理系大学生のための	太陽研究最前線体験ツアー	

太陽物理学入門今田 晋亮
名古屋大学太陽地球環境研究所1太陽物理学の三大課題	
太陽の磁場はどうやって作られるか？
太陽ダイナモ à 草野先生
n 数１００万度の太陽コロナはどうやって作られるか？
太陽コロナ加熱 à 鈴木先生n 太陽大気中での爆発現象はどうやって起っているか？
太陽フレア à 草野先生	
n

2

昔の太陽
巨大衝突と月の形成	
45億年前	  生命の誕生	

生命の誕生に適さない時代	
後期重爆撃期	  38～40億年前	  in “some warm little pond”.	

35億年前	  h"p://ircamera.as.arizona.edu/NatSci102/lectures/lifeform.htm	  3	
h"p://www.psi.edu/projects/moon/moon.html	  地
球
表面

太陽光度	
氷点	

温度	

マイナス40℃	

放射平衡温度
40億年前	

20億年前	

現在	

現在を１としたときの太陽光度

グリーン	
ハウス効果	

35億年前の太陽の放射量は	  
現在の約７５％	  生命の誕生	
KasAng	  et	  al,	  ScienAﬁc	  American,	  1988	  4	

水素Ｘ４	

太陽の構造とエネルギー	水素（70%）、ヘリウム（30%）と僅かの重元素からなる
高温ガス（プラズマ）	
表面
6千度	

中心	
1千万度

ヘリウムＸ１	
核融合（p-pチェーン）	

光のエネルギー	
地球軌道上の放射約1366W/m2	
太陽の全出力P=太陽定数Ｘ４π(1AU)2	=4X1026 W		

1,392,000 km	

太陽は1秒間に全人類が1年間に消費するエネルギーの100万倍を出力	

Mass-Luminosity relationκ̄ ∝ ρnc Tc−s −→ L ∝ µs+4
M s−n+3 R3n−sc•• Thomson opacity:

Krammers’ opacity: n = 1, s = 3.5 −→ L ∝ µc7.5 M 5.5 R−0.5
n = 0, s = 0 −→ L ∝ µ4c M 3

The young sun is faint or bright?
‣Nuclear reaction (p-p chain) change molecular weight in the core!
"−135Xc +µc =where Xc ≡ MH /M at the core
44
"−1!
53!
"7.5
Young sun: µ0,c =X0,c +where X0,c = 0.75L
µ4
400,c"−1!
−→≈= 0.7553L!
µ!,cX!,c +where X!,c = 0.70
Present sun: µ!,c =44‣The solar wind may change the total mass of the sun:!
"7.5 !
"5.5L0µ0,cM0
If M0 = 1.05M!
−→≈= 0.99L!
µ!,cM!
7

H（４個）がHeになった事で数が減少
à圧力上昇à核融合活発	

Monday, September 5, 2011

暗い若い太陽のパラドックス解決には	  生物学的:	  凍りついた地球で生命誕生	  n 古大気学：多量のグリーンハウスガス	  n 地質学的:	  地熱	  n 基礎物理学:	  重力定数の変化!?	  
n 天体物理学： 太陽は今と同じ明るさ！	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	   à太陽は今より重い（５％位）！	  
昔の太陽の重さをしるため	  太陽の質量損失率を知りたい！	  
n7	科学としての太陽観測	n

ガリレオ・ガリレイ 1564~1642	

1610年 「星界の報告」
1611年 「木星の４衛星の観測記録」	

8

ガリレオが描いた黒点スケッチ	

１６１３年６月～７月	

現代の太陽観測衛星	

ひのとり 日 1981~1991	

ようこう 日 1991~2004	

スカイラブ 米 1973~1979	 SMM(Solar Maximum Mission) 米 1980~1989	

n

n
n

衛星観測のメリット
可視光以外（Ｘ線、紫外線など）による観測	
地球に制約されない観測	
大気の揺らぎの無い観測	

TRACE 米 1998~	

ひので 日 2006~	

SOHO 米欧 1995~	

SDO 米 2010~	

RHESSI 米 2002~	

STEREO 米 2006~	太陽観測衛星「ひので」	
極紫外線撮像分光装置 (EIS)	
可視光望遠鏡(SOT)	

X線望遠鏡(XRT)	

