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
一本 潔、 協力：上野 悟

太陽研究最前線体験ツアー
2014.8.25 - 29
1いちもと きよし

一本 潔（大阪出身）
附属天文台飛騨勤務
略歴：
1987.4
1987.5｜
2008.4～
研究内容：

京大宇宙物理・天文台卒業
国立天文台勤務； 乗鞍コロナ、日食、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
太陽観測衛星Solar-C 光学望遠鏡の開発

昨年の存在場所：
飛騨～１５０日、京都～８３日、その他～１３０日

太陽を調べる光の目 内容：
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

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

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北アルプスの麓
標高～1200m

神岡

本郷

飛騨天文台

平湯

飛騨天文台65cm屈折望遠鏡
ドームレス太望遠鏡(DST)
60cm 反射望遠鏡

太陽磁場活動望遠鏡(SMART)

飛騨天文台沿革：
1929年10月
1968年11月
1972年 4月
1979年 5月
1992年 3月
2003年10月
2010年3月

花山天文台設立
飛騨天文台設立、管理棟・本館・60cm反射望遠鏡
65cm屈折望遠鏡および新館完成
ドームレス太陽望遠鏡完成
太陽フレア監視望遠鏡完成
太陽磁場活動望遠鏡（SMART）完成
太陽フレア監視望遠鏡ペルーに移設

飛騨天文台構成員 １１.5人
常勤職員 ５人
一本 潔 (教授)上野 悟 (助教)永田 伸一 (助教)木村 剛一 （技術専門職）
仲谷 善一 （技術職）

花山天文台

非常勤職員
研究員 １．５
技能補佐員 １
技術補佐員 ２
労務補佐員 ２９.5人

常勤職員 １人
柴田 一成 （教授・台長）

非常勤職員
研究員 ２．５
教務補佐員 １
技術補佐員 ３
事務補佐員 ２ （分室）

イントロ：

宇宙の測りかた（飛騨天文台一般公開用スライド）

はか測（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？

宇宙を計った分度器＝六分儀

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

星の「位置」から描かれた宇宙観

てんきゅう

天球何かが足りない・・・
http://www.zero-co.com/seiza/faq/seiza_01.html

こんてんぎ

渾天儀： 天球の模型

きんかんにっしょく

去年おこった天体ショー：金環日食
２０１２年５月２１日

国立天文台（東京三鷹市）

飛騨天文台（高山市）

飛騨天文台

金環日食が見える場所

場所によってみえ方がちがう。
なぜか？
遠くのもの（太陽）と近くのもの（月）の重なり具合が違う！

宇宙の奥行き・・・太陽や月の「大きさ」はどのくらい？

２ｍ先の１円玉(2cm)
２２ｍ先のサッカーボール(22cm)
飛行機よりも大きい

手を伸ばして持った５円玉の穴（5mm）

これって本当の大きさじゃない！

宇宙を計る道具

望遠鏡

分光器

人工衛星
・・・

望遠鏡は高精度の分度器！？

距離

大きさ

望遠鏡が遠くのものを見分ける能力 ＝ 「分解能」

口径 1 mm“ 4.5 cm
“ 20 cm“ 60 cm“
5m

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）分光器は温度計！？
物体の温度と色
高温

10000 度6000 度

低温

3000 度1000 度

100 度

スペクトルのどこが明るいかで温度が分かる！

分光器はスピード計！？
ドップラー効果・・・

光のドップラー効果

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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

これらをつかって太陽の大きさを測ってみよう。

スペクトル太陽全体画像

まずSMART望遠鏡

太陽は約２７日で１回転

つぎにドームレス望遠鏡

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

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/秒太陽の直径＝１周／ 3.14(円周率) ～１５０万km
・・ 地球の約１１０倍

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

きょり

星の距離の測り方
春

秋

ある星は周囲の星に対して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。
＝地球の公転軌道を用いた三角測量

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

角度 c
距離 a

距離 b

距離 b = 距離 a ÷ 角度飛騨天文台c年周視差で距離がわかった星
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）（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！

距離梯子「宇宙の果て」
１３７億後年

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

太陽力

地球

これは太陽が地球を引きつけるから（万有引力；ニュートンの法則）
物体の質量と引力の関係を測る実験（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= 2 x 1030 kg

太陽の寿命は？
太陽

1.4kW/m2
地球

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）

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]
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。
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)

はか

宇宙を測（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

1. 太陽のみえ方35

２つの異なる連続光で見た太陽

可視光

軟X線

36

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

37

Ｈαの異なる波長で観た太陽38

「偏光」で観た太陽 磁場

2003年10月30日
MDI 磁場

39

なぜ光の種類によって見え方が異なるのか？
・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
・偏光： 光をつくる領域に異方性があ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！
40実験室
温度、密度、元素、運動、
磁場、、、

実験

天体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

スペクトル、偏光

光

天体物理学
観測

スペクトル、偏光41

光に含まれる情報
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

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、、、）42

光の種類とスペクトル43

名古屋科学館
44

太陽スペクトル～5800K 黒体放射45

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

フラウンホーファー線
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

O2O2HαNaNaHeFeHβFe
Ca+Ca+

759.370 nm
686.719656.281589.594588.997587.565527.039486.134430.790396.847
393.36846◆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）

