下条圭美（しもじょうますみ）
国立天文台・野辺山太陽電波観測所

 下条 圭美（しもじょう ますみ）
 経歴
 東海大・理[学部・修士]→総研大[博士:1999年3月修了]


卒業研究(学部4年)からこの業界に入る。

 1999~2000: JAXA・宇宙科学研究所 COE研究員
 2000~：国立天文台・野辺山太陽電波観測所助教

 専門
 観測による太陽活動研究

フレア・ジェット・プロミネンス放出現象の研究
 観測による太陽周期の研究
 太陽データ解析環境/データベースシステムの構築
 画像解析による太陽活動現象の自動検出 所属学会
 日本天文学会・日本地球惑星科学連合・IAU・AAS・AGU



所在：長野県 野辺山高原


標高 約1300m



四方を山に囲まれた場所






西に八ヶ岳、東に秩父山系と山に囲まれている。
昔はradio quietだったが、今は携帯電話などで、radioloudな場所になってしまった。

２月にはマイナス２０℃を下回る気温。
水蒸気量が少なくなり、高周波観測に最適（野辺山宇宙電波観測所も隣接。）



雪は少ないが、一度降ったら溶けない場所。

1969年開所：今年で創立41年目


初期は130MHz帯の干渉計などもあったが、基本的に太陽から放射されるマイクロ波(GHz)の観測を行ってきている。



1988年名古屋大学空電研の太陽電波グループと東京天文台の太陽電波グループが合流し、国立天文台の野辺山太陽電波観測所となる。
3

 視野：太陽全面
 空間分解能：なし
 観測周波数
 1, 2, 3.75, 9.4, 17, 34, 80 GHz 時間分解能：0.1 秒
 観測時間：7時-16時 (JST) 季節により変動

 1,2,3.75, 9.4, 17, 34 GHzでは、円偏波(R+L, R-L)を測定
 80GHzは、干渉強度計となっている

 観測開始年
 1,2: 1957年, 3.75:1951年, 9.4:1956年, 17: 1978年, 34:1983年,80:1984年


1,2,3.75, 9.4 GHzは、1994年まで名古屋大学空電研(豊橋)で観測し、その後野辺山へ移設した4

 太陽専用の電波干渉計
 視野：太陽全面
 パラボラ口径：84cm
 アンテナ数：84台
 基線長：
 東西500m, 南北250m

 観測周波数：17GHz, 34GHz
 空間分解能：10”@17GHz, 5”@34GHz
 偏波測定：17GHzのみ円偏光を測定可 時間分解能： イベント時：0.1 sec, 定常時： 1 sec



定常観測開始：1992年7月
 34GHzは、1995年11月から観測開始

 観測時間：7:30~15:30JST (季節により15分程変動)
5可視光画像（MDI/SOHO衛星）

17GHz画像 （NoRH）

 太陽大気から放射される電波のメカニズム
 GHz（波長がcm ~ mm程度）：UHF~SHF マイクロ波
MHz（波長がkm ~ m程度）：VHF~HF 干渉計データによる電波画像の合成
 電波干渉計とは？
 干渉計データから画像へ。

 マイクロ波でみた太陽活動現象
 太陽フレア

電波で探る粒子加速 プロミネンス放出現象・CME

宇宙空間を乱す擾乱現象 電子とイオンで構成される気体
 イオン化した原子を含む気体。
 電気を通す。
 磁場に拘束される。(Frozen-In) 太陽大気の温度構造とそれぞれの層でのイオン化 光球（６０００Ｋ）：弱電離

イオン化エネルギーが低い一部の原子がイオン化 彩層（数万Ｋ）：弱電裏

水素の一部がイオン化
 イオン化エネルギーが低いものは、ほとんどイオン化 コロナ（１００万Ｋ以上）：完全電離

水素がほとんどイオン化

 Free-Free
 自由電子とイオンとの相互作用 Bound-Bound 原子の束縛された電子のエネルギー順位の変動

 Bound-Free
 電子が自由電子束縛された電子を行き来する変動

電磁波
電離制動放射(Free-Free)

