2010/8/18

一本 潔 （いちもと きよし）

太陽を調べる光の目
京都大学・理学研究科附属花山・飛騨天文台
花山
飛騨天文台

略歴：
昭和51年３月 大阪府立茨木高等学校卒業
昭和56年３月 京都大学理学部卒業
昭和58年３月 京都大学大学院理学研究科宇宙物理学専門課程博士課程修了
昭和62年 5月 1日 東京大学東京天文台助手
平成 8年 1月 1日 文部科学省 国立天文台助教授
平成16年 4月 1日 大学共同利用機関法人・自然科学研究機構 国立天文台 准教授
平成20年 4月 1日 京都大学大学院理学研究科 教授
専門：
太陽の光学観測（太陽黒点、コロナ） 、偏光分光プラズマ診断、装置開発

一本 潔、 協力：上野 悟

関わったプロジェクト：
飛騨天文台、ひので可視光望遠鏡、乗鞍コロナ観測所、国立天文台三鷹望遠鏡、皆既日食遠征（チリ、トルコ、、、）

太陽研究最前線体験ツアー
2010.8.17--20
2010.8.17
12

内容：
１．いろいろな光で見た太陽光に含まれる情報
光の種類とスペクトル太陽スペクトル

２．スペクトルのでき方
連続光の形成線スペクトルの形成太陽の周辺減光
太陽の大気構造
原子スペクトルの偏光とプラズマ診断

1. いろいろな光で見た太陽

３．光を読みとる観測装置
空間を分解する望遠鏡
シーイングと補償光学系
波長を分解する分光装置
偏光を分解する偏光解析装置
世界の太陽望遠鏡

４．京都大学理・附属天文台でできる観測研究
太陽の研究課題
装置開発のプロジェクト
５．まとめ

3

可視連続光で見た太陽（光球＝５８００度）

4

Ｈα線（水素原子のスペクトル線）で見た太陽（彩層＝１万度： 光球の上層大気）

SOHO(NASA&ESA)
5

2003年10月30日
京大飛騨天文台
ＳＭＡＲＴ望遠鏡

61

2010/8/18

極紫外線で観た太陽 コロナ 100万度電波で観た太陽2003年10月30日
EIT Fe IX/X, 171A

7

2003年10月30日
野場山電波へリオグラフ 17GHz

8「偏光」で観た太陽 磁場

2003年10月30日
MDI 磁場

9

なぜ光の種類によって見え方が異なるのか？

10

光に含まれる情報
天体の素性を説くための手がかりは光(電磁波)によってもたらされる・物質は温度によって異なる波長の光を出すから光に含まれる情報とは、、、

強度 I の種々な次元に対する依存性

・光の波長によって透明度が異なるから・偏光： 光をつくる領域に異方性があるから

強度

I (x,y,t,λ,p) --- 温度、密度依存性

x, y 方向 --- 空間構造t

時間 --- ダイナミクス

λ 波長 --- 運動、温度、密度、ｚ方向空間構造、 、光がどうやってつくられ伝わるかを理解することが、「天体物理学」の出発点！

p

偏光 --- ベクトル的物理量（磁場、電場、輻射場の異方性、、、）

11

122

2010/8/18

光の種類とスペクトル名古屋科学館
1413

名古屋科学館

名古屋科学館

1516

太陽スペクトル～5800K 黒体放射名古屋科学館17

http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_radiation

183

2010/8/18◆太陽可視光スペクトルと吸収線

フラウンホーファー線

太陽可視光域のスペクトル写真（撮影：飛騨天文台、岡山天体観測所）1814、ドイツの物理学者 ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー

A線
B線
C線
D1線
D2線
D3線
E2線
F線
G線
H線
K線

O2O2HαNa
NaHeFeHβFe
Ca+Ca+

759.370759
370 nm686.719656.281589.594588.997587.565527.039486.134430.790396.847
393.3682019

Slide by S.Ueno

Hα線

2. スペクトルのでき方

波長 [A]CaII K線

21

波長 [A]