47

Slide by S.Ueno

2. スペクトルのでき方

48

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

1exp(hc / kT l )  1

可視光

49

原子状態と線スペクトル
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

energyUpper level

hnhn  Eup - Elow

Lower level50

輝線スペクトルと吸収線スペクトル

http://www.kasaoka.okayama-c.ed.jp/kyoumu/kokusai/kokusai312a.htm
美星天文台提供51

ドップラーシフト

ドップラー効果

ll



c

52

Slide by S.Ueno太陽はなぜ周辺が暗いのか？ （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。

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。

53

太陽の大気構造

nH
nevt
T
対流層

光球

彩層

コロナ

54

3. 宇宙の中の「磁場」

55

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 

 cmeB

2c kmT LeB3

 「構造」の形成（対流の抑制、プラズマ閉じこめ）宇宙における磁場の働き（２）:- 磁気圧による膨張

𝐵2
𝑃 = 𝑃𝑔 +8𝜋 磁気ループの浮上、コロナへの拡大

ひのでTRACE宇宙における磁場の働き（３）:- 波動の媒体

 B2  1Dυ P   (B )B

Dt8
4



圧力

 エネルギーや擾乱の伝達

ひので張力宇宙における磁場の働き（４）:- 熱伝導を抑制・ガイド

  ~ 2  10

11n2
 ||3 2T B

B in Gauss(Priest, ‘Solar MHD’)n=109cm-3, T=106K, B=10G  κ⊥/κ∥～2･10-13

 コロナの多温度構造を形成
FeX
6374A
(1MK)
FeXIV
5303A
(2MK)
CaXV
5694A
(3.5MK)
Yohkoh SXT(3—6MK?)

乗鞍コロナ観測所

宇宙における磁場の働き（５）:- エネルギーの蓄積・不安定化

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

磁場は多様な「活動」現象の担い手
飛騨天文台

SDO太陽研究の課題１

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、、）
コロナ質量放出Ｘ線γ線

高エネルギー粒子

ひのでSOT

ムービー by 勝川

高温コロナ

太陽研究の課題２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、）

光球
対流層
放射層

1996
彩層

1992

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！
IQ

U

磁場が作るスペクトル線の偏光V4. 磁場を測る

64

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

65

Zeeman 効果
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。
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)BB

λΔλλ66

Description of polarized light
Linear polarization

Circular polarization

67

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

偏光の記述； Stokes パラメータの定義＝I

intensity＝

Q

linear pol. in 0o-direction＝ U

linear pol. in 45o-direction＝V

circular pol.

Intensity through idealpolarizer（un-polarized）

Stokesvector

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 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

光の強度スペクトル

円偏光のスペクトル

鉄の原子がつくる線スペクトルスペクトル線のゼーマン効果
I

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

Q

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

UV

Stokes profiles: Zeeman effect
IQ

UVSuntpot magnetic field
Field strength

Field inclination

0 ~ 4000 Gauss-90o ~ +90o

Stokes profiles: Zeeman effect
Doppler shift-2 ~ +3 km/sec

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
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
83

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

Mu = 1強度スペクトル

偏光スペクトル（第2太陽スペクトル）

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

波長

これはなんだ！？
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 ~ 100 km/秒

地球
直径～13000km

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！

85

5. 光を読みとる観測装置86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
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、、、）
87

空間を分解する望遠鏡
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dPoint spread function（点像関数）

88

Point Spread Function （口径50cm 理想）89

波長を分解する分光装置
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)

波長コリメータ鏡

カメラ鏡

90

スペクトロヘリオグラムの説明
スペクトロヘリオグラム

波長スリット上の位置

Slide by S.Ueno91

波長を分解する分光装置
データキューブ

波長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92

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 filter

Tunable filter FPP/SOTvs.

Fabry Perot

Air space
Foster etal 2009 Optical Society ofAmerica

LiNbO3
Schuhle etal 2009(?)

93

スペクトルの偏光測定システム

スペクトルS

カメラ

望遠鏡
回折格子

分光器

偏光解析装置スリット
太陽像

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

偏光板

回転波長板

I
 
Q 
U 
 
V （遅延量=δ）

I '  mI I  mQQ  mUU  mVVmUmQmImV

100

世界の太陽望遠鏡

101

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
VTT @Tenerife(0.7m)

DST @SacPeak(0.75m)

SST @LaPalma(1.0m)

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 4mf
102

世界の地上大型望遠鏡
Name (site)

D(m)typeyear

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)

0.9helium

1996

DST (SacPeak, US)

0.75vacuum1969

VTT (Tenerife, Spa)

0.7vacuum1989

DST (Hida, Japan)

0.6

vacuum1979
灰： 計画
青： 建設中103
黒： 既存

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。

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 ~太陽観測衛星「ひので」 2006.9 ~SDO (Solar Dynamic Observatory)2010~

可視光・磁場望遠鏡（SOT）
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 （EI S）
コロナの視線方向速度場・乱流場

