－60－

■ 連

載 ■

花山天文台で行った生徒実習から【3】サージの速度場
西村昌能（元京都府立洛東高等学校）、黒河宏企（京都大学名誉教授）、石井貴子（京都大学理学研究科附属花山天文台）
1. はじめに二つのタイプがある。噴出型プロミネンスは、皆既日食や Hα画像によって、太陽周縁に元々存在していたプロミネンスが、それを支突出してみえる赤く輝く構造が見られることえていた磁場の変化で不安定となり、噴出すがある。太陽表面から突出していることから、るものであり、サージは彩層から新たに噴出

これらをプロミネンスという。日本語では色するものである。噴出型プロミネンスには、と形状から紅炎と表記される。この現象は 18

最初ゆっくりと上昇しながら、次第に加速し世紀初めから注目されていて、フラムスチーて飛んで行くものと、フレアと共に最初急激

ドやワッセリウスは月の大気現象では無いかに加速して飛んで行くものとがある。一方、と論じていた。1851 年、スエーデン皆既日食

サージはジェット状プロミネンスとも呼ばれ、でプロミネンスは太陽に付属し彩層上部にあ足元の彩層爆発現象で加速される現象であるたることが観測された。1868 年、フランス人が、速度が太陽の脱出速度以下なので、ほとヤンセンはインド日食でプロミネンスのスペんどの物質は噴出経路をたどって落下する。

クトルが数本の輝線からなり、これは成長しジェットの形は磁力線に沿っている[3]。

たガス塊で、主成分は水素で、数分間で激しなお、太陽周縁で明るく見えていたプロミくその形を変え、運動することを認めた[1]。

ネンスは、太陽の自転によって太陽表面上にプロミネンスの正体はコロナ（100 万 K）来たとき、太陽光球からの光を吸収して黒くに浮かぶ低温（数千から 1 万 K）のプラズマ見えるようになり、ダーク・フィラメントとである。組成は太陽と同じくほとんど水素で呼ばれる。従って、プロミネンスとダーク・あり Hα線の赤色波長の輝線を発している。

フィラメントは同じものである。

このために赤く輝いて見えるのである。密度は 1011 個/cm3 程度で周辺のコロナより 1002. 洛東高校の観測倍も密度が高い。このプラズマが黒点磁場や洛 東高 校 の花 山 天 文 台 太 陽 観 測 実 習 は 、太陽本体の磁場に結びついて浮かんでいると2002 年から始まった。その後、太陽の活動がいわれている[2]。

極小期に向かう 2004 年から 2007 年の 3 年間

プロミネンスには二種類ある。静穏型と活に、サージ現象の観測ができた[4]。

動型である。静穏型は数ヶ月間も存在するものもあり、長期間安定しているが、その形状

2.1

観測装置とスペクトルは、ゆっくりと変形している。典型的なサイ観測装置とその諸元は、以前の報告[5]と同ズは長さ 20 万 km、高さ 5 万 km、幅 6 千 km

じである。観測波長域は Hα線を中心とするで薄い板状である[2]。活動型というのは、数6560〜6565Åである。この波長域には、水素km/s〜2000km/s の速度場を持ち、数分からの Hα線（6562.808Å）の他に地球大気起源数時間で変形・消滅するものである。この活である H2O 分子の 6561.097Å線、6564.206

動型の中に、噴出型プロミネンスとサージのÅ線、同じく地球大気線である 6561.82Å線、

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花山天文台で行った生徒実習から【3】6562.85Å線があり、波長同定に利用できる。

サージの速度場－61－ていることが分かる。その光は分光器に導かれ、CCD によって TIFF 画像として保存され2.2た（図 2）。

観測期間

サージの観測を行ったのは、2004 年 8 月16 日から 20 日、2005 年 8 月 15 日から 19日、2006 年 8 月 7 日から 11 日の 3 回である。
それぞれ、そのうちのそれぞれの 1 日にサージ状のプロミネンス噴出が見られ、観測時間を設けた。
3. 解析の原理
光は、ドップラー効果により地球から遠ざかると長波長側にずれ、近づくと短波長側にずれる。このことを利用して、プロミネンス

図1

プロミネンスの Hα 画像の速度を測定した。この速度は、測定される視線方向の速度成分のみがわかるので、視線速度という。観測された波長のずれの量をΔλとし、静止状態でのスペクトル線の波長をλ、視線速度をⅤ、光速をｃとすると(1)