温度と光のスペクトル（連続光）
黒体放射

π Bλ ( T ) =軟X線

2π hc 2λ522原子状態と線スペクトル1exp( hc / kT λ ) − 1

原子の線スペクトル  ２つのエネルギーレベル間の状態遷移

可視光

energyUpper levelhνhν = Eup - ElowLower level23244

2010/8/18

原子と光の相互作用

たとえば、

Matter-photon interactions; beyond the LTE
excitation

photoexcitation

HICaII

deexcitation
1.51eV

spontaneousemissionhνhν

HHα6562.8A
stimulatedemissionhνe-collisional
excitatione-

8.72eVn=2

10.2eV

CaIIK
3933.7A

3.18eVn=1

collisional
deexcitation(photo excitation)

25(collisional excitation) 26

ドップラーシフト

線スペクトルのでき方

線スペクトルの波長で吸収又は、散乱

11.9eV

3.4eV

n=31.89eV

ドップラー効果

温度、密度、速度、磁場等によって決まる線スペクトルΔλλ=υc「表面」温度によってきまる連続光

2728

Slide by S.Ueno

スペクトルがどうやって作られるかSlide by S.Ueno

スペクトルがどうやって作られるか
 Radiative Transfer （輻射輸送）の問題

 Radiative Transfer （輻射輸送）の問題

Ｉ＋ dIdIν
j= − Iν + νkν dskν

大気ガスＩd I ν = − kν I ν d s + jν d sjν : 単位長さあたりの放射量解:(光学的深さ)dIν
= − Iν + SνdτντνIν (τν ) = −eτν  Sν e −t dt∞(T, n, v)
29: optical thicknessjν→ Sν ~ B(T ) : source function (源泉関数)（～はキルヒホッフの法則、B(T) はプランク関数）kν輻射輸送の式dskν : 単位長さあたりの吸収量kν ds → dτντν = 0星の表面から出てくる光0Iν =  Sν ( s )e−τν kν ds∞

3052010/8/1800Iν =  S ν ( s ) e − τ ν kν d s∞e∞
より不透明な光 大気のより高いところを見る Contribution function

Contribution functionCν ( s) ≡ Sν ( s)e−τν kνIνIν =  S ν ( s ) e − τ ν kν d s
Cν ( s) ≡ Sν ( s)e−τν kν

kν

Iν

Sν

−τνs

星の表面

31

温度勾配のある大気の浅いところを見る
TIλ

τλ~1S0 >> S

Contributionfunction
I = ∫f(h)dh周辺に近いほど大気の高い層をみている。
太陽大気は高さと共に温度が下がっている。

IλfC実は光の種類によって「周辺増光」もある。
いろいろな光で太陽の輝度分布を調べると、大気の高さ構造が分かる。

fλhhfλ(τc) = exp(−τλ) fc(τc)

fλ(τc) = exp(−τλ) fc(τc)

formation height ≠ conrib.func.

formation height ＝ conrib.func.
33

34‘contribution function’ とラインの形成高さは違うことがある。

実際は両方の中間（周辺減光）

τλ〜τcのときweak line
 weak line ほど深いところで形成吸収層がoptically thin のときweak line

fλ

32

I0

τc~1fC

Formation height（この光で見ている深さ）

大気の深さ＜ Milne-Eddington ＞

手前にある冷たい層によって吸収される
I0〜B(T)s

太陽はなぜ周辺が暗いのか？

吸収線のでき方：２つの考え方＜ Schuster-Schwarzshild ＞

Sνe −τν星の表面大気の深さ

Formation height（この光で見ている深さ）kν

太陽の大気構造

スペクトル線の偏光
Zeeman効果の発見
The Effect of Magnetisation on the Nature of Light Emitted by a SubstanceP. Zeeman, Nature, vol. 55, 11 February 1897, pg. 347

nH
nevt
T
対流層

光球

彩層

コロナ

35
36

6

2010/8/18

Description of polarized light
Linear polarization

偏光の記述； Stokes パラメータの定義

Circular polarization＝ I

intensity＝ Q

linear pol. in 0o-direction＝ U

linear pol. in 45o-direction＝ V

circular pol.

Intensity through idealpolarizer（un-polarized）

Stokesvector37I Q =U V 

1
1

0

0

1
−1
 0 0

1
0
1
0

1
0
 −1 0

1
0

0

1

1
0
 0
 −1

1
0

0

0
38

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

ゼーマン効果Zeeman 効果

Intensity and polarization of Zeeman components

磁場によってスペクトル線が分離(Δλ ~ B).
分離した各コンポーネントが偏光。

Bx

Simple triplet

縦Zeeman効果

横Zeeman 効果(磁場方向からみて)B(磁場と直角方向からみて)

Bγ

BObObs.

