20100302_01_Ver.	  20	

「ひので」衛星	  太陽極域に強い磁場を発見！	
国立天文台 下条圭美	  国立天文台 常田佐久	  ひので衛星チーム	

配付資料	

発表要旨	• 太陽観測衛星「ひので」は、太陽の極域に黒点並み（1000ガウス以上）の強い磁場が存在することを発見した。	  
• 今回発見された磁場は、斑点状の形状をしており（強磁場斑点）、大きさ（黒点の1/10）と寿命（10時間）が黒点に比べて非常に小さい。	  
• 従来、極域には広がった弱い磁場しか存在しないと考えられていた。今回の結果は、これまでの太陽極域に対する認識に変更を迫る重要な結果である。	
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太陽極域とは？	

Ｘ線で見た太陽の極域	
太陽活動の極小期には、太陽の南北極域には、常時コロナホールが見えます。
太陽活動の極大期には、これらのコロナホールは消えてしまいます。	

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極域の磁場：今までのパラダイム	  	（緑色の破線は、磁力線を示している。）	
極域からの磁力線は、宇宙空間へ向かう。	

弱いＮ極の磁場で埋め尽くされている
北極付近	  黒点からの磁力線は、周囲の逆極性の磁場とつながっている。	  

宇宙空間へ向かっている磁力線は、X線で暗い。	  

太陽X線画像でみえる縞模様は、磁力線（磁気ループ）を示している。	  

弱いN極の磁場で埋め尽くされている北極付近	  極域からの磁力線は、宇宙空間へ向かう。	

太陽表面での磁場分布	  （白：Ｎ極，黒：Ｓ極）	

Ｘ線で見る太陽	  （コロナを見ている）	

5	

黒点を作る南北方向の磁場が極域で見える	• 磁場を増幅させるダイナモ機構	
北極	

北極	

磁場が増幅	

北極	

差動回転によってできた東西方向の磁力線が浮かび上がって黒点に。	

磁力線*	  南極	太陽の回転速度	南極	

南極	

*磁力線はゴムひものように振る舞う	

極域は、次の太陽周期に現れる黒点の種になる磁場が観測できる領域である。	  

6	これまでなぜ観測できなかったか？	

「ひので」と従来の観測装置の比較	
２００７年９月７日 太陽の北極付近の磁場分布画像	

太陽の縁	SOHO衛星	  空間分解能：２秒角	  ほとんど構造が見分けられない	  

太陽の縁	

「ひので」衛星	  可視光・磁場望遠鏡	  空間分解能：０．２秒角	  鮮明に構造を分解している	  8	

はじっこの観測は難しい	
例えば下図のようなＮ極とＳ極を持つ構造を分解するには、	  赤破線と青破線に挟まれた角度より高い解像度を持つ望	  遠鏡が必要。	  

N	 S	

極（北）	

太陽	N	
S	

赤道	

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太陽観測衛星「ひので」	
大気圏外からの観測により、常時０．２~０．３秒角の	  空間分解能で観測が可能。太陽表面の詳細な	  磁場ベクトルを測定することができる。	  

可視光・磁場望遠鏡（ＳＯＴ）	
極端紫外線分光撮像装置（ＥＩＳ）	

Ｘ線望遠鏡（ＸＲＴ）	  １００万度以上のコロナを高空間分解能（約１秒角）で観測	
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「ひので」による発見	

「ひので」可視光・磁場望遠鏡で得られた	  太陽の南極付近の磁場	西	北	

２００７年９月２５日の太陽南極の磁場強度分布画像	  • 色が磁場の強度（黄/赤：磁場が強い，青/緑：磁場が弱い）を示しており、強い斑点状の磁場が極域に点在している事がわかる。	  
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南極上空から見た極域磁場	70°	  75°	  80°	  緯度85°	  太陽の	  南極点	

この図は、下図の	  様に南極上空から	  観測したように、	  座標変換した画像。	
北極	  か	太陽	  南極	  13	

強磁場斑点の拡大図	

黒点の様に丸くなく、	いびつな形をしている	

14	

強磁場斑点は全部同じ極性	  (黒点と異なりＮ‐Ｓのペアになっていない）	
70°	  75°	  80°	  緯度85°	  太陽の	  南極点	15	
黒点の大きさ	16	

強磁場斑点から伸びる	  ラッパ状の磁力線	
S極 200	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  100	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  0	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  100	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  200	  N極	

磁力線	

磁場強度	

太陽表面	
強磁場	

強磁場斑点から伸びる	  磁力線の模式図	  Shiota,	  et	  al.	