Δλ/λ=Ⅴ/ｃで表すことができる。速度場の解析はほぼこの(1)式を利用することで行われた。
4 生徒の解析と結果
4.1

図2

2004 年

プロミネンスのスペクトル画像

最 初 に プ ロミ ネ ン ス の 視 線 速 度 を 測 定した年であった[6]。この時の観測は何枚か撮像

スペクトルを見ると全体に薄暗い所に明るしたうちの 1 枚を解析した。解析した観測デい構造が見られる。図 2 で上が太陽表面側とータを取得した時刻は、2004 年 8 月 18 日 11なっている。つまり薄暗い所はコロナ領域で、時 58 分 49 秒（JST）である。この観測の前そこに散乱光として光球から吸収線や地球大に付近でフレアが発生している。

気線が上下に延びている。中央左側の幅広い

図 1 は、シーロスタットに備え付けられた吸収線が Hα線である。図 2 の「プロミネン分光器のスリット面（鏡面仕上げになっていス」と記入されている部分より上側に Hα線る）に反射した太陽像を Hαモニタに導いたの両側に明るくみえる部分がある。これは彩ものである。図 1 は、データ取得時の太陽の層に相当する。画面中央の Hα線領域が明る様子を示している。太陽面は図の左側にあり、くなっている部分がサージの輝線成分で、よスリットの位置は画面中央の上下に伸びる遮く見ると一番明るい輝線成分とふたこぶの輝光版の影の間に見える細い線である。スリッ線成分に分かれている。そこで、サージの輝トはサージのほぼ根元の位置に垂直に当たっ線成分を二つに分けて解析することにした。

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－62－■ 連載 ■輝線の視線速度を正しく理解するためには、-11.0km/s で、青方偏移していて近づいてい元の Hα線の位置を確定しないといけない。

ることを意味している。ふたこぶ輝線の相対そこで、同じ画像の輝線のない Hα線領域を

強度比 0.5 での線幅中央値における変位量は、バックグラウンドとして、輝線のある領域の-18.3km/s でこちらも青方偏移している。プスペクトルから引算して図 3 を得た。図 2 で

ロ ミ ネ ン ス の 視 線 速 度 は 全 体 と し て 10 〜

左右に伸びる 2 本の線分に挟まれた領域をバ20km/s の青方偏移を示した。

ックグラウンドとした。得られた CCD 画像
は IDL システムを用いて数値化された。

ふたこぶ輝線の長波長輝線は赤方偏移をしているので、近づいているようにみえるのは実際に近づきながら膨張している可能性もあると生徒は判断した。
4.2

2005 年

翌年も 8 月 15 日から 19 日まで観測実習を行 っ た [7] 。 こ の 年 の サ ー ジ の 観 測 時 刻 は2005 年 8 月 18 日 11 時 18 分 45 秒～11 時42 分頃まで（JST）であった。この時間中プロミネンスが観測された（図 4、5）。
図3

輝線の輪郭バックグラウンドを引いたもので破線が一番明
るい輝線成分、実線がふたこぶの輝線成分を表す。

表1

輝線ピークの視線速度
ドップラー変位Å

視線速度km/s

ひとこぶ ①短波長輝線-0.704-32.2

ふたこぶ ②短波長輝線

-0.51

-23.4

③長波長輝線

0.33

14.9

ピーク

図4
視線速度測定は１）輝線のピーク位置から求める方法（表 1）と２）相対強度 0.5 での太陽の東端に現れたサージ

シーロスタットの分光器スリット面での Hα線モニタ画像。

線幅中央値から求める方法を行った。Hα線は吸収係数が大変大きいため大気の極上層を見ていることになり、サージ全体の動きを見ることにはならない。一方、線幅中央値はサージ全体の平均的な視線速度を示している。
輝線ピーク波長から求めた値は表 1 にまとめられている。また、ひとこぶ輝線の相対強度比 0.5 での線幅中央値における変位量は

図 5 の上部の暗い部分は宇宙空間でコロナ領域である。下部の明るい部分は光球である。
光球にある幅の広い吸収線は Hα線で光球とコロナ領域の間に広がる薄暗い部分は彩層である。吸収線を含んだ光球の散乱光がコロナ領域にまで確認できる。
スペクトルは花山天文台の IDL によって天文教育 2016 年 11 月号（Vol.28 No.6）

