2017/3/30

いちもと きよし

一本 潔

太陽を調べる光の目

京大・理・附属天文台飛騨（＋国立天文台Solar-C推進室併任）
略歴：1987.4
1987.5｜｜
2008.4～

京都大学・理学研究科附属
飛騨天文台
一本 潔、 協力：上野 悟

研究内容：

太陽研究最前線体験ツアー
2017.3.27 - 31

（大阪茨木高校出身）

京大宇宙物理・天文台卒業
国立天文台勤務；
乗鞍コロナ観測所、日食遠征、ひので、、
京大理・附属天文台
太陽観測（黒点、コロナ、フレア、）
飛騨の装置開発、観測
次期太陽観測衛星Solar-C の開発

1

太陽を調べる光の目 内容：

イントロ：

０．イントロ「飛騨天文台」、「宇宙の測りかた」
１．太陽のみえ方
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

宇宙の測りかた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
太陽の周辺減光と大気構造

３．宇宙の中の「磁場」
宇宙における磁場の働き

４．磁場を測る
偏光とゼーマン効果

５．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
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（飛騨天文台一般公開用スライド）

６．京都大学理・附属天文台ですすめている観測研究
飛騨天文台のとりくむ観測プロジェクト

3

はか

宇宙を計った分度器＝六分儀

測（計）る・・・
長さ・距離
角度
温度

時間

スピード

光
放射線

重さ

体積
電流・電圧

宇宙を計るのに使えるものは？

ティコ・ブラーエの六分儀

星の「位置」を測定

http://mail2.nara-edu.ac.jp/~asait/kuiper_belt/eclipse2/sextant_astronomy.htm

12017/3/30

星の「位置」から描かれた宇宙観

太陽や月の「大きさ」はどのくらい？
金環日食

２ｍ先の１円玉(2cm)
２２ｍ先のサッカーボール(22cm)

てんきゅう

天球

飛行機よりも大きい

手を伸ばして持った５円玉の穴（5mm）

何かが足りない・・・ 渾天儀： 天球の模型

もちろん本当の大きさじゃない！

宇宙を計る道具

望遠鏡は高精度の分度器！？

こんてんぎ

http://www.zero-co.com/seiza/faq/seiza_01.html

距離

大きさ

望遠鏡が遠くのものを見分ける能力 ＝ 「分解能」
望遠鏡

分光器

人工衛星
・・・

ドップラー効果・・・

物体の温度と色10000 度6000 度

100km 先の 50 m （高層ビル）緑の光で“
1 m （机）“25 cm （ラーメンの器）“
8 cm （チャーシュー）“
1 cm （ネギ）

分光器はスピード計！？

分光器は温度計！？
高温

口径 1 mm“ 4.5 cm
“ 20 cm“ 60 cm“
5m

低温

3000 度1000 度

100 度

光のドップラー効果

スペクトルのどこが明るいかで温度が分かる！

スペクトルに混ざった黒い線 – 星の元素の痕跡

近づいてくる

飛騨天文台
遠ざかっていく2

2017/3/30

飛騨天文台の２つの太陽望遠鏡
SMART望遠鏡

ドームレス太陽望遠鏡

太陽全体を常に観測

世界屈指の分光器

まずSMART望遠鏡

これらをつかって
太陽の大きさを測ってみよう。

太陽は約２７日で１回転

スペクトル
太陽全体画像

つぎにドームレス望遠鏡

つぎにドームレス望遠鏡＋２km/秒ー２km/秒太陽の表面は２ｋｍ/秒で回転

太陽で作られる
スペクトル線

地球の大気（O2）で作られるスペクトル線

太陽の大きさは？
太陽の１周＝２ｋｍ/秒 x ２７日＝２ｘ６０ｘ６０ｘ２４ｘ２７＝４７０万km

２７日＋２km/秒

太陽はどのくらい離れているのか？
太陽の見かけの大きさ～２ｍ先の１円玉（直径2cm）

１円玉（2cm）
太陽（150万km）
2m

太陽の直径＝１周／ 3.14(円周率) ～１５０万km
・・ 地球の約１１０倍太陽までの距離 ＝ 2m ｘ １５０万km/2cm＝１億５千万km （＝１天文単位）
飛騨天文台

