日本の太陽観測衛星とロードマップ
日本はこれまでに「ひのとり」、「ようこう」、「ひので」の 3 機した。太陽の 11年周期活動を理解する上で重要な太陽極域のの太陽観測衛星を打ち上げ、高い科学成果を挙げてきました。

磁場極性が反転する様子をとらえつつあります。
「ひので」デー

SOLAR-C は、4 機目の太陽観測衛星で、2018 年度の打ち上タとの連続性や前の活動周期との比較研究を行う観点からも、げを目指し検討を進めています。2012 年現在では、太陽が近次の極小期から極大期への立ち上がりをとらえることが特に重年にない異変を示し始めており、今後の数サイクルが太陽と地要で、SOLAR-C の 2010 年代後半の実現が必須です。また、球環境の結びつきを理解する絶好のチャンスです。
「ひので」に2020 年台早期に SOLAR-D を実現するためには、大型イオよる高空間分解能磁場観測により、ようやく静穏領域や極域をンエンジン・薄膜軽量太陽電池パネルなどの実証試験を行う

含めた太陽面全域の磁場の長期変動を調べられるようになりま

DESTINY（小型科学衛星３号機に提案予定）の実現も重要です。

極大期

極大期

極大期

1980

1990

2000

極大期
（予想）

2010

極大期
（予想）

2020

2030

SOLAR-C SOLAR-D
打ち上げ

打ち上げ

DESTINY
打ち上げ

ひのとり
（硬Ｘ線）

ようこう
（軟Ｘ線、硬Ｘ線）

ひので（可視光、極端紫外線、軟Ｘ線）

SOLAR-C WG のこれまでの活動
SOLAR-C ワーキンググループでは、黄道面から離脱し極域のきるか？ などの観点から選定を行い、Ｂ案をまず SOLAR-C と探査を行うＡ案、太陽の光球からコロナまでをシームレスかつして実現し、惑星間航行に開発要素のあるＡ案を SOLAR-D

高い解像度で分光観測を行うＢ案を定義し、この２案を検討として実現することを決め、ここに至っています。サブワーキするために、国内太陽物理コミュニティを中心として、米国・ンググループの活動が発展し、欧州のグループが、SOLAR-C

欧州の主要研究者の協力も得てサブワーキンググループを組織の EUV/FUV high throughput spectroscopic telescopeしました。検討結果は中間報告書としてまとめられ、公開され（EUVS）を LEMUR という名前で ESA の Cosmic Vision にています（http://hinode.nao.ac.jp/SOLAR-C/Documents/

2010 年 12 月に提案しました。また、技術的成熟度を必要なInterim_report2011.html）。NASA と合 同 で Joint Solar-Cレベルに引き上げるために、宇宙科学研究所の戦略的開発経Science Assessment Committee を組織し、中間報告書の記費を利用して、大型望遠鏡及び焦点面装置、高頻度動作が載を基に、①サイエンス、②衛星と搭載装置の技術的成熟性、可能な高信頼性回転駆動機構、X 線光子計測型検出器、像③ JAXA に要求する総開発経費の試算結果、④外国宇宙機安定度確保のための衛星システム、の検討・開発を進めてい関の幅広い参加、⑤主要観測装置 1 台相当の国内開発がでます。

問い合せ先：

ISAS/JAXA SOLAR-C ワーキンググループ〒 252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1

SOLAR-C ウェブサイト：

http://hinode.nao.ac.jp/SOLAR-C/

国立天文台 SOLAR-C 検討室〒 181-8588 東京都三鷹市大沢 2-21-1

SOLAR
次世代太陽観測衛星

SOLAR
背景図：
「ひので」がとらえた、太陽の縁での彩層ジェット現象。吹き上がるジェットの中に非常に細かい筋構造がたくさん見えます。彩層やコロナでは、磁場の影響でこのような激しい活動現象が繰り返し起きています。

SOLAR「ひので」から SOLAR-C へSOLAR

彩層の磁場観測とコロナの高解像度観測により太陽の磁気活動の全貌を明らかにする
磁気要素（磁場の集中した領域）

太陽では温度が 6 千度の光球の外側に約 1 万度の彩層があり、さらに上空には 100 万度以上のコロナが広がり、外側ほど熱い温度構造になっていますが、それらの成因はまだよく分かっていません。黒点の近傍では莫大なエネルギーが突発的に解放される大爆発現象（フレア）が発生し、そ2000kmの影響は惑星間空間にまで及びます。いっぽう、小さなスケールではいた光球（温度 6000 度）るところで大気を加熱する機構がはたらいていて、彩層やコロナが形成されていると考えられています。このような活動の源は、太陽の対流層が作り出す磁場のエネルギーによるものですが、実際のところどのようにして活動的な磁気大気が生み出されるのかについてはよく分かっていません。