水素原子のエネルギー順位(Bound-Bound) Bound-Bound 電子がエネルギー順位間を遷移する時のエネルギー差のほとんどは、波長換算すると電波より短波長側にある。
→太陽電波観測では無視。
分子の回転・振動エネルギー順位の差は、電波の波長範囲。
→低温ガス（数百Ｋ以下）の診断 - 星間分子雲の観測

 Bound-Free
 水素原子によるBound-Freeの相互作用のいくつかに、電波の波長範囲の反応があるが・・・。


現在のところ、太陽観測で見つかっていない。

 制動放射 自由電子がイオンに”衝突”→電磁波放射
 制動放射の肝→自由電子の運動が偏向される。

 自由電子の運動を偏向するものは？
 ＋の電荷を持つもの：イオン[陽子] 磁場：ローレンツ力によるジャイロ運動 電子のジャイロ周波数⎛ B ⎞eB
Ωe ≡≈ 0.2⎜⎟GHz⎝ 10Gauss ⎠mec ジャイロ運動する電子が放射する電場の変動€

ある観測点で観測される変動 ある関数は、異なる周期の正弦関数と余弦関数の足し合わせで表現できる。
 ある関数を、フーリエ級数へ変換する=an,bnを求める。
∞
1f ( x ) = a0 + ∑ ( an cos(nω 0 x) + bn sin(nω 0 x))2n =1

 δ関数をフーリエ変換すると、€全ての周波数成分でan=bn=1となる。
→δ関数に近い関数は、フーリエ級数の高周波成分を持っている。

 ジャイロ共鳴放射(Gyro-resonance emission) 熱運動（速度が熱速度: v<<c）をしている電子がジャイロ運動することにより電磁波が放射される。
 周波数は、ほとんどジャイロ周波数。
2GHz → 磁場強度100ガウスの領域から放射 20GHz → 磁場強度が1000ガウスの領域から放射 磁場が強いところ(>1000ガウス=黒点上空)でしか、ジャイロ周波数がマイクロ波程度にならない。



ジャイロ-シンクロトロン放射

光速の30%程度の速度まで加速された電子がジャイロ運動することにより電磁波が放射される。


周波数は、ジャイロ周波数×10~>100

太陽では、フレア爆発等の活動現象が起きないと観測されない。
電子の速度が、光速により非常に近い場合(~90%)は、シンクロトロン放射
電子の速度が速ければ速いほど高周波の電磁波が放射される。
 マイクロ波のスペクトルからマイクロ波の放射する電子のエネルギーがわかる。

放射は非等方的（beamingしている）。
電子の運動方向と磁場ベクトルの角度に、電場強度が強く依存する。
 磁場の３次元構造がわかれば、電子運動方向と磁場のなす角(Pitch-angle)がわかる。

“光学的薄い場所からの放射”
マイクロ波スペクトルは、電子のエネルギースペクトルの情報をもつTurn-over freq.

(周囲のプラズマの密度と磁場の強度に大きく依存）

ベキ指数-4のエネルギースペクトルをもつ非熱的電子の17GHzの放射におけるContribution Function(Bastien 1998)

フレアによるマイクロ波スペクトルの例

 熱運動をしている電子による制動放射
 太陽のディスク：光学的厚さがτ〜１からの放射

この放射は黒体放射 活動領域上空：コロナ物質からの熱放射


この放射は、光学的に薄い(τ<1)ところからの放射
光球
NoRH

彩層

1 AU Corrected Monthly Mean Flux(SFU)

TYKW(1951 Nov. - 1994 Apr.) & NBYM(1994 May - 2009 Mar.)
450
400
350
300
9.4GHz250

3.75GHz200

2.0GHz150

1.0GHz100
50017 太陽からのマイクロ波は、電子とイオン、または磁場との衝突により放射される。
 熱放射（制動放射）

１万度程度の彩層(ディスク）活動領域上空の高温・高密度コロナ

 ジャイロ共鳴放射(磁場と自由電子の衝突1)

電子の速度が熱速度

黒点からしか放射されない。

周波数は、電子のジャイロ周波数x1~2

 ジャイロシンクロトロン放射 (磁場と自由電子の衝突2)

電子の速度が光速の30%程度。

フレア時しか放射されない。



周波数は、電子のジャイロ周波数x10~>100 以下のプロセスで放射される。

電子が加速される。
加速された電子が、プラズマ振動を励起
プラズマ振動が、電磁波にモード変換され電磁波が放射。

1.
2.
3.