3

2017/3/30

きょり

星の距離の測り方
春

そこまでいかずに距離を測る方法
三角測量:
２つの地点から見こむ角度を測って距離を求める

秋

ある星は周囲の星に対して

角度 c
距離 a

ねんしゅうしさ

半年ごとに位置がずれる（年周視差）。
きっと手前にあるに違いない！
このみかけのずれから星までの距離
が分かる。

距離 b

＝地球の公転軌道を用いた三角測量

距離 b

年周視差で距離がわかった星

飛騨天文台= 距離 a ÷ 角度c

距離梯子

太陽からいちばん近い星：
αケンタウリの年周視差 ＝ 0.74秒角（１秒角 = １°の1/3600= ここからみた乗鞍岳山頂のリンゴの大きさ）

αケンタウリまでの距離は ２６万天文単位＝３９兆km
現在の「分度器」の最高精度～0.001秒角 （ヒッパルコス衛星）「宇宙の果て」
１３７億後年（ここからみた京都にあるゴマ粒（ 1mm ）の大きさ）

年周視差から距離が分かった星～約12万個
しかし、その背景（遠く）にはまだ無数の星がある！
理科年表より太陽の重さ（質量）はどうしてわかる？
地球は太陽から1億5000万km 離れたところを１年かけて回っている太陽L = 1AU力

太陽の重さと半径がわかると。。
表面の重力加速度がわかる！

これは太陽が地球を引きつけるから
地球

遠心力

太陽

万有引力

質量m の物体が加速度a で落下

GM o M E
M E L  F (引力) L22

物体の質量と引力の関係Gを測る実験（キャベンディッシュの実験）
これから太陽の質量が求まる！
太陽の質量＝2000000000000000000000000000000kg

Fg 
a

GM o
m  ma,Ro 2

Ro  7.0  108 m

GM o 6.7  10 11  2.0  1030

~ 270 m/s 2 ~ 28G
Ro 2(7  108 )2= 2 x 1030 kg

42017/3/30

はか

太陽の寿命は？
太陽

1.4kW/m2
地球

宇宙を測（計）る・・

・

1億5000万km 離れたところで太陽の光のエネルギーは1.4kW/1平方m（太陽定数）

長さ・距離
角度

太陽は四方八方同じだけ光を出しているだろうから、

太陽が１秒間に放つ全エネルギーは ～ 4 x 1026 J/s [W]温度

太陽の燃料が石油だったとしたら・・・
太陽は500万年で燃え尽きてしまう。

重さ

スピード

時間

太陽の燃料は水素の核融合反応であることがわかった・・・
 太陽の寿命は約100億年(今45億歳)

光

体積
電流・電圧

宇宙を計るのに使えるもの

放射線

２つの異なる連続光で見た太陽

1. 太陽のみえ方

可視光

軟X線

27

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）

2003年10月30日
京大飛騨天文台
ＳＭＡＲＴ望遠鏡

28

Ｈαの異なる波長で観た太陽

29

30

5

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なぜ光の種類によって見え方が異なるのか？

「偏光」で観た太陽 磁場

・物質は温度によって異なる波長の光を出すから光の波長によって異なる温度のものが見える
・光の波長によって透明度が異なるから波長によって見通す深さが異なる
・光源や媒質に「異方性」があると光が「偏る」から
磁場などのベクトル物理量の違いが見える
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！

2003年10月30日
MDI 磁場31

実験室
温度、密度、元素、運動、
磁場、、、

実験

スペクトル、偏光光に含まれる情報

天体

宇宙のことを知りたい！
その手がかりは光(電磁波)によってもたらされる

物理状態
電磁流体力学
プラズマ物理

電磁気学
統計力学
量子力学
輻射輸送理論光32

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
強度 I (x, y, t, l, p) --- 温度、密度