彩層（温度 1 万度）

太陽面で観測される活動現象を理解するには、光球−彩層−コロナを磁場により結合された一つのシステムとしてとらえる必要があります。これを実現するには、鍵となるスケールサイズを解像できることが必要です。

「ひので」が明らかにした太陽大気の活動性と課題「ひので」衛星の成果から、それが到達可能な 0.1-0.5 秒角程度と推定されてきています。このうち、光球とコロナを結合する上で特に重要なのがその二つの領域を仲介する彩層領域の磁場の情報です。さらに、光球コロナ（温度 100 万度）
振動時間：約 150 秒間- 彩層 - コロナの構造をスムーズにつなぐためには、解像度の高いコロナ観測が必要となります。

SOLAR-C 衛星では、解像度の高い偏光分光観測によって、光球のみならず、これまで困難であった彩層の磁場を測定します。さらに、それをもとに間接的手法でコロナの３次元磁気構造を求めます。彩層磁場観測に「ひので」衛星を大幅に上回る解像度でコ加えて、SOLAR-C 衛星では、（A）彩層ジェット（B）プロミネンス中を伝播する波（黄色矢印）ロナの観測を行うほか、彩層やコロナを分光観測することで微細スケールのダイナミックスをとらえます。磁場にともなう多様な素過程（微細構造）と大局的構造、そしてその時間変動をとらえるとともに、これまでにない高い解像度でコロナを同時に観測することで、星の外縁に普遍的に存在（C）振動する
スピキュール2,500 kmコロナ
遷移層20,000 km

する高温大気を生み出す機構をはじめ、激しく変動する太陽の磁気活動の全貌を明らかにします。

彩層

太陽物理学分野のサイエンス課題○ 彩層・コロナはどのように加熱されているのか○ 太陽風はなぜ吹き出すのか○ 彩層に見られる多様な磁気構造はどのように形成されているのか○ 太陽フレアのような爆発現象はどのように発生するのか○ 太陽の磁気周期はどのように生み出されているのか1

光球（D）光球短寿命水平磁場（黄色部分）

対流層
太陽は、光球（約６千度）の外に彩層・コロナという高温の大気源となって、コロナを加熱している可能性もあります。また、「ひを持っています。彩層の温度は約１万度ありますが、その加熱にので」による光球磁場の観測により、太陽表面のいたるところ必要な エネルギー は、100 万度のコロナを作るのに必要なエネに短寿命の水平磁場が発見され（図 D）、彩層の動的現象の原ルギーの 10 倍から 100 倍大きいことが知られています。彩層や因となっているのではないかと注目されています。彩層やコロナのコロナ加熱のメカニズムは、太陽物理学上の大きな謎のひとつ加熱には磁場が重要な働きをしており、その加熱過程を理解するです。日本の太陽観測衛星「ひので」によって、ジェットや波動には、彩層を含む光球からコロナまでの磁場の精密・高空間分現象（図 A ー C）といった動的現象が彩層で頻繁に発生してい解能観測が不可欠です。

ることが発見されました。これらの彩層の動的現象がエネルギー2

SOLARSOLAR-C が取り組む科学課題

SOLAR

太陽のコロナはどうのように加熱されているのでしょうか？ 巨大フ

これらを観測するためには、（１）微細構造をとらえる高解像度とレアの 10 億分の１のエネルギー規模のナノフレアにより加熱されて（２）速い時間変化をとらえる高感度が同時に必要とされ、これがいるのでしょうか？ それとも、磁気流体波がコロナの加熱と超音「ひので」衛星に比べて大きな望遠鏡を必要とする理由です。

速に達する太陽風の加速を同時に引き起こしているのでしょうか？

光球の対流運動によって、磁束管が揺らされたり捻れたりすることで、絶え間なく磁「ひので」衛星による高解像度の磁場観測から、太陽の光球に存SOLAR-C 衛星に搭載される 3 つの観測装置の高解像度観測から、気流体波が発生していることが「ひので」によって分かってきました。この波動は、在するサイズ・時間変動のスケールが著しく異なる様々な磁気構造