λλλΔλIσ − : Iπ : Iσ + =1(1 + cos 2 γ ) :4

1 2sin γ2:1(1 + cos 2 γ )4(I σ − + I π + I σ + = 1)40

39

ゼーマン効果ゼーマン効果Intensity and polarization of Zeeman components

Intensity and polarization of Zeeman components

Bx

Simple triplet

Bx

Simple triplet

Bγγ

Ob
Obs.

BOb
Obs.

λIσ − : Iπ : Iσ + =1(1 + cos 2 γ ) :4

1 2sin γ
2:1(1 + cos 2 γ )4λ(I σ − + I π + I σ + = 1)
41

Iσ − : Iπ : Iσ + =1(1 + cos 2 γ ) :41 2sin γ
2:1(1 + cos 2 γ )4(I σ − + I π + I σ + = 1)
42

7

2010/8/18

ゼーマン効果ゼーマン効果Intensity and polarization of Zeeman components

Intensity and polarization of Zeeman components

Bx

Simple triplet
B

Simple triplet

Bx
Bγ

Ob
Obs.

γ

Ob
Obs.

λ

Iσ − : Iπ : Iσ + =1(1 + cos 2 γ ) :41 2sin γ
21(1 + cos 2 γ )4:λ(I σ − + I π + I σ + = 1)

Iσ − : Iπ : Iσ + =431(1 + cos 2 γ ) :41 2sin γ
2:

1(1 + cos 2 γ )4(I σ − + I π + I σ + = 1)
44

ゼーマン効果ゼーマン効果Intensity and polarization of Zeeman components

Intensity and polarization of Zeeman components

Bx

Simple triplet

Bx

Simple triplet

B

B

γ

γ
ObObs.

ObObs.

λIσ − : Iπ : Iσ + =1(1 + cos 2 γ ) :4

1 2sin γ
21(1 + cos 2 γ )4:λ(I σ − + I π + I σ + = 1)45

Iσ − : Iπ : Iσ + =1
(1 + cos 2 γ ) :4

1 2sin γ2:1(1 + cos 2 γ )4(I σ − + I π + I σ + = 1)46

180o different transversal field produces exactly the same Zeeman effect.