電磁波の周波数は、プラズマ振動の周波数。

⎛ 4 πe 2 n ⎞⎛ n ⎞3ω pe ≡ ⎜⎟ ≅10 ⎜ 9 −3 ⎟MHz⎝ 10 cm ⎠⎝ me ⎠

周波数 電子の数密度 太陽表面からの高度€ 太陽大気から放射される電波のメカニズム
 GHz（波長がcm ~ mm程度）：UHF~SHF マイクロ波
MHz（波長がkm ~ m程度）：VHF~HF 干渉計データによる電波画像の合成
 電波干渉計とは？
 干渉計データから画像へ。

 マイクロ波でみた太陽活動現象
 太陽フレア

電波で探る粒子加速 プロミネンス放出現象・CME

宇宙空間を乱す擾乱現象 望遠鏡の空間分解能の上限（回折限界）

λsin θ ≅1.22 ×D

λ：波長、D：主鏡（対物レンズ）の直径、θ：分解能

 １秒角(1/360度）の分解能を達成したければ・・・€



波長５７００Å（黄色）17GHz : 波長1.7cm

D=14 cmの主鏡
D=4.2 kmの主鏡

 4.2kmの鏡（パラボラアンテナ）は作れない！！
 擬似的に、大きな主鏡を作れないか？

 ある関数は、異なる周期の正弦関数と余弦関数の足し合わせで表現できる。
∞
1f ( x ) = a0 + ∑ ( an cos(nω 0 x) + bn sin(nω 0 x))2n =1

天空に様々な周期のsin/cosの空間フィルター€をかけた時の強度(an,bn)がわかれば、フーリエ逆変換を使って、天空の電波強度分布がわかる。

 基本：２つのある距離d[基線長]はなれたアンテナの出力の相関をとる。
d*sinθがλの整数倍であれば、干渉が発生。


相関のパターンは、d*sinθがλが整数倍のθが山となるsin波となる。
AとBの相関を取るときに、間に1/4波長分の遅延を与えると、相関パターンはcos波になる。

２つのアンテナの出力の相関を取る事＝フーリエ級数のある周期のan,bnを得る事に対応。

θdが長ければ、短周期dが短ければ、長周期の成分を得る事に対応。

dアンテナA

アンテナB

 画質に影響するもの。
 アンテナ台数・受信機の性能・位相の更正・・・

下図：アンテナ台数による画質低下の一例

元の画像（実際の黒丸の大きさは無限小）

左の画像をNoRHで擬似的に観測したもの

 原理：ある関数は、異なる周期の正弦関数と余弦関数の足し合わせで表現できる。
 δ関数（＝点源）をフーリエ変換すると、全ての周波数成分（＝無限個の周波数成分）でan=bn=1となる。

 太陽大気から放射される電波のメカニズム
 GHz（波長がcm ~ mm程度）：UHF~SHF マイクロ波
MHz（波長がkm ~ m程度）：VHF~HF 干渉計データによる電波画像の合成
 電波干渉計とは？
 干渉計データから画像へ。

 マイクロ波でみた太陽活動現象
 太陽フレア

電波で探る粒子加速 プロミネンス放出現象・CME

宇宙空間を乱す擾乱現象 太陽コロナ中にて、磁気エネルギーが解放され、
 超高温プラズマ（＞１億度）の生成

軟X線の増大（１〜３桁増大）
 極紫外線の増大←超高温プラズマが冷却されて放射 可視光・紫外線の増大←熱がコロナから遷移層・彩層へ伝搬して放射 電子/イオンの加速（〜光速の30%）

強度

電波

硬X線の放射 電波放射の増大（ジャイロシンクロトロン放射）
Ｈα プラズモイド・ジェットの噴出

極紫外 衝撃波の形成

軟Ｘ線

 etc.