光球ー彩層ーコロナの磁気結合の様子が明らかになります。そして、彩層や遷移層で反射したり屈折したりしつつ上空まで伝わり、コロナと太陽風の加速を明らかにすることができました。しかし、その上空の彩層やコロ大型の光学磁場診断望遠鏡による光球・彩層の磁場観測を通して、と加熱を行っているのではないかという仮説が注目を浴びています。彩層からコロナナの磁場がどのような構造をしているのかについてはよく分かってい光球からコロナまでの 3 次元磁気構造を求めます。これにより磁気ません。コロナの磁場は、光球の運動を反映して複雑に絡みあい、リコネクションの起きやすい磁気構造の同定や、波動の伝播や反ナノフレアの発生しやすい磁気構造が無数にできているのでしょう

射・散逸する様子が明らかになります。磁気リコネクションにともか？ それとも磁気流体波が上空へ伝わりやすい磁気構造が実現さなうインフローやアウトフロー、乱流や衝撃波、波動などは、光学れているのでしょうか？

磁場診断望遠鏡や紫外線高感度分光望遠鏡による分光観測を通し

SOLAR-C 衛星は、搭載される光学磁場診断望遠鏡、紫外線高感へ延びる尖ったスピキュール（右図）は、コロナに質量を供給していると考えられていますが、波動は、スピキュールのような活動現象を生み出す上でも重要な役割を担っていると考えられています。また、「ひので」で観測された彩層のダイナミックな現象（表紙画像）が、コロナに向かう強い波動を生み出している可能性も指摘されていま加熱が起きているかどうかを解明することは、SOLAR-C 衛星の主要なサイエンス目的の一つです。SOLAR-C 衛星に搭載される光学磁場診断望遠鏡と紫外線高感度分線撮像分光望遠鏡の撮像観測によりとらえられます。

光望遠鏡の連携により、彩層磁場の小さな揺らぎの観測から波動の同定を初めて行います。光球と彩層、さらにはコロナの磁気流体波をとらえることで、それぞれの大に連携して、これらの疑問に最大限に答えられるように設計されま

ここでは、SOLAR-C 計画の取り組む多くの課題のうち幾つかを取気層での波のエネルギー流束を見積もり、彩層やコロナで生じているエネルギー散す。光球から太陽圏に至る大局的な現象を支配しているのは、磁気り上げて解説します。太陽物理学のサイエンス課題について大きな逸量とその機構を明らかにすることができると期待されます。

リコネクションや波動現象であり、それらにともなって衝撃波、乱進展をもたらすことが、SOLAR-C 衛星の成功基準です。

流といった小さなスケールの物理現象が現れると考えられています。

科学課題１：太陽磁場の３次元構造を求める

右図：太陽の縁で観測された彩層からコロナへ伸びるスピキュール（「ひので」観測）

科学課題３：磁気リコネクション現象の解明とコロナ・彩層加熱への寄与

これまで述べたように、磁場にからむ多様な現 象を解太陽では太陽フレアや彩層・コロナのジェット現象（表紙）などの爆発的な活動現明するには、光 球からコロナまでの 3 次元的な磁気構象が幅広い空間スケール・時間スケールにわたって発生しています。これらの現象に造を求めることが必要とされ、これ自身が極めて重要なは、磁気リコネクションが深く関与していることが、「ようこう」や「ひので」の観測結果から分かってきました。磁気リコネクションとは、反平行に近い磁力線がつなぎ変わり、磁場の持つエネルギーが短時間に解放されることで、プラズマを急激に加速・さ（100km 以下程度と考えられている）の磁気要素を分加熱する現象です。この現象によって発生するジェットは、下層大気から上空へ質量解すると共に、彩層の磁場を世界で初めて直接観測しまを供給します。また磁気リコネクションにともなう磁気構造の急激な変形は磁気流の磁場観測を行うことにより、観測データを使用した境界値問題としてコロナの磁場を求めることも可能となります。
３次元的な磁気構造が求められれば、磁気リコネクション

2000 km

SOLAR-C 衛星のサイエンス課題です。SOLAR-C 衛星では、「ひので」の解像度を上げ、光球における最小の大きす。磁気エネルギーの支配する彩層上部（プラズマβ＜１）