天体物理学

依存性

観測

x, y 方向 --- 空間構造
t

スペクトル、偏光

時間 --- ダイナミクス

λ 波長 --- 運動、温度、密度、ｚ方向空間構造、 、p33

偏光 --- ベクトル的物理量（磁場、電場、輻射場の異方性、、、）34

光の種類とスペクトル名古屋科学館35

36

6

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フラウンホーファー線

太陽スペクトル

1814、ドイツの物理学者 ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー～5800K 黒体放射

A線
B線
C線
D1線
D2線
D3線
E2線
F線
G線
H線
K線

37

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

O2
O2
Hα
Na
Na
He
Fe
Hβ
Fe
Ca+
Ca+

759.370 nm
686.719656.281589.594588.997587.565527.039486.134430.790396.847
393.36838◆太陽可視光スペクトルと吸収線
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）

2. スペクトルのでき方

39

40

Slide by S.Ueno

温度と光のスペクトル（連続光）
黒体放射

 Bl T  

軟X線

2 hc 2l5原子状態と線スペクトル1exp( hc / kT l )  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 levelhnhn  Eup - Elow

Lower level
41

42

7

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ドップラーシフト
輝線スペクトルと吸収線スペクトルドップラー効果

http://www.kasaoka.okayama-c.ed.jp/kyoumu/kokusai/kokusai312a.htm
美星天文台提供

太陽はなぜ周辺が暗いのか？

43

l

l




c

44

Slide by S.Ueno

太陽の大気構造（周辺減光）

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。

nH
ne
vt
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。

T
対流層

光球

コロナ

彩層

45

46

宇宙における磁場の働き（１）:- プラズマの運動を抑制・ガイド

rL 

 cm
eB



2c kmT LeB
3

 「構造」の形成（対流の抑制、プラズマ閉じこめ）

3. 宇宙の中の「磁場」

47

8

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宇宙における磁場の働き（２）:- 磁気圧による膨張=

宇宙における磁場の働き（３）:+- 波動の媒体8 B2  1Dυ P   (B )B
Dt 8  4
圧力

張力 エネルギーや擾乱の伝達

 磁気ループの浮上、コロナへの拡大

ひので

TRACE
ひので

宇宙における磁場の働き（４）:  ~ 2  10

- 熱伝導を抑制・ガイド

11

宇宙における磁場の働き（５）:

n2
 ||
T 3B2

B in Gauss(Priest, ‘Solar MHD’)- エネルギーの蓄積・不安定化

n=109cm-3, T=106K, B=10G  κ⊥/κ∥～2･10-13

 コロナの多温度構造を形成

1 2
L j , L : inductance of magnetic loop2

 突発的な状態遷移（爆発・噴出現象）
フレア

FeX
6374A
(1MK)
FeXIV
5303A
(2MK)
CaXV
5694A
(3.5M
K)
Yohkoh SXT(3—6MK?)

磁場は多様な「活動」現象の担い手
乗鞍コロナ観測所

SDO

飛騨天文台

太陽研究の課題１

太陽研究の課題２

磁場の散逸機構（プラズマ加熱、フレア爆発、質量放出、粒子加速、、）

太陽面磁場の緯度分布

磁場の生成機構（ダイナモ）（１１年活動サイクル、マウンダー極小期、）コロナ質量放出Ｘ線γ線
高エネルギー粒子

光球
対流層
放射層

1996
ひのでSOT

ムービー by 勝川

高温コロナ

1992

彩層

9

2017/3/30

宇宙における磁場の働き（続）:- スペクトル線の偏光を生成（変更） それ自身の測定を可能とする！
I

Q

U

4. 磁場を測る

V

56

磁場が作るスペクトル線の偏光

スペクトル線の偏光

Zeeman 効果

Zeeman効果の発見

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。

The Effect of Magnetisation on the Nature of Light Emitted by a SubstanceP. Zeeman, Nature, vol. 55, 11 February 1897, pg. 347

縦 Zeeman効果

横 Zeeman 効果(磁場方向からみて)(磁場と直角方向からみて)

B

B

λ

λ

Δλ

58

57

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 ideal
polarizer（un-polarized）

Stokesvector59

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

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
60

10

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原子線の偏光メカニズム

原子線の偏光メカニズム
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。

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。

M= -1

M= 0

M= +1

M= -1

 磁気量子数

J=1

M= 0

M= +1

 磁気量子数

J=1

量子化軸

量子化軸

depends on viewing angle
wrt. quantization axis

全コンポーネントが同じ波長

J=0, m=0コンポーネントの
波長分離

J=0, m=0Q

無偏光l

Zeeman 効果

61

ゼーマン効果
Bx

Bx

Simple triplet

B

γ

γ

Obs.