色は、太陽表面の磁場強度と極性（赤：S極/青N極）を示し、	  灰色の線は磁力線を示している。	

「ひので」の観測	  極域の強磁場斑点と黒点の特徴	
極域の強磁場斑点	

黒点（活動領域）	

発生領域	

北極および南極付近	

中緯度帯（緯度４０°以下）	

磁場強度	  １０００ガウス程度	

１０００ガウス以上	大きさ	約4千km	  ４万~６万km以上	

磁場の極性	

寿命	

黒点の1０分の１以下	  北極と南極によって極性が多くの場合、N極とS極の	  異なるが、同じ極域では、両方が一緒に現れる。	  
一方の極性しか現れない。	

約１０時間	

数日~数ヶ月	  17	

極域磁場のパラダイムシフト	
今までの理解	
弱い磁場で埋め尽くされている
北極付近	  

実はこうなっていた	小さく磁場強度が黒点と同程度の強磁場斑点が点在	  強磁場斑点からの磁力線は、特に表面付近でラッパ状に広がっている。	  「ひので」の発見の意味	  •高速太陽風の加速を説明	  •強磁場斑点の周りで活動現象	  •太陽周期と極域の磁場	  温度の低いコロナホールから	  高速の太陽風	
画像提供：LLC,NASA	
速度(km毎秒)	

高速の太陽風	  低速の太陽風	  速度(km毎秒)	

Ulysses	  衛星が観測した太陽風の速度とコロナ画像（内側）	

温度と密度の低いコロナホールから高速の太陽風が発生しているが、なぜ温度の低い場所からエネルギーの高い粒子が来るか分かっていない。	
20	

21	

ラッパから噴き出す高速の太陽風	
S極 200	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  100	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  0	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  100	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  	  200	  N極	
磁場強度	

磁力線	

太陽風がラッパから	  吹き出ている。	

太陽表面	
強磁場	強磁場斑点から伸びる	  磁力線の模式図	  （色は、太陽表面の磁場強度を示し、灰色の線は磁力線を示している。）	

Shiota,	  et	  al.	

• 極域にたくさんのラッパ磁場が立っている。惑星間空間に広がる高速の太陽風は、これらのラッパから来ていることが分かった	「ひので」の発見の意味：	  高速太陽風の加速を説明	
• 高速太陽風は、アルベン波によって加速する説が有力であるが、太陽表面で発生したアルベン波がコロナに伝わらないという問題を抱えていた	  • 強磁場斑点とそのラッパ状の磁場形状は、アルベン波がコロナと彩層の境界での反射を防ぎ、彩層からコロナへアルベン波を運ぶ、トンネルの役目を果たす。	  
新たな極域上空の想像図	

コロナ	
彩層	
太陽表面で発生し、	  上昇するアルベン波	

太陽表面	

彩層とコロナの境界でアルベン波の速度が急激に変化し、アルベン波のほとんどが反射されてしまう。	

弱い磁場で埋め尽くされている表面	

磁力線	

磁力線	

これまでの極域上空の想像図	

磁場が急激に開くことにより、アルベン波の速度の変化を抑制し、アルベン波の反射を防いでいる。	

コロナ	
彩層	

太陽表面	
強磁場斑点	

22	

極域コロナではジェットが頻発	• 「ひので」衛星搭載のＸ線望遠鏡で観測した太陽の北極	  • 高温（＞１００万度）のジェット現象が頻発。	  
なぜ、磁場が弱く極性が偏っている極域で活動現象が頻発するのか？	  
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強磁場斑点付近で起こるコロナでの活動現象	
半透明の黄色：１００万度以上のプラズマを示す（X線望遠鏡で取得された画像）	  白黒：太陽表面の磁場分布画像（可視光・磁場望遠鏡で取得された画像）	