スペクトル線のゼーマン効果（SOT/Spectro-polarimeter）

IQ

FeI6301.5A FeI6302.5A
g = 1.67
g = 2.5

UV

47

円偏光

磁場の傾き

48

ひので、教科書には、、、

8

2010/8/18

偏光は他にもある： ハンレ効果
limb

原子線の偏光メカニズム

On disk

各サブレベルからの遷移（コンポーネント）は偏光している。
当方的な状態ではそれらはキャンセルして偏光は発生しない。

スリット

M= -1

NaI D2

NaI D1

CaI 4227A

IQ

M= 0

M= +1

J=1

量子化軸

リムに平行な偏光depends on viewing angle
wrt. quantization axis

U
Hanle効果により偏光が回転

全コンポーネントが同じ波長

J=0, m=0V

Hanle効果により偏光が発生

無偏光

49

λ

Stenflo 2004, Review in Modern Astronomy, 17, 269-296, 2004

原子線の偏光メカニズム

原子線の偏光メカニズム
非等方的な輻射場や粒子速度場による光 / 衝突励起によって、サブレベル間の分布の偏り（アライメント）が生じる。

磁場によってのコンポーネントのZeeman 分離がおこり、線は偏光する。
M= -1

M= 0

M= -1

M= +1

J=150

M= 0

M= +1

J=1

量子化軸

量子化軸
In phasealignment

コンポーネントの波長分離

J=0, m=0

強度の不釣合い直線偏光

J=0, m=0hv

QQ

Zeeman 効果

V

散乱・衝突偏光

λ51λ原子線の偏光メカニズム

原子線の偏光メカニズム
電場, 或いは、磁場の中の衝突によって、サブレベル間の分布の偏り（オリエンテーション）が生じる。

弱い磁場によってサブレベル間に振動の位相差が発生する
M= -1

M= 052

M= -1

M= +1

J=1

M= 0

M= +1

J=1量子化軸

量子化軸

Phase shiftunbalancealignment& interference

orientation

J=0, m=0

直線偏光の回転
depolarizationhv

J=0, m=0hv

QV

散乱偏光の修正＝Hanle 効果.
U

円偏光

λ53?? 効果

λ549

2010/8/18

これはなんだ！？

偏光メカニズムとプラズマ診断量

CaH プロミネンス

偏光の起源 ＝ 太陽プラズマの空間的異方性
偏光の情報  ベクトル物理量の診断が可能= 100万度のコロナに浮かんだ低温の雲

異方性の原因偏光メカニズム

診断量

磁場Zeeman 効果
Paschen Back効果
Paschen-Back効果

ベクトル磁場質量~ 10 億トン
速度 ~ 100 km/秒

電場

Stark 効果

電場、電子密度

粒子速度場

衝突偏光

熱伝導、粒子ビーム

輻射場

散乱

連続光コロナの分離（Thomson）

輻射＋磁場

Hanle 効果

弱い磁場、（プラズマ密度）

禁制遷移散乱コロナ磁場（方向）、（プラズマ密度）

地球
直径～13000km

高さ = g t2/2 = 105km
重力 g = 28G = 274m/s2
 落下時間 t ~ 14min

未開拓領域
55

駆動力 ＝ J x B …

但し、BもJもまだ測られてない。。

56

光に含まれる情報
天体の素性を説くための手がかりは光(電磁波)によってもたらされる

光に含まれる情報とは、、、

強度 I ＆ 種々の次元に対する依存性

3. 光を読みとる観測装置

強度I (x,y,t,λ,p) --- 温度、密度依存性

x, y 方向 --- 空間構造t

時間 --- ダイナミクス

λ 波長 --- 運動、温度、密度、ｚ方向空間構造、 、p

偏光 --- ベクトル的物理量（磁場、電場、輻射場の異方性、、、）

57

58

Point Spread Function （口径50cm 理想）

空間を分解する望遠鏡
口径 Ｄ
d = 1.22 λ/D-- 回折限界例：
D = 60cm
λ = 500nm
 d ~ 1.02e-6 = 0.2 秒角（100km先の1mm）
光が干渉して強め合う（太陽面上の120km）

波長λの光光が干渉して弱め合うdPoint spread function（点像関数）

59

6010

2010/8/18

シーイングとは、、★

対象天体

球面波・・・補償光学 (Adaptive Optics)

十分遠くにある観測対象天体から出てくる光は，対流圏まではほぼ平面波

平面波

地球対流圏
空気中の屈折率揺らぎ

対流圏内では，大気の乱流による温度分布の揺らぎが生じ それに温度分布の揺らぎが生じ，それにより屈折率揺らぎが生じている

地上で観測する際には，対象天体からの光はゆがんだ波面として見え，それが時間変動
観測者((★)) 像の位置揺らぎ，ぼやけ，シンチレーションなど

61

62

Slide by T.Kawate

DSTの補償光学実験

Slide by N.Miura

波長を分解する分光装置

シーイングによる像のゆらぎ
AOによる補正

太陽像の焦点面スリット

スペクトルの焦点面

回折格子(グレーティング)波長
Wavefront Sensor
Scan Mirror

Shift Sensor

Deformable Mirror
FilterField Stop
Scale

Tip-Tilt Mirror

2010.3.28
・観測波長：650.0±40nm
・視野65”x52”
途中からAOを動作
動作周波数： 500Hz
取得： 北見工大 三浦

63

スペクトロヘリオグラムの説明

コリメータ鏡64

カメラ鏡

波長を分解する分光装置

スペクトロヘリオグラム

データキューブ

波長波長
スリット上の位置

狭帯域チューナブルフィルター
スペクトロヘリオグラフ
Slide by S.Ueno65

66

11

2010/8/18

リオフィルターの原理

波長を分解する分光装置
狭帯域チューナブルフィルター
Lyot filtervs.