彩層上部

彩層底部

明が進むと期待されます。また、数百 km 以下の小さなスしたが、その磁束量は黒点のそれを上回っています。このような小スケール・短寿命の無数の磁場の発生が、光球—彩層—コロナの大局的な 3 次元磁気構造の形成と進化にどのような影響を与えているかを解明するのも SOLAR-C衛星の課題です。

微小フレアが太陽コロナを加熱するという説も有力です。これらの現象の解明には、ンが起きている現場周辺の温度・速度・磁場の観測情報が決定的に不足しています。の加速機構をはじめ、太陽フレアのトリガー機構などの解るところで現れていることが「ひので」によって発見されま体波を発生させ、この波がコロナを加熱している可能性もあります。一方、無数の衝撃波の役割など磁気リコネクション自身の理解が不可欠ですが、磁気リコネクショや磁気流体波による、彩層・コロナの加熱機構や太陽風ケールの磁場が、表面の対流運動と共に太陽表面のいた

700km
→←

す。光球・彩層からの波動の性質を明らかにし、それによりコロナ・太陽風の加速・て、また衝撃波で加熱されたプラズマの温度分布の早い変化は、X度分光望遠鏡、X 線撮像分光望遠鏡の 3 台の観測装置が有機的3

科学課題２：波動により彩層・コロナ・太陽風が理解できるか？

00080

磁気リコネクションにより加速・加熱された直後のプラズマは、背景にあるプラズマと比較して暗く時間変化が速いために、これまでの観測ではとらえることが困難でした。SOLAR-C 衛星に搭載される紫外線高感度分光望遠鏡・X 線撮像分光望遠鏡でkmは、広い波長域にわたる高解像度の分光撮像観測を実現します。この性能により、

光球磁場

160000 km
太陽磁場の 3 次元構造。緑線は光球の磁場から推測した磁力線。
彩層上部では磁力線に沿った黒い筋構造が見えます。

磁気リコネクションにともなって発生するプラズマ流や磁気流体波・衝撃波などの現象を様々な温度の大気層において切れ目無く調べることが初めて可能となります。さらに、磁気エネルギーが支配する彩層上部領域における磁場観測により、磁気リコネクションにともなう磁気構造の変化を直接的に観測することが期待されます。
上図：太陽の縁で観測された彩層ジェット（「ひので」観測）
下図：磁気リコネクションにともなうジェット（MHD シミュレーション）

4

SOLAR-C に搭載される３つの大型望遠鏡 ー 撮像観測から分光観測へ ー
これまでの衛星観測では、広域の情報を素早く取得することができる撮像観測が大きな成果をもたらしてきました。しかし、撮像観測だけでEUVS/LEMUR観測装置を支援する衛星システムは手に入る物理情報に限界があります。活動現象の背後にある物理過得することが重要です。