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。

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

太陽全面画像 （EUV+光球磁場・光球速度場 ）4kx4k 大量データ

日本の太陽コミュニティー

STEREO 2006.10 ~EUV imager + Coronagraph x 2 spacecraft

次期太陽観測衛星
Solar-C104

6. 京都大学理・附属天文台
でできる観測研究105

飛騨天文台で開発中の新しい観測装置
2009~

・DST 広帯域ポラリメータ
2004~

・DST 補償光学装置
2008~

・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
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

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計画
偏光較正装置

基盤研究Ａ 2011-2015

像を安定化し解像度回復
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SiI 10827A

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）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

Oscillation in sunspot chromosphere
SOT/Hinoda

DST
polarimeter HeI 10830A

By AnanSMART、Hα image

Scientific observation
since 2011

Signal of chromosphericmagnetic field

An example; CaII 854.2nm
DST、Hα image

Magnetic field of
the flare kernel
DST、Hα image

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

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
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

112

波長

DST
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100

天体観測の天敵＝シーイング

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平均画像
１秒露出の画像シーイングとは、、★

対象天体・・・

球面波

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

115
Slide by T.Kawateより高解像度を目指して・・
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

シーイングを克服する補償光学(Adaptive Optics)

117

Slide by N.Miura

DST補償光学装置プロトモデル 2010
北見工大と共同

Wavefront Sensor
Scan Mirror

Shift Sensor

Deformable Mirror
FilterField Stop
Scale

Tip-Tilt Mirror

結果（１）
AO-ON（21-70）

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。

新ＡＯの開発
現ＡＯシステムの問題点（１）波面補償能力が不十分（２）光量の損失が大きい（３）限られた波長（垂直分光器）でしか使えない
これらのため、科学的な観測に適用できていない

新ＡＯ
・９７素子可変形鏡
・高スループット
・水平、垂直両用

本格ＡＯ計画： 光学ベンチ

M12

M11

M14
M1

M9

M10(DM)

M13(parabola)
M16

M8(parabola)

M7

M15
M6(parabola)

M4(parabola)

M5(TTM)

M3

M2

今年中のファーストライトを目指して製作中。。

ＤＳＴ新補償光学装置の光学系完成！

2014.4.15

目標性能達成にむけ調整中・・・

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

DST
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100
r0 ~ 38mm
w=128pix

DST2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100
Speckle masking+Deconvolution(max_likelihood)2013.5.14 X flare
Haa)

b)

shift&add

Conti.

d)c)

specklee)shift&add

speckle+ deconvf)speckle (w/Ha)

speckle (indep)

SMART望遠鏡の開発
２００４～

全面磁場
活動領域の発達過程（休止中）

Hα全面撮像フレア・プロミネンス
放出の監視

２０１１～

Ｈα/連続光高速撮像
白色光フレア、高エネル
ギー粒子の診断

２０１２～

ファブリペロによる
高精度磁場
大規模磁場と流れ

SHABARシーイングモニター

SMART T3 による
白色光＋Hαフレアカーネル高速撮像計画
連続光フィルター
高速カメラ-２T3 光学系
口径25cm高速カメラ-１

Hαフィルター

結像レンズ- 連続光とHα同時撮像- 1600x1200CCD, ~0.2”/pix, 30 frame/sec- Speckle による像質改善

129

White light flare on 6 Sep.2011 (X2.1)

SMART/FISCH flares
20120709

Ha

20110906

continuum

4 key components of SMART T4 magnetograph
3, 偏光ビームスプリッ
ターで２偏光同時撮像

2, チューナブルフィルターで吸収線波長スキャン

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 waveplate

SMART T4 vector magnetograph
Intensity

2012.05.14

Polarization modulation

6302.5 – 0.07A

by S. Morita, S.Nagata

Map of Stokes parameters
IQUVSMART望遠鏡の展開

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）

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135る影響を研究する。

Solar-C ミッション
Solar-Cの科学課題；
 太陽や星になぜ彩層とコロナがあるのか？
 フレア爆発はどうしておこる、いつおこる、地球影響は？
 宇宙磁気プラズマはどのようにエネルギーを輸送し変換するか？
 太陽磁場はどう作られ、太陽放射の長期変動はなぜおこる？

Solar-Cは如何にしてこれに答えるか；・太陽大気の構造を空間的、時間的に分解して観る・光球-彩層-コロナを繋ぐ磁場の３次元構造を測る
・プラズマの温度（3･103-107K）を隙間なく観測する・熱化する前のプラズマの運動を測る

X 線撮像分光望遠鏡（XIT）
光学磁場診断望遠鏡（SUVIT）

・数値シミュレーションとの密接なな連携

3.7 m x 3.2 m x 7.1 m, 4t
静止軌道
日本の太陽コミュニティーが主導する国際プロジェクト

紫外線高感度分光望遠鏡
136（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
磁気プラズマの基礎過程
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）

新しい観測装置・手法

atomic polarization, 輻射輸送

137

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過程の探求）- 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）- 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)計画の推進（装置設計、宇宙用基礎実験、、）
138

７. 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）

全部必要！  得意な分野を生かして活躍できます。
139

おわり

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