（無偏光連続光）
偏光板

Fabry Perot

方解石

nedno偏光板

Air space
Foster etal 2009 Optical Society ofAmerica

Tunable filter FPP/SOTLiNbO3Schuhle etal 2009(?)
67

遅延量 δ = 2π (ne−no)d/λ が2π変化するごとに最大透過68

Fabry-Perot 干渉計の原理

リオフィルターの原理

DとEで同じ位相になるための条件より、
透過率は

tA
BEC

θ

θ’nλn’λ’

DnλIλ =T2 4R
1  2π 2n ' t cos θ '  1+sin 2 (1 − R ) 2  (1 − R ) 22λ−1T : intensity transmission coeff of each coating
R : intensity reflectivity"nλ = n’λ’n sin θ = n’ sin θ’

free spectral range

Δλn : refractive index

Δδ = 2π (ne−no)dΔλ/λ2 = 2πΔλd= λ2 / (ne−no) Δλλ= 5000A
ne−no=0.172（方解石）Δλ=0.1ΑδλΡ

 d ∼ 144 mm

6970

Description of polarized light

偏光を分解する偏光解析装置

Action of retarders on lights

最も原始的な偏光解析装置（ポラリメータ）

Linear retarder (90o)S’detector spectrometer

S: incident Stokesyx

polarizers
I+Q

I-Q

I+U

I-U

I+VI-V

Fast axis
Ey e i δInsert 6 different polarizers successively in the beamThis polarimeter requires that the spectrometer and the detector havesame throughput and sensitivity for all polarization states.

Slow axis

Exｚ This is not the case in real devices.
71

72

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

12

2010/8/18

偏光を分解する偏光解析装置
A better polarimeter-1 (rotating waveplate)Sφ I'   Q' 
U ' 
 
V ' 

I Q U V  

世界の太陽望遠鏡

回転波長板 （遅延量=δ）（遅延量 δ）

偏光板

I ' = mI I + mQ Q + mU U + mV V
mU

mQ

mI

mV

73

太陽観測の動向： スペース74

SOT/Hinode polarimeter

Ｘ線，EＵＶ領域、連続観測, 高安定度
Hinode 2006.9 ~太陽観測衛星「ひので」 2006.9 ~SDO (Solar Dynamic Observatory)
2010~

Collimatorlens unit
(CLU)

可視光・磁場望遠鏡（SOT）

HDM

太陽表面の高分解能磁場ベクトル

極端紫外線撮像分光装置 （EIS）

CTM-TM

コロナの視線方向速度場・乱流場

M2

３望遠鏡の同時観測により、磁場の生成輸送と彩層・コロナでの散逸を同時観測

NFI- Polarization
analyzer

Mech. Mask wheel
shutter

太陽全面画像 （EUV+光球磁場・光球速度場 ）4kx4k 大量データ

Astigmatismcorrector lens(ACL)

M1

Ⅹ線望遠鏡 （XR T）
高解像度でコロナを撮像
１MK～１０MKの広い温度感度。

Reimaging lensTunable filter

FG/NFI

Non-polarizing
beam splitter

FG-CCD

Blocking filter wheel

日本の太陽コミュニティー

次期太陽観測衛星
Solar-C

STEREO 2006.10 ~SP75

空間分解能、取得情報量、測光精度の追求
SST @LaPalma(1.0m)

Slit scan
mirrorSP- Polarization analyzer (beamsplitter)

76

地上大型望遠鏡プロジェクト

太陽観測の動向： 地上観測
DST @SacPeak(0.75m)Slit

SP-CCD left/right

EUV imager + Coronagraph x 2 spacecraft

VTT @Tenerife(0.7m)

Polarization
modulator unit(PMU)

NST @BBSO(1.6m)

狭帯域フィルターを用いた撮像観測が主流
ATST @Hawaii 4mφ
77

Name (site)

D(m)typeyear

ATST (Hawaii)

4open, off-axis

2017?

EST (Canary Island)

4?

open?

NST (BigBear)

1.6

open, off-axis

2009

McMath (KitPeak)

1.6

heliostat

1961

GREGOR (Tenerife)

1.5

open

2010?

COSMO (Hawaii)

1.5

coronagraph?

### (Chi(China))

10
1.0vacuum?