Obs.

λ

1
(1  cos 2  ) :
4

1 2
sin 
2

:

1
(1  cos 2  )4λI    I   I    1I   : I  : I  63

ゼーマン効果

γ

1 2
sin 
2

:

1
(1  cos 2  )
4

64

Bx

Simple triplet
B

B

Obs.

γ

Obs.

λ

1
(1  cos 2  ) :4

I    I   I    1Intensity and polarization of Zeeman components

Bx

Simple triplet

1(1  cos 2  ) :4

ゼーマン効果Intensity and polarization of Zeeman componentsI   : I  : I  

62Intensity and polarization of Zeeman components

BI   : I  : I  lゼーマン効果Intensity and polarization of Zeeman components
Simple triplet

V

1 2
sin 
2

:

1
(1  cos 2  )4λI    I   I    1
65

I   : I  : I  

1(1  cos 2  ) :
4

1 2
sin 
2

:

1
(1  cos 2  )4I    I   I    166

11

2017/3/30

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

Intensity and polarization of Zeeman components

Simple triplet

Simple triplet

Bx

Bx
B

B

γ

γ

Obs.

Obs.

λ

I   : I  : I  

1(1  cos 2  ) :
4

1 2
sin 
2

:

1
(1  cos 2  )4λI    I   I    167

ゼーマン効果I   : I  : I  

1(1  cos 2  ) :
4

1 2
sin 
2

:

1
(1  cos 2  )4I    I   I    168

黒点磁場の発見 （1908年、へール）
太陽可視光域のスペクトル写真

Intensity and polarization of Zeeman components
Bx

Simple triplet
B

光の強度スペクトル

円偏光のスペクトル

γ

Obs.

λ

1
1 2
1
I    I   I    1
(1  cos 2  ) :sin  :
(1  cos 2  )
4
2
4
69
o
180 different transversal field produces exactly the same Zeeman effect.

I   : I  : I  スペクトル線のゼーマン効果
I

Q

U

V

鉄の原子がつくる線スペクトル

Stokes profiles: Zeeman effect
I

Q

U

V
Zeeman effect of spectral line
（SOT/Spectro-polarimeter）

FeI6301.5A FeI6302.5A
g = 1.67
g = 2.512

2017/3/30

磁場の渦 ⇒ 電流：

Suntpot magnetic field
Field strength

Field inclination

0 ~ 4000 Gauss-90o ~ +90o

Stokes profiles: Zeeman effect
Doppler shift~

しかし・・・スペクトルの偏光はゼーマン効果と磁場だけではない！
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

偏光メカニズムとプラズマ診断量-2 ~ +3 km/sec

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

ベクトル磁場

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）

未開拓領域
76

これはなんだ！？

線スペクトルの偏光メカニズム
異方性
磁場
電場
輻射場
粒子ビ-ム
熱伝導

原子
エネルギー準位の分裂状態分布の偏り
Mu = -1 Mu = 0

線スペ
クトルの

偏光

CaH プロミネンス= 100万度のコロナに浮かんだ低温の雲

質量~ 10 億トン
速度 > 20 km/秒

Mu = 1地球
直径～13000km
Ml = 0準位分裂： Zeeman効果、 Paschen-Back効果、Stark効果
分布偏り： 散乱偏光、 Hanle効果、衝突偏光、、、、

ベクトル物理量の診断  偏光分光観測

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

駆動力 ＝ J x B … 但し、BもJもまだ測られてない。。
中性水素原子の感じる電場 = v x B  スタルク効果で見えるはず！

78

13

2017/3/30

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

5. 光を読みとる観測装置

強度 I (x, y, t, l, 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、、、）

79

80

Point Spread Function

空間を分解する望遠鏡（口径50cm 理想）

口径 Ｄ
d = 1.22 l/D-- 回折限界例：
D = 60cm
l = 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lの光光が干渉して弱め合う

Point spread function（点像関数）d81

82

スペクトロヘリオグラムの説明

波長を分解する分光装置

スペクトロヘリオグラム

回折格子(グレーティング)太陽像の焦点面

スペクトルの焦点面

スリット

波長

波
長
コリメータ鏡

カメラ鏡

83

スリット上の位置

Slide by S.Ueno84

14

2017/3/30

波長を分解する分光装置

波長を分解する分光装置

データキューブ

狭帯域チューナブルフィルター
Lyot filter

vs.

