2009

αMC = -0.275 ± 0.005

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SLIDE 8

Comparison b/w the observed & simulated IMF strengths@1AU

  • The model underestimates IMF strength @1AU (BIMF)!
  • The regression coefficients (Bobs / Bmodel), are
  • Comparable to the underestimation of α

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1.32 ± 0.04 in Away sector

1.36 ± 0.04 in Toward sector

model [nT] 5 − 3 − 1 − 1 3 5 Omni [nT] 5 − 4 − 3 − 2 − 1 − 1 2 3 4 5

/ ndf

2

χ 216.5 / 110 a 0.02739 ± 1.34 / ndf

2

χ 216.5 / 110 a 0.02739 ± 1.34

@1AU

y

B f(x) = a*x 0.027395 ± a = 1.339587 r = 0.921064

2000-2009

Carrington ¡Longitude ¡[deg] By ¡[nT]

2008

⚫Obs ■Model By(1AU) ¡ ¡scatterplot Model[nT] Observation[nT]

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SLIDE 9

Result: Bobs/Bmodel estimated from observed α

  • Make MC simulations with the B multiplied by a constant factor f (=Bobs/Bmodel)

everywhere in the space outside the geomagnetic field

  • The IMF strength estimated by the observed N-S displacement is

1.54 ± 0.21stat ± 0.20sys (1.62 ± 0.15stat ± 0.22sys ) times lager than prediction from the model in Away (Toward) sector

P.9

σ

− − − − − − − −

(deg) α

σ

0.5 0.6 1 2 3 4 5 0.8 − 0.7 − 0.6 − 0.5 − 0.4 − 0.3 − 0.2 − 0.1 −

(b) Toward (deg) α

0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7 0.8

(a) Away

MC Observed σ 1 ± From IMF at 1AU Permissible area

− − − − − − − −

α

σ

− − − − − − − −

f multiplication factor α

Away 2000 ¡ ~ ~ 2009 Toward 2000 ¡ ¡~ ~ 2009

σ

0.5 0.6 1 2 3 4 5 0.8 − − − − − − − −

α

f

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SLIDE 10

Discussion ¡

  • The solar magnetic field model underestimates N-S displacement observed by

Tibet-III, by underestimating the IMF strength

  • Possible sources of this underestimation

u underestimation of photospheric magnetic field ? uproblem of the coronal magnetic model? <= more likely

P.10

※ photospheric field strength observed by MDI is 1.80 ± 0.20 times larger than Kitt peak used in our simulations (Riley et. al. 2014) => But, the underestimation of α is not improved in simulations even with MDI

10 100 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4

(a) Away

Observed Best Fit MC Kitt Peak Best Fit MC MDI Best Fit

10 100 1.4 − 1.2 − 1 − 0.8 − 0.6 − 0.4 − 0.2 −

(b) Toward (TV) R Rigidity GSE Latitude (deg) South North

Away 2000 ¡ ~ ~ 2009 Toward 2000 ¡ ¡~ ~ 2009

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SLIDE 11

Summary

  • N-S displacement of the Sun’s shadow observed by Tibet-III is

1.54 ± 0.21stat ± 0.20sys (1.62 ± 0.15stat ± 0.22sys ) times lager than the prediction by MC simulations in Away (Toward) sector

  • This implies that the solar magnetic field model underestimates the

averaged IMF strength between Sun and Earth.

  • This underestimation is unlikely due to the difference between the

photospheric magnetic fields used in the coronal magnetic field model, but more likely due to the problem of the coronal magnetic field model.

  • It is concluded that the Sun's shadow observed by the Tibet AS array,

combined with other measurements, offers a powerful tool for an accurate measurement of the average solar magnetic field.