SST (LaPalma)

1.0

vacuum

2002

THEMIS (Tenerife)

0.9

helium1996

DST (SacPeak)0.75

vacuum1969

VTT (Tenerife)

0.7

vacuum1989

DST (Hida)

0.6

vacuum1979

大口径プロジェクトはいずれも回折限界を狙う ATST～0.03”！
弱点： 視野が狭い。
よい画像の得られる時間は小口径望遠鏡よりも少ない。
マシンタイムの取合い、実験的観測をしづらい。

灰： 計画
青： 建設中
78
黒： 既存

13

2010/8/18

太陽研究が取り組む課題；
偏光分光によるプラズマ診断学
新しい観測装装置・手法

atomic polarization, 輻射輸送

磁気プラズマの基礎過程

４. 京都大学理・附属天文台
でできる観測研究

磁気対流、波動、リコネクション、不安定現象、加速、、ダイナモ（磁場の生成機構）

コロナ加熱/放出、フレア（磁場の散逸機構）

恒星活動

太陽-地球環境（宇宙天気・宇宙気候）

79

京都大学飛騨天文台 （北アルプスの麓１３００ｍ）

80

飛騨天文台の２つの太陽望遠鏡
SMART望遠鏡
太陽全面、彩層速度場常時観測 爆発、噴出現象の監視

ドームレス太陽望遠鏡
高分解能真空太陽望遠鏡＋分光器
 プラズマ物理量の詳細診断

65cm屈折望遠鏡
ドームレス太望遠鏡(DST)

60cm反射望遠鏡

ファブリペロ＋高速カメラによる高S/Nマグネトグラフ

多波長偏光分光による新しいプラズマ診断の開拓

太陽磁場活動望遠鏡(SMART)81

高精度偏光分光観測を実現するためDSTを補強

82

DST広帯域ポラリメータ

偏光較正装置像を安定化し解像度回復-

広い波長領域（380 –1600nm）、多波長同時２偏光同時撮像
連続読み出し・加算により S/N > 103
AO によるシーイングノイズ低減、解像度向上
Astropribor 超広帯域波長板

望遠鏡より

補償光学装置
偏光解析装置-2

真空窓

補償光学装置切り替えミラー波面センサー

水平分光器へ可変形状鏡

偏光解析装置-１
垂直分光器へ83

ドームレス望遠鏡の機械偏光測定

420

560

700

840

980

84

1120nm14

2010/8/18

SMART望遠鏡の開発

ドームレス太陽望遠鏡

多波長偏光分光による新しいプラズマ診断の開拓
ゼーマン効果 光球、プロミネンス磁場
散乱偏光、ハンレ効果  彩層・コロナ弱磁場
シュタルク効果 彩層・コロナの電場
衝突偏光
 粒子ビーム、熱伝導原子の偏向と輻射過程の基礎研究
 天体磁気プラズマの基礎過程を真に理解する

全面磁場
活動領域の発達過程

Hα全面撮像フレア・プロミネンス
放出の監視

ファブリペロによる
高精度磁場
大規模磁場と流れ

連続光高解像撮像
白色光フレア、高エネル
ギー粒子の診断

強度スペクトル

偏光スペクトル（第2太陽スペクトル）
1万km

86

85

波長

SMART望遠鏡の展開

京都大学理・附属天文台でできる観測研究- ドームレス望遠鏡やひのでを使った観測研究（太陽による宇宙プラズマの基礎物理に挑戦）

１日24時間太陽活動を監視する国際共同プロジェクト- SMART望遠鏡やCHAINによる宇宙天気研究（フレア、質量放出、太陽活動周期の予報に挑戦）

本計画で実現する３つの拠点
・飛騨天文台（日本）、・イカ大学（ペルー）、・新教育天文台（アルジェリア）

フレア &フィラメント噴出

フレア監視望遠鏡- 他の国内・海外施設を使った観測研究- ドームレス望遠鏡やSMARTの装置開発、実験（偏光、像安定化装置、高精度磁場撮像、etc.）- 次期太陽観測衛星(Solar-C)計画への参加（装置設計、宇宙用基礎実験、、）
太陽面爆発によるプラズマの噴出速度と方向を測定。太陽地球間環境変動に与え87る影響を研究する。

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5. まとめ太陽の謎解きには、・光がどうして作られるか、（輻射輸送、量子力学、熱力学、統計力学、相対論）

・光をどうやって測定するか、光をどう定す（光学、電子工学、機械工学、体力）・データをどう解釈するか、（電磁流体力学、熱力学、プラズマ理論、シミュレーション）

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