ひので科学センター（国立天文台）
ひので科学センター＠名古屋 （名古屋大学太陽地球環境研究所）	

11

最新の太陽観測 ひので衛星	

国立天文台
岡本丈典氏提供	彩層	
太陽コロナ	

ＳＤＯ衛星が観測した
2011年8月2日の太陽	13太陽から吹き出す太陽風	

14太陽コロナの謎	n

100万度のプラズマ	

100万度	

温度	 温度遷移層	
百万度		

十万度	

太陽
表面

加熱	

Ｘ線で見た太陽			

１万度	

彩層

6000度	

太陽表面からの高さ	
可視光で見た太陽	
15プラズマとは何か？	
n

相転移（phase transition)	

Three phases	
固体(solid)	

n

液体(liquid)	

気体(gas)	

ionization	
e（－）	
P（＋）	
mp 1.7x10-27 kg
me 9.1x10-31 kg

solid	

liquid	プラズマ(plasma)	
gas	
plasma	
104K	 温度	 16コロナ加熱・太陽風加速問題の解明 	
n

ナノフレア加熱
見えないくらい小さな爆発がたくさんあるn どれくらい小さい？
n

熱	

熱	

熱	

太陽表面	n

波動加熱
n

磁場を揺すって、熱に換える
熱	

熱	

磁場	

太陽表面	熱	太陽風の質量損失は？	

The Advanced Composition Explorer: ACE
惑星間空間で人工衛星が計っている	

２×１０−１４×太陽質量/年
45億年で0.01%の質量を失っている？	
18

突発的な爆発による質量損失	

19

CMEによるmass loss	太陽フレア標準モデル	

Shibata et al. 1995	
21

Magnetic Reconnection	

Jet	

アンペールの法則
電流が流れにくくなったとすると？	

現在のコロナ質量放出	

Gopalswamy+ 2009	

10-15 M☉/yr（定常太陽風の1割）程度で、10-11 M☉/yrに達するには、4桁足りない。

昔の太陽のCME(磁気活動)は？	

太陽黒点の形成	

太陽黒点は太陽内部で生成された磁束管が表面に上昇してできる。	
24

太陽黒点数11年周期
太陽の黒点数(面積)・磁場は11年の周期を持って変動している
黒点相対数(面積)11年
1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010
9030

各緯度に占める黒点の面積 >0.0% >0.1% >1.0%
11年

EQ
30

90

1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010
Date(year)(Hathaway, 2010 LRSP)

太陽ダイナモ	
太陽の磁場活動を駆動していると考えられているのが太陽ダイナモ
トロイダル磁場(Bφ)	
ポロイダル磁場(Br,Bθ)	

Ω効果	

ポロイダル方向α効果	
トロイダル方向(桜井ほか｢太陽｣)	

Ω効果：差動回転により磁場を引き延ばす。ポロイダル磁場からトロイダル磁場
α効果：いつどこで、効果が効いているのか諸説あるが、コリオリ力によって、磁場の方向を変える。トロイダル磁場からポロイダル磁場太陽ダイナモに関する観測事実	
深さ(Mm)	

表面付近で極へ向かう子午面環流が見つかった。磁束の輸送に重要	
表面付近の子午面環流	0	5	10	15	‐60	‐40	 ‐20	0	20	bb	
緯度	40	60	(Haber+ 2002)	

考えられている
子午面環流
質量保存を考えて対流層の底では赤道へ向かう流れ(Charbonneau 2005)	

日震学が明らかにした
太陽内部の角速度分布。
対流層の底にtachoclineと呼ばれる。角速度勾配層があるΩ効果に重要	
450 nHz	425 nHz	
400 nHz	375 nHz	
350 nHz	
325 nHz	
300 nHz	(Thompson+ 2003, ARAA)	

磁場の22年周期(Hathaway, 2010, LRSP)
極磁場の極性は11年ごとに反転している。磁場は22年周期。
これらの、観測事実を物理モデルによって説明したい。
→太陽ダイナモ黒点周期活動の謎	
過去400年の黒点数	
ダルトン
極小期	

現代極大期	

マウンダー
極小期	

西暦	
「凍るテイムズ川 (1677)」
http://en.wikipedia.org/wiki/File:The_
Frozen_Thames_1677.jpg	

小氷期	

Usoskin (2008)	