花山天文台で行った生徒実習から【3】数値化され、バックグラウンドを引き算する

サージの速度場

20000

ことで輝線成分のスペクトルトレースが作ら●○Kmれた（図 6）。この作業を 50 個の観測データ－63－で行い視線速度（図 7）と大きさ（図 8）の長さ
幅

10000

時刻変化を調べた。

020時刻

図830
１１時＋X分40分

プロミネンスの大きさの時刻変化

黒丸はサージの長さ、白抜き丸はサージの幅をそれぞれ表す。

スペクトルの数値化は生徒が天文台のワークステーションの IDL で行い、実習中できな
図52005 年 8 月 18 日 11 時 32 分 11 秒のかった観測データは後日天文台を訪問して行った。図 7 で、A の時刻（11 時 20 分頃）かサージスペクトルら、B の時刻（11 時 30 分頃）までは赤方変位（遠ざかる）であったものが B の時刻以降は急激な青方変位（近づく）に変わった。
プロミネンスの形状変化（図 8）は A の時

相対強度

20000
H2O6564.206Å

Hα輝線

H2O6561.097Å成長していたプロミネンスが B の時刻から大0500
1000
長波長側 波長（ピクセル単位） 短波長側

図6

せず、かえって縮小傾向にあると判断できる。
図 7 と図 8 を比べると最初は向こう側の方にHα中央（6562.808Å）

10000

刻までは、サージが成長したが、B では成長きさをそれほど変えずにガスが落ち込み始めたものと考えられると生徒たちは考察した。

図 5 の 2 本の線で囲まれた輝線成分をスペクトルトレースしたもの

4.3

2006 年の観測2006 年 8 月 9 日 11 時頃から 12 時頃までkm/s

40

視線速度

青（近）

A

およそ 1 時間にわたって、太陽の東端にサーBジ状プロミネンスが現れた[8]。

20

この年から得られた CCD 画像はすばる画

0

像処理ソフト「マカリ」[9]を利用して数値データ化することになった。観測時刻は、2006-20

年 8 月 9 日 10 時 59 分 05 秒～12 時 00 分 19

赤 -40秒迄（JST）である。

（遠）
-60

203040

時刻（１１時＋X分）

図7

サージの視線速度の時刻変化

分

図 9 から図 11 は、2006 年の観測データの一例である。図 9 は、スリット面での Hα画像、図 10 は、図 9 のスペクトル画像、図 10

天文教育 2016 年 11 月号（Vol.28 No.6）

－64－■ 連載 ■は、そのスペクトルトレースである。
生徒は 150 個以上の撮像を行い、学校へ帰ってから翌年 1 月までにそれぞれのスペクトルデータで、輝線成分を確定してトレースを作り、それからバックグラウンドを引き算する作業を続けて図 12 の輝線成分の視線速度時刻変化を作成したのである。
図 12

輝線成分の視線速度時刻変化

時刻は世界時（UT）表記である。

生徒たちは根気よく研究を行い、次のような結果と考察を得た。
「図 12 から次のことが理解される。つまり UT2 時 15 分頃から向こう側に伸びるサージが噴出し始め、17 分頃に戻り始めた（A）。
図92006 年 8 月 9 日 11 時 08 分 05 秒のサージ Hα画像

その後 25 分頃にこちら側に伸びるサージが現れた（B）。二回目の現象は向こう側に伸びるサージが 44 分頃に噴出し始め、47 分頃に戻り始めた（C）。50 分頃からこちら側に伸びるサージが現れた。
この結果から二方向にサージが繰り返し噴出していることが分かった。
それぞれのサージの運動は等加速度運動とみなせるので、加速度を求めてみた。その結果視線速度から見た加速度は
A では-174m/s2

図 10

図 9 のサージスペクトル画像
6561.82 atm? 6562.85 atm?

相対強度

20000

H2O
6561.097Å

H2O6564.206Å

B では+54m/s2
C では-136m/s2となった。
グ ラ フ に ばら つ き が 見 ら れ る の は 北 側 のサージと南側のサージを両方とった為だと思われる。サージが視線に対して傾いているこ

10000

Hα中央
Hα輝線 （6562.808Å）

05001000
短波長側波長（ピクセル単位） 長波長側とを考慮するとサージの動きは太陽の重力加速度（274m/s2 ）に支配されていて自由落下運動をしていると考えられる。」
さらに空間的な構造を確かめるために、他

図 10 のスペクトルトレースの観測を調べてみた。図 13 は TRACE 衛星

図 3,図 6 とは波長方向が左右逆になっている。の紫外域画像である。観測から 40 時間経っ

図 11

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花山天文台で行った生徒実習から【3】サージの速度場－65－た画像であるが、その分、太陽の自転によっの構造を考えた（図 15、16）。図 15 は、サてこちらを向いてきたのでサージを起こしたージの噴出の順序を表したものである。①は活動領域の様子が分かる。よく見ると活動領