P.11

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SLIDE 12

backed ¡up ¡

P.12

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SLIDE 13

Deficit ¡of ¡Obs/ ¡MC ¡simulations ¡ ¡

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※Statistical ¡error ¡only

Sun’s ¡shadow Deficit ¡ ¡[%] with ¡the ¡B ¡multiplied ¡by ¡a ¡constant ¡factor ¡

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SLIDE 14

N-­‑S ¡displacement ¡ ¡Obs/MC ¡simulations ¡

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with ¡the ¡other ¡coronal ¡magnetic ¡field ¡models ¡

Rigidity [TV] 10

2

10 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4

Tibet-III = 10.0

ss

CSSS R = 2.5

ss

CSSS R = 2.5

ss

PFSS R

Rigidity [TV] 10

2

10

  • 1.4
  • 1.2
  • 1
  • 0.8
  • 0.6
  • 0.4
  • 0.2

Tibet-III = 10.0

ss

CSSS R = 2.5

ss

CSSS R = 2.5

ss

PFSS R

Away 2000 ¡ ¡~ ~ 2009 Toward 2000 ¡ ¡~ ~ 2009

0.2 0.4 0.6 0.8 1.2 1.4

α

− − − − − − −

α

− − − − − − −

α

− − − − − − −

α

GSE Latitude (deg) South North

α

100 − − − − − − −

α

− − − − − − −

α

− − − − − − −

α

(TV) R Rigidity GSE Longitude (deg) West East

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SLIDE 15

Western ¡displacement ¡of ¡Obs / ¡MC ¡simulation

P.15

Rigidity [TV] 10

2

10 West E-W Displacement [deg] East

  • 1.4
  • 1.2
  • 1
  • 0.8
  • 0.6
  • 0.4
  • 0.2

Tibet-III = 10.0 Bx3.0

ss

CSSS R = 10.0 Bx1.5

ss

CSSS R = 10.0 Bx1.0

ss

CSSS R = 10.0 Bx0.67

ss

CSSS R

Rigidity [TV] 10

2

10

  • 1.4
  • 1.2
  • 1
  • 0.8
  • 0.6
  • 0.4
  • 0.2

Tibet-III = 10.0 Bx3.0

ss

CSSS R = 10.0 Bx1.5

ss

CSSS R = 10.0 Bx1.0

ss

CSSS R = 10.0 Bx0.67

ss

CSSS R

Toward in 2000 - 2009

Away 2000 ¡ ¡~ ~ 2009 Toward 2000 ¡ ¡~ ~ 2009

α

100 − − − − − − −

α

− − − − − − −

α

− − − − − − −

α

(TV) R Rigidity GSE Longitude (deg) West East

with ¡the ¡B ¡multiplied ¡by ¡a ¡constant ¡factor ¡f Obs MC ¡: ¡f=3.0 f=1.5 f=1.0 f=0.7

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SLIDE 16

Western ¡displacement ¡of ¡Moon‘s ¡shadow

  • For ¡estimating ¡ ¡systematic ¡error ¡<= the ¡absolute ¡energy ¡scale ¡error

P.16

ΔRE:difference ¡between ¡Data ¡&MC ¡ =>4.5% σstat: Statistical ¡error ¡of ¡the ¡Moon’s ¡shadow =>8.6% Amenomori et. ¡al. ¡2009,ApJ σsys1: error ¡caused by ¡Chemical ¡compositions =>6% ¡ σsys2: error ¡caused ¡by ¡ hadronic ¡interaction ¡model =>6% ¡

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SLIDE 17

Synoptic Observations of ¡photospheric magnetic ¡field

  • Magnetic ¡field ¡information ¡is ¡obtained ¡from ¡polarimetric observation ¡of ¡

Zeeman ¡split ¡absorption ¡lines. ¡

  • Observations ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Kitt Peak ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡MDI
  • absorption ¡line ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Fe ¡I ¡8688 ¡,6302Å

Ni ¡I ¡6768Å

  • resolution(Grid ¡size) ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡360 ¡x ¡180 ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡3600 ¡x ¡1080
  • observation ¡method ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Magnetograph ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡ ¡Magnetogram

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MDI Kitt Peak

Riley ¡et. ¡al. 2014, ¡Sol. ¡Phys.

the photospheric field strength observed by MDI is 1.80 ¡±0.20 ¡times larger than Kitt peak used in our simulations (Riley et. al. 2014) The Sun’s Shadow is sensitive to large scale structures but not so sensitive to the small scale structures