24	

「ひので」の発見の意味：	  今までの理解	   ダイナモの矛盾を解決	
数ガウスの磁場	

ひのでの発見	  1000ガウスの	  磁場	

10年で1000ガウス	  の磁場を太陽の	  中に作ることしか	  できない⇒大きな	  矛盾	黒点を作れない	
黒点を作るには、太陽内部で	  100,000ガウス必要	

10年で100,000	  ガウスの磁場を	  太陽の中に作る	  ことができる！	  

25	
黒点を作れる！	

太陽黒点数	以前の周期より弱い今回の極磁場	

太陽の北極・南極	  の磁場強度	

前々回の極小期	

前回の極小期	
北	

今回の極小期は極磁場が弱い	

南	Wilcox太陽観測所（米）	

太陽極磁場は２２年周期で極性が反転し、極小期には強くなる。前、前々サイクルの極小期に比べ、今サイクルの極磁場の強度は約半分程度しかな
26	  い。これが特異な太陽風と密接に関連していると考えられる。	

「ひので」による極域観測が必要！	
極の磁場の状況が次の極大期の大きさを決める	
結果	  黒点が	  できない！	  

原因	  極域の磁場	  が弱いと	  北極	

南極	

北極	

北極	

南極	

南極	

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まとめ	
• 太陽観測衛星「ひので」は、太陽の極域に黒点並み（1000ガウス以上）の強い磁場が存在することを発見した。	  
• 今回発見された磁場は、斑点状の形状をしており（強磁場斑点）、大きさ(黒点の1/10）と寿命（10時間）が黒点に比べて非常に小さい。	  
• 従来、極域には広がった弱い磁場しか存在しないと考えられていた。今回の結果は、これまでの太陽極域に対する認識に変更を迫る
重要な結果である。	
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今後の展望	• 今回の発見により、太陽のダイナモ・太陽風の加速・コロナでの活動現象・太陽の活動周期の理解が進展すると期待される。	  
• 極域の磁場は黒点など太陽活動を決定していると考えられ、「ひので」は今後も太陽極域を重点的に観測する。	  

29	参考文献	• Tsuneta,	  S.;	  Ichimoto,	  K.;	  Katsukawa,	  Y.;	  Lites,	  B.	  W.;	  Matsuzaki,	  K.;	  Nagata,	  S.;	  Orozco	  Suárez,	  D.;	  Shimizu,	  T.;	  Shimojo,	  M.;	  Shine,	  R.	  A.;	  Suematsu,	  Y.;	  Suzuki,	  T.	  K.;	  Tarbell,	  T.	  D.;	  Title,	  A.	  M.	  “ The	  Magne]c	  Landscape	  of	  the	  Sun's	  Polar	  Region”	  The	  Astrophysical	  Journal,	  2008,	  Volume	  688,	  Issue	  2,	  pp.	  1374-­‐1381.	  
• Shimojo,	  M.;	  Tsuneta,	  S. “The	  Rela]on	  Between	  Magne]c	  Fields	  andCoronal	  Ac]vi]es	  in	  the	  Polar	  Coronal	  Hole” The	  Astrophysical	  Journal	  Lehers,	  2009,	  Volume	  706,	  Issue	  1,	  pp.	  L145-­‐L149	  • Itoh,	  H.;	  Tsuneta,	  S.;	  Shiota,	  D.;	  Tokumaru,	  T.;	  Fujiki,	  K.	  	  “Is	  the	  Polar	  Region	  Diﬀerent	  from	  the	  Quiet	  Region	  of	  the	  Sun?”	  The	  Astrophysical	  Journal,	  2010,	  submihed	  • Shiota,	  D.;	  Tsuneta,	  S.;	  Ito,	  H.;	  Kusano,	  K.;	  Nishikawa,	  N.;	  Suzuki,	  T.K.;	  “Fine	  Structure	  in	  Three	  Dimensional	  Magne]c	  Field	  in	  Polar	  Region”,	  Proceeding	  of	  Hinode-­‐3	  Science	  Mee]ng,	  submihed	  30	