Fabry Perot

波長
Air space
Foster etal 2009 Optical Society ofAmerica

Tunable filter FPP/SOT

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
85

リオフィルターの原理

LiNbO3
Schuhle etal 2009(?)
86

リオフィルターの原理（無偏光連続光）
偏光板
方解石

ne

d

no
偏光板
free spectral range

d = 2 (neno)dl/l2 = 2

遅延量 d = 2 (neno)d/λ が2変化するごとに最大透過d= l2 / (neno) ll 5000A
neno=0.172（方解石）l0.1A

87

Fabry-Perot 干渉計の原理

A
BE

C
q’
n
l

n’
l’

 d ~ 144 mm

88スペクトルの偏光測定システム

DとEで同じ位相になるための条件より、
透過率は

t

q

l

D
n
l

nl  n’l’
n sin q  n’ sin q’
n : refractive index

Il 

T2 
4R
1  2 2n ' t cos q '  1
sin 2 
(1  R )2  (1  R ) 2
2
l


1

スペクトル

S

カメラ

T : intensity transmissi on coeff of each coating
R : intensity reflectivity
"
望遠鏡

l

回折格子

偏光解析装置
スリット
太陽像

分光器

dlR
89

15

2017/3/30

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 Stokesyxpolarizers
I+Q

I-Q

I+U

I-U

I+V

Fast axis
Ey eidI-V

Insert 6 different polarizers successively in the beamThis polarimeter requires that the spectrometer and the detector havesame throughput and sensitivity for all polarization states.

Slow axisExｚ This is not the case in real devices.
91

92

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

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

S
I
 
Q 
U 
V  

世界の太陽望遠鏡

回転波長板 （遅延量=δ）

偏光板

I '  mI I  mQ Q  mU U  mV V
mU

mQ

mI

mV

93

世界の地上大型望遠鏡

太陽観測の動向： 地上観測
空間分解能、取得情報量、測光精度の追求
GREGOR @Tenerife(1.5m)

DST @SacPeak(0.75m)SST @LaPalma(1.0m)94

NST @BBSO(1.6m)NVST @Fuxian lake
(1.0m)DKIST @Hawaii 4mf
95

Name (site)

D(m)

type

year

ATST (Hawaii, US)

4open, off-axis

2019

EST (Canary Island)

4?

open

?

### (India)

2

open

?

NST (BigBear, US)

1.6

open, off-axis

2009

McMath (KitPeak, US)

1.6

heliostat

1961

GREGOR (Tenerife, Spa)

1.5

open

2011

COSMO (Hawaii)

1.5

coronagraph?

NVST [Fuxian, China)

1.0

vacuum2012

SST (LaPalma, Spa)

1.0

vacuum

2002

THEMIS (Tenerife, Spa)

0.9helium1996

DST (SacPeak, US)

0.75vacuum1969

VTT (Tenerife, Spa)

0.7vacuum1989

DST (Hida, Japan)

0.6

vacuum

飛騨DSTの特徴- 高い汎用性を持った分光器- 特徴ある焦点面観測装置
60cm の回折限界分解能の撮像は当たり前の時代になってきた。

1979
灰： 計画
青： 建設中
黒： 既存

96

16

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太陽観測の動向： スペース
Ｘ線，EＵＶ領域、連続観測, 高安定度
Hinode 2006.9 ~SDO (Solar Dynamic Observatory) 2010~