硬Ｘ線
時間
太陽から来る電磁波の強度変化（フレア時）

X線画像一千万度のプラズマ 太陽コロナ中にて、磁気エネルギーが解放され、
 超高温プラズマ（＞１億度）の生成

軟X線の増大（１〜２桁増大）
 極紫外線の増大←超高温プラズマが冷却されて放射 可視光・紫外線の増大←熱がコロナから遷移層・彩層へ伝搬して放射 電子/イオンの加速（〜光速の30%）

強度

電波

硬X線の放射 電波放射の増大（ジャイロシンクロトロン放射）
Ｈα プラズモイド・ジェットの噴出

極紫外 衝撃波の形成

軟Ｘ線

 etc.

硬Ｘ線
時間
太陽から来る電磁波の強度変化（フレア時）

Energy Release(Particle Acceleration)
Microwave
emission region(Gyrosynchrotron)e-フレアループ（磁束管）

e-Hard X-ray
emission Region(Thick Target)

chromospheres
photosphere34

2002年4月21日 X1.5 flare
17GHz

34GHz

TRACE衛星による
極端紫外線画像

等高線は、RHESSI衛星による高X線画像 赤：10keV 青：40keV

36 なぜ、太陽は１１年周期で黒点が増減するのか？
 太陽ダイナモ

宇宙の磁場進化 なぜ、温度の低い光球の上に、１万度の彩層、１００万度のコロナがあるのか？
 彩層・コロナ加熱問題


銀河や銀河団の広がったX線源 なぜ、フレア時に粒子が光速近くまで加速されるのか？
 粒子加速宇宙の高エネルギー粒子の起源
 粒子加速問題上、太陽の粒子加速は、特に時間的制限が厳しく、難しい。
Energy Release(Particle Acceleration)
Microwave
emission region(Gyrosynchrotron)e-フレアループ（磁束管）

e-Hard X-ray
emission Region(Thick Target)

chromospheres
photosphere

39

40

 加速場所
 ループの上の方？
 粒子加速が激しく起きているのは、多くのフレアループの中のごく一部。
粒子加速が起きる条件とは？
 加速メカニズム
 よくわからない


問題の原因
 加速場所は、観測しづらい。
 電波でも硬X線でも暗いと思われる。

 コロナの磁場が観測的に得る事が、非常に難しい。
 磁場と電子の速度の方向は？

 NoRHによるフレアループ中のマイクロ波光度分布と時間依存

Fokker-Plankシミュレーションの比較。
NoRHの観測シミュレーションの結果

34GHz

17GHz

シミュレーションに入れた非熱的粒子•非熱的電子の入射場所：ループトップ•Pitch-angle:•beaming型（磁場に平行）で南の足下へ流れる電子が多い（主成分）42•少量のpitch-angleが等方的な成分

 観測：
 空間・時間・スペクトル分解能を高めた装置
高空間分解能 長い基線長
広く平な土地（＞数km四方）
 アメリカ・中国・ロシアが、個別に太陽干渉計を開発中
 ALMAによる太陽観測

 理論：
 MHD＋粒子シミュレーション

より、計算機上で電波・硬X線のフレア画像をつくる。
どの加速モデルが、一番観測を説明できるか？

 コロナ中（１００万度）に浮かぶ低温（〜１万度）の雲 Hα・極紫外で観測 マイクロ波でも観測 熱放射

 プロミネンスが惑星間空間へ放出 フレアを伴う時もある。

 発生源（太陽表面）
 プロミネンス放出現象
 太陽フレア

フレアによる加速粒子

 太陽圏での伝搬（衝撃波・加速粒子の伝搬） メートル波バーストの、スペクトル変化による伝搬 総合研究大学院大学

天文科学専攻 ５年一貫博士課程（修士＋博士）：８月に入試

面接＋筆記試験（英語・専門科目）

 博士課程３年時編入（博士）：８月・１月に入試

研究発表＋口頭試問＋筆記試験（英語） 国立天文台特別共同利用研究員（受託院生）
 修士課程：１年間のみ
 博士課程：１年＋延長が可能 即日オープン（取って出し状態）
 Webによるデータ取得が可能
URL: http://solar.nro.nao.ac.jp/
 低時間分解能だが、すでに像合成済みの画像あり。
 フレア、プロミネンス放出のイベントリスト有り。

 干渉計データから像合成のための環境を提供
 野辺山太陽電波観測所の計算機アカウント申請

URL:

http://solar.nro.nao.ac.jp/computer/account.html

53