参考１：磁場の単位（ガウス）	
• “ガウス”は磁場を表す単位である。1ガウスは10-­‐4テスラ。	
北極	

地球にも磁石がある。	  
磁場強度は日本で0.5ガウス。	
南極	

棒磁石：2500ガウス	  エレキバン：	  	  800ガウス	

31	  参考２：磁場を生成する	  ダイナモ機構	
• 自転や対流などの運動が磁力線を引き伸ばして磁場を増幅する。言い換えると、自転や対流の運動エネルギーを磁場のエネルギーに変換している。	
磁力線の張力が強まる	  ＝磁場強度が強くなる	

磁力線	
※磁力線はゴム紐のようにふるまう	

対流などの運動	
資料１ （第３版）	  32	  参考３：高速太陽風による地球環境への影響	
• 極や赤道近くにコロナホールから高速太陽風が地球方向に吹くと、フレア（太陽面爆発）と同じ様に、オーロラや磁気嵐を引き起こす。	

磁気嵐によって壊された変電所のコイル	
提供：名古屋大学STE研究所	

提供：NASA	33	

参考４：アルベン波	ハネス・アルベン（Hannes	  Alfvén、1908‐1995、右写真）が電磁流体力学理論から発見した、磁場に沿って伝播する波動。アルベンはこの業績により、1970年ノーベル物理学賞を受賞している。	

磁場	力	（Wikipedia	  より）	

磁場は弾力性のあるゴム紐のようなもので、曲がると元に戻ろうとする。その曲がりが紐（磁場）に沿って伝わっていくのがアルベン波である。よって、アルベン波は横波であり、音波などの縦波と違い、エネルギー散逸（波の減衰）が起こりにくい。そのため、太陽表面で発生した波動エネルギーをコロナ上部まで輸送することが可能であり、コロナ加熱に重要な役割を果たしていると考えられている。逆に、コロナ中で散逸しにくいことから、いかにして散逸しているかということも今後重要になる。	
34	

• 極域強磁場の磁場はラッパ型をしており、高度と共に、磁場の強度が急激に減少する。これにより、コロナー彩層の境界付近でのアルベン波の速度の変化は小さくなり、アルベン波が反射しなくなる。	  

値
←小さい	

アルベン波の速度

磁場強度（弱くて一定）	

低い→ 大きい	– 太陽大気では、高度とともに急激に密度が減少しアルベン波の速度が急激に変化するため、表面で発生したアルベン波は反射し、コロナに伝わらない。	  

急激な密度の減少によるアルベン波の速度が急上昇	

アルベン波は	  反射される。	

表面（光球） 彩層値– アルベン波の速度は、磁場の強度に比例し、密度の平方根に反比例する。	  

←– アルベン波だけでなく波というものは、その速度が急激に変化する場所で反射する。	  

小さい• 高速太陽風は、アルベン波によって加速されているという説が有力であるが、太陽表面で発生したアルベン波がコロナに伝わらないという問題を抱えていた。	  

→ 大きい	

参考５：ラッパ磁場はアルベン波のトンネル	

←

コロナ	

高度

→ 高い	

今回の発見により	  正しい磁場構造が判明	

極域強磁場強 磁場の	  度変化	アルベン波の速度	磁場がラッパ型に開くことにより、磁場強度が急激に減少。	  
これによりアルベン波の速度が大きく変化しない。	

アルベン波がコロナへ伝わる。	

表面（光球）

低い

←彩層

高度

コロナ	

→ 高い	35	

参考６：極域の強磁場斑点とコロナでの活動現象の関係	
X線で明るく、コロナでの活動現象を伴う	  強磁場斑点の上空	

磁力線	

強磁場斑点の上空	

高温の	  ジェット	

高温の	  ジェット	

X線で明るい場所	
コロナ	  彩層	
太陽表面	  強磁場斑点（S極）	
•強磁場斑点しか無い領域は、コロナ中での活動現象が起こらず、X線で暗い領域となる	

強磁場斑点（S極）	
•表面下から浮き出た磁気ループと	  その切り口であるNとS極の磁場	

強磁場斑点の近くに、表面下から浮上した磁場（磁気ループ）がある場合、コロナ中でジェットなどの活動現象を引き起こし、X線で明るい領域となる。	
36	

おわり