6. 京都大学理・附属天文台
でできる観測研究
太陽全面画像 （EUV+光球磁場・光球速度場 ）4kx4k 大量データ

IRIS 2013~
紫外線分光撮像による彩層・遷移領域の観測

98

STEREO 2006.10 ~EUV imager + Coronagraph x 2 spacecraft

飛騨天文台で開発されたユニークな観測装置
2015~

・DST 広帯域偏光分光装置
2015~

・DST 補償光学装置

DST
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100

2016~

・SMART フィラメント放出速度場撮像装置
2014~

・SMART 高感度ベクトルマグネトグラフ
2011~

・SMART 連続光/Hα高速フレア撮像装置

天体観測の
天敵＝
シーイング

2010~

・宇宙（Solar-C）用狭帯域リオフィルター
2011~

・シーイングモニター

シーイングとは、、

ドームレス望遠鏡
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100枚
回折限界分解能～0.2秒角～120km

★

対象天体

・
・
・

球面波

平面波

地球対流圏
空気中の屈折率揺らぎ

平均画像
１秒露出の画像

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
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

102
Slide by T.Kawate

17

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より高解像度を目指して・・

シーイングを克服する補償光学(Adaptive Optics)

リアルタイムで波面のゆらぎを補正
 Adaptive optics
開発中
画像復元 スペックルマスキング 最近開発
104

Slide by N.Miura

ＤＳＴ新補償光学装置の光学系完成！

結果（１）
AO-ON（21-70）

2014.4.15

目標性能達成にむけ調整中・・・

2010.11.20

AO-OFF（251-300）

by (元)北見工大 横山

結果（２）• ほぼ同時刻に太陽観測衛星「ひので」から撮られたものと、地上からAOを動作させながら観測したものとの比較。

スペックルマスキングによる画像復元プログラム
Lohmann, Weigelt, and Wirnitzer, 1983, App. Opt., 22, 4028
Pehlemann and von der Luhe, 1989, AA, 216, 337
spemirh
一本＆川手 2014, 京都大学大学院理学研究科附属天文台技報 Vol. 2 -1

フーリエ空間における振幅と移送の復元

18

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DST
2013.6.25

DST
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100

430nm
ORCA4
1ms expo.x100

r0 ~ 38mm

Speckle masking+
Deconvolution(max_likelihood)w=128pix

ドームレス太陽望遠鏡

2013.5.14 X flare
Ha

a)

b)

多波長偏光分光による新しいプラズマ診断計画
基盤研究Ａ 2011-2015

偏光較正装置c)

像を安定化し解像度回復

shift&add

Conti.

d)specklee)

望遠鏡よりspeckle+ deconvf)

補償光学装置
偏光解析装置-2

補償光学装置真空窓

切り替えミラー波面センサー

水平分光器へ可変形状鏡

shift&add

speckle (w/Ha)

speckle (indep)

偏光解析装置-１
垂直分光器へ

キャリブレーション用データ観測手法• 観測室から無線で操作し、既知の偏光をDSTに入射• (I,Q,U,V) = (1,0,0,0), (1,±1,0,0), (1,0,±1,0)バッテリー＆無線
直線偏光板がマスクの8つの穴から覗いてる状態

太陽電池

マスク
（固定）

SiI 10827A

マスクの下で８つの直線偏光板と8つの穴がある回転板が回る

DST入射窓製作：仲谷、他

8/14

19

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Scientific observation
since 2011

SMART、Hα image

Oscillation in sunspot chromosphere

Signal of chromosphericmagnetic field

An example; CaII 854.2nm
SOT/Hinoda

DST、Hα image

DST
polarimeter HeI 10830A

Magnetic field of
the flare kernel
DST、Hα image

By Anan

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 彩層・コロナの電場
シュタルク効果 粒子ビーム、熱伝導
衝突偏光
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

Slit length = 128 “
空間分解能：0.4秒角/pix
波長分解能：0.07Å/pix
点線：DSTキャリブレーション前
bｙ T. Anan
実線：DSTキャリブレーション後

SMART system
Full diskmagnetograph（suspended）

２０１６～

Hα full disk
doppler imager(SDDI)

２０１１～

High speed flare
imager (FISCH)