過去１万年の太陽活動	

コロナ

星の年齢とX線強度	
遷移層
初期太陽は回転が早く、２〜３桁X線強度が高い
光球面

彩層

自転依存性→コロナ＞遷ƧìȋŻhSkMQǝFƾğFI%/-*05:'6;5.$;5

"*8*,6<JnĮŸĵǆk§´·ođțíȪ{ĎzgȏȍRƦǅlPWk¦·lƊgMGGWnǔƟƦöl~ & ǭhőTȚTnhLGWn~
NlFI%/-*05:'6;5.$;5"*8*,6<JnĮŸĵǆ§´·iMN·«o¡®FįȱɁôȠF¦³FǝFWwhįȱƻǀRĂǨhSaåg ǬöĔZgǮOɅóǆk{nhLGÇŘw\w\nȡńRƅŗYGƂŘlFƈȋoŌ  ƃ  źlěǛĮŸĆɊ¹ɆhPWkaI%/-*05:'6;5.$;5"*8*,6<JǒǙÎ

現在のCMEとX線強度	  

I%/-*05:'6;5.$;5"*8*,6<JnĮŸĵǆk§´·oWwhȝtgSa~NlFøílȃƣnąǰş ŬdgPFÇŘFǀȍ¶ȁƮn¾ȺQȉǧwhezÃ

頻度とX線	
Yashiro+2006	

１回当たりの質量とX線	
Aarnio+2011	

2.5桁	
４桁	
２桁	

２桁	

Ě 7 Ɋňɋƾğnįȱn X ǭ¦°őōi CME ȿōnȰÛ[28]ɊĈɋƾğnįȱn X ǭ¦°őōi CME ¸ĘLanȒȫŲİnȰÛ[29]CME mass loss効果を加える	
–4––4–

現在	

8/3

Fig. 1.— solar mass loss with and without CME. (usual empirical extension ṀCM E ∝ Fx )8/3tension ṀCM E ∝ Fx )CME	ension ṀCME ∝Fig.
2.— solar mass loss with and without CME. (extreme empirical extension ṀCM E
8/3
17/3 Fig. 1.— solar mass loss with and without CME. (usual empirical extension Ṁ∝F)
xCMEFx ))8/3

Fig. 1.— solar mass loss with and without CME. (usual empirical extension ṀCM E ∝ Fx )˙Saturation of Ṁ

太陽物理学の基本課題	

• A Speculation:

Wind cannot stream out because of closed
configuration

674

CHAPTER 16. FLARE PLASMA DYNAMICS

Kitt Peak Magnetic field data by Hakamada et al.2005

Solar Maximum:

Solar Minimum:

フレア
CME	

太陽風	
太陽黒点数11年周期
太陽の黒点数(面積)・磁場は11年の周期を持って変動している
黒点相対数(面積)

11年

ダイナモ	

Figure 16.1: Left: slow-shock heating in the downward-directed reconnection outflows. The
reconnection point P is rising vertically, trailing behind two slow MHD shocks (thick lines).
Behind the shock there is a series of loops with heated plasma (shaded), while the cooled plasma
in the inner loops falls down as seen in H (Cargill & Priest 1983). Right: slow-shock heating
in upward-directed reconnection outflows. The heated plasma connected with the slow MHD
shocks forms a bubble-like conduction front of a postflare arch (Hick & Priest 1989).

1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010
9030

各緯度に占める黒点の面積 >0.0% >0.1% >1.0%
11年

EQ
3090

1870 1880 1890 1900 1910 1920 1930 1940 1950 1960 1970 1980 1990 2000 2010
Date(year)(Hathaway, 2010 LRSP)

16.1.3 Shock Heating

自転	In 10.5.1 we described the standard 2D X-type reconnection model, where a fastshock front develops in the reconnection outflow and standing slow shocks at theV-shaped, lateral boundaries (ridges) of the reconnection outflow region (Fig. 10.21;
Tsuneta 1997). The critical importance of slow shocks in converting magnetic energy to plasma kinetic and thermal energies was pointed out theoretically by Petschek(1964), Cargill & Priest (1983), and Hick & Priest (1989). The heating rate at a slowshock interface can be computed from the jump conditions (i.e., the conservation of thenormal magnetic field, normal and tangential momentum, energy, and tangential electric field). The heating rate was found to be sufficient to explain the continued heatingなぜ、太陽研究は面白いか！	
非線形プラズマ現象の宝庫

複合システムとしての太陽

巨大なプラズマの実験室

太陽フレア・太陽風・ダイナモ		

地球に最も近い恒星

宇宙天気・地球環境への影響

様々な天体現象をひも解く鍵

太陽磁気ループ		

銀河ループ		

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