図 12 で A の前半にあった赤方偏移成分、②域の上にループ状のプロミネンスが見える。

は A の後半に、③は B の前半に、④は B のまた。図 14 は、サージ 2 時間後に京都大学後半に、それぞれ対応するとした。

飛騨天文台で得られた当該領域の Hα画像である。物質の上昇下降の様子を見るため波長域を±0.8Åずらしたもので大きな視線速度を持つプロミネンスが二本見えている。これはループの根元にあたるのであろうと考えた。

図 15

サージの視線速度変化噴出現象を幾何学的に見たものである。①から④へとサージの運動が変化したと考えた。

図 13

TRECE の紫外域画像[10]観測時から 40 時間後のもので図 9 と方向があうように向きを変えている。ループ状の磁力線が見えている。

図 16
図 14

図 15 から推定されたサージの構造

京都大学理学部附属飛騨天文台 SAMRTの画像[11]

生徒は活動領域をまたぐサージがあること

観測時刻の 2 時間後の該当地域の Hα画像。観を考えた。さらにループ状をしている可能性

測波長をそれぞれずらしてある。図 9 とは上下も考えた（図 16）。そうするとループが成長が逆である。

し膨張していくモデルも考えられる。磁力線が膨張しつつ、ガスが落下していくイメージ

生徒たちは視線速度の変化（図 12）にこのである。この活動領域は後に太陽自転で地球ような幾何学的な構造を加味してこのサージ側に現れ NOAA10904 と命名されている。

天文教育 2016 年 11 月号（Vol.28 No.6）

－66－

■ 連

5. 研究に参加した生徒たちについて

載 ■トニクス・エナジー出版局，pp.28-32

文献[6][7][8]を参照していただくと、青山[4] 西村昌能（2016）『花山天文台観測実習のと森坂の両名が 3 年間同じテーマで活動して14 年』，第 30 回天文教育研究会（2016 年

いたことが分かる。両名以外にもこの研究に参加した生徒は 1 名を除き、私が当時顧問を天文教育普及研究会年会）集録[5] 西村昌能・黒河宏企・石井貴子（2016）

していたランブリング部（登山部）の選手た『連載

花山天文台で行った生徒実習からちであった。津田、青山、森坂はインターハ【1】

太陽の 5 分振動の検出』，天文教育

イ登山大会に出場、青山は国体の山岳競技のVol.28 No.4（2016 年 7 月号），pp.36-42

クライミング全国 2 位、縦走全国 4 位を獲得

[6] 津田直幸・青山勇気・森坂輩之（2005）

した。梅村も国体山岳競技全国大会に 2 年連

『プロミネンスの速度場』，日本天文学会第続で出場した。津田、森坂は兄弟で天文台実7 回ジュニアセッション集録，p.38

習に参加している。なお、津田を除き物理や[7] 青山勇気・森坂輩之（2006）『プロミネン数Ⅲ・数 C を履修していない文系生徒であっ

スの速度場の時間変化』，日本天文学会第 8た。つまり、花山天文台での実習は、文系の回ジュニアセッション集録，p.24

生徒にも、また運動部で活躍している生徒に[8] 青山勇気・森坂輩之・梅村智己・吉岡純も大きな魅力を持つものであったといえる。

一（2007）『プロミネンスの速度場』，日本天文学会第 9 回ジュニアセッション集録，p.48[9] http://makalii.mtk.nao.ac.jp/index.html.ja[10] http://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/master
Catalog.do?sc=1998-020A[11] https://www.hida.kyoto-u.ac.jp/SMAR
T/index_j.html

図 17

太陽館のシーロスタット第 2 鏡を操作する青山勇気（1 年次）
文

献[1] 清水一郎・小野実・小山ひさ子（1969）『 太 陽 黒 点 の 観 測 』， 恒 星 社 厚 生 閣 ，
pp.27-33．
[2] 桜井隆・小島正宣・小杉健郎・柴田一成（2009）『シリーズ現代の天文学10太陽』 第 5 章 5.7 プロミネンス，日本評論社，pp.184-193．
[3] 柴田一成・大山真満・浅井歩・磯部洋明（2011）『最新画像で見る太陽』，ナノオプ
天文教育 2016 年 11 月号（Vol.28 No.6）

花山天文台で行った生徒実習から【3】サージの速度場

天文教育 2016 年 11 月号（Vol.28 No.6）－67－