２０１５～

High res. vector
magnetograph(final prep.)
SHABAR
Seeing monitor
２０１ 1～

117

118

フィラメント“消失”とCME
100分後

CMEの70%以上がフィラメント“消失”に伴っている（Munro etal 1979）

02:00 UT

03:45 UT

15 のフィラメント消失のうち、噴出型８イベントはすべてCME を伴い、「準」噴出型７イベントはすべて
CMEを伴わなかった。(Morimotoand Kurokawa 2003)
Cクラスの∼70%, Mクラスの∼44%, X
クラスの∼10% は CMEを伴わない(Yashiro etal, 2005)

消失フィラメントの速度場をモニターすることがCMEの発生をいち早く予測するための有効な手段となり得る。

119

120

20

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Solar Dynamics Doppler imager on SMART

噴出のHαスペクトル
Hida DST

2014.11.11

Hα＋9A (-410～+410km/s, 73点), Δt = 15sec

Ha 656.3nm

Ha spectra of a surge

2016.5~ 定常観測開始

SMART

通常の観測

Under the Project for
Solar-Terrestrial
Environment Prediction(PSTEP)
122

現在のSMART観測

Ha -1A

Example; fulldisk image and Dopplergram

波⾧スキャン画像

2016.05.21 01:19:24

123

I(-0.5) – I(0.5)

124

C5.1 flare and filament eruption at NOAA 12561
緑 background
赤 filament (observed)
青 fitting result

7月７日のフレアとフィラメント噴出-8.0Aでもみえる(SDDI 現在までの最速イベント)-6Aや-8Ａでみえてるところ = -2A以下ではみえない=>これまでの観測ではまったくわからないところ

212017/3/30

SMART T4 vector magnetograph

SMART T4 magnetograph2, チューナブルフィルターで吸収線波長スキャン3, 偏光ビームスプリッ
ターで２偏光同時撮像

Intensity

Polarization modulation

4, 高速CCD カメラ
で光子積算

1,連続回転波長板
で高速偏光変調
The coefficients a,b,c,d
are the function of wave
plate

Map of Stokes parameters
I

by S. Morita, S.Nagata

2012.05.14 6302.5 – 0.07A

SMART望遠鏡の展開

Q
１日24時間太陽活動を監視する国際共同プロジェクト

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）

VU

フレア監視望遠鏡

フレア &フィラメント噴出

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130る影響を研究する。

2015 Feb. JAXAに提出

目的：
太陽活動大気の形成機構解明、太陽面爆発の発現機構究明と予測、
宇宙に普遍的な磁気プラズマ素課程の解明

先進的な３つの観測装置
紫外線分光望遠鏡（EUVST ）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
atomic polarization, 輻射輸送

磁気プラズマの基礎過程

彩層：「ひので」物理計測のギャップ

磁気対流、波動、リコネクション、不安定現象、加速、、+ IM (Irradiance Monitor)

ESA

JAXA
可視光望遠鏡（SUVIT, 口径1.4m）

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）

SUVIT 焦点面装置群
NASA
高解像度コロナ撮像装置（HCI）

重量： 2300kg
サイズ：3.7 x 3.2 x 7.3m
軌道： 地球同期「ひので」から大きなジャンプ(1) 彩層磁場計測、(2) 空間分解能 ３～１０倍、(3) 時間分解能と精度約１０倍

新しい観測装置・手法

Solar-Cのミッション提案

132

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京都大学理・附属天文台でできる観測研究７. まとめ太陽の謎解きには、- 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過程の探求）

・光がどうして作られるか、- SMART望遠鏡やCHAINによる宇宙天気研究（輻射輸送、量子力学、熱力学、統計力学、相対論）（フレア、質量放出、太陽活動周期の予報に挑戦）- 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・光をどうやって測定するか、（光学、電子工学、機械工学、体力）（偏光、像安定化装置、高精度磁場撮像、etc.）

・データをどう解釈するか、- 次期太陽観測衛星(Solar-C)計画への参加（電磁流体力学、熱力学、プラズマ理論、シミュレーション）（装置設計、宇宙用基礎実験、、）
133

全部必要！  得意な分野を生かして活躍できます。
134

おわり

135

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