■ 地上望遠鏡のように太陽活動の変化に応じて機敏に観測ターゲットや観測プログラムを変更できます。

光球からコロナまで温度の切れ間のない観測を行うため、波長別に３■ 夜による中断のない 24 時間連続観測が可能です。

程に踏み込むためには、太陽大気が放射するスペクトルを分光観測によって精度良く測定し、温度・速度・磁場などの基本的な物理情報を取台の望遠鏡を搭載します。

■ 異なる観測装置で取得した画像の正確な位置合わせを可能とします。

彩層・光球の磁場を測定する

紫外線高感度分光望遠鏡

高解像度で彩層・遷移層・コロナを分光観測する

0.28″

時間分解能

10 秒以下（0.28″サンプル）

野長は 10-100nm の紫外線域を幅広くカバー

速度分解能

2 km/s 以下

し、多数の輝線で彩層（約 1 万度）からコ

観測波長17 - 21 nm, 46 - 128 nm

ロナ（500 万度）を切れ目なくとらえること

感度（カウント／秒／秒角）

光学磁場診断望遠鏡

SUVIT

利用して高精度の光球磁場マップを取得し、大きな成

空間分解能 0.1″- 0.2″

果を挙げることができました。SUVIT では、ゼーマン

時間分解能 0.1 - 1 秒（撮像）

磁場の測定を行います。彩層におけるハンレ効果によ

視る微弱な偏光信号は、光球から来る偏光のおよそ 10

観 測 波 長 280 - 1100 nm

めることが可能になり、光球からコロナまでの 3 次元的な磁気構造が分かると期待されています。これにより、彩層やコロナの加熱やダイナミックな現象の鍵を良い

彩層ジェット/スピキュール 磁束管/磁気流体波
彩層磁場測定に必要な精度握っている磁気リコネクションや波動現象の現場に迫SOLAR-C SUVIT
0.001

光球磁場測定に必要な精度らの観測でしか実現することができません。

5悪い

10

光球からコロナまでの空間分解能をできる10 0だけそろえることにより、SUVIT で観測され10 5

X 線撮像分光望遠鏡

た磁気構造のどこで加熱が起きているかな※ 物理量診断には100-200 カウント必要

温度（K）

10 6

どの決定的情報を得ることができます。
10 7＊ それぞれ解像度・感度に最適化した観測モードをとった場合

空間スケール（秒角）

10.1

光子計測型軟 X 線望遠鏡（XIT-PC）：
斜入射光学系と光子計数型 CMOS の組み合わせにより、太陽のコロナやフレアの撮像分光観測を世界で初めて行います。斜入射光学系としてはこれまでの最高の解像度で、コロナ中のさまざまな温度構造を一望のもとに観測できます。画素ごとに X線スペクトルを求めることで、加熱されて熱平衡に達する前のプラズマの様子を観測することができ、磁気リコネクションにともなう衝撃波によるコロナ加熱やフレアの研

XIT-NI

空間分解能 〜 1″- 2″〜 0.2″- 0.3″

時間分解能 10 秒

< 10 秒視80″× 400″400″× 400″

0.5 - 5 keV

9 - 21 nm

野

観測波長

太陽全面観測（SDO HMI)

100比べて一桁悪いものでした。SOLAR-C では、（1秒角/pixel）

XIT-PC

0.011000

コロナ観測の空間分解能は、光球のそれとSOHO SUMER

X-ray Imaging
Telescope「ひので」可視光磁場望遠鏡ることができます。このためには、高い空間分解能だけでなく広視野・長時間の連続観測が必須で、宇宙か伝播する波動を見逃しません。これまでのXIT

0.0001
磁場測定に必要な偏光の測光精度

彩層の磁場が求まると、コロナの磁場を計算により求活動領域/黒点より、磁気構造の激しい時間変化や磁気リ10 2（1秒角/pixel）

野 180″× 180″分の 1 の大きさです。点状の基本磁束管からの偏光たらす 1 秒程度の短い露光での分光観測にコネクションにともなうジェット・光球から

10 -2
10 4

1 - 20 秒（偏光分光）効果に加えハンレ効果を利用して、光球より弱い彩層気の診断能力に優れています。高感度がも（0.14秒角/pixel）

Hinode EIS

これまで観測が困難であった彩層の磁場を世界で初めしつつ、高精度の光球・彩層磁場観測を行います。

激に構造が変化する 10 万度以上の上層大SOLAR-C
EUVS/LEMUR

10 4

Solar UV-Visible-IR Telescope

大型望遠鏡により 0.1-0.2 秒角の高い解像度を実現

感度は 10 倍以上＊向上しています。観測波

分光観測の輝線強度（活動領域）

X-ray Imaging Telescope (XIT)の約 3 倍の口径（1.5m）の望遠鏡が必要となります。

分光装置と比較して、解像度は 5 倍以上・ができます。特に、彩層からコロナへと急コロナとフレアの高温プラズマを撮像分光観測する

信号の強さは口径の 2 乗に比例するため、「ひので」度を求める観測装置です。今までの紫外線

280″× 300″

EUV/FUV High Throughput Spectroscopic Telescope(EUVS/LEMUR)て測定します。
「ひので」はゼーマン効果による偏光をすることにより、プラズマの速度・温度・密空間分解能

視SOLAR

EUVS/LEMUR は、太陽の出す輝線を分光1 秒以下（1″サンプル）■「ひので」の 20 倍以上の大容量データを取得伝送します 。

Solar UV-Visible-IR Telescope (SUVIT)

EUV/FUV High Throughput
Spectroscopic Telescope

SOLAR

究にブレークスルーをもたらします。

超高空間分解能 EUV 望遠鏡（XIT-NI）：
多層膜 X 線望遠鏡により、0.2 - 0.3 秒角のこれまでにない高い空間分解能でコロナの広視野・高頻度の撮像観測を行ないます。EUVS/LEMUR がもたらす詳細な分光情報に対して高品質の画像情報を提供します。さらに、SUVIT による光球・彩層磁場の観測と組み合わせることで、コロナ加熱や太陽風の加速機構の解明を目指します。

6

SOLAR-C で進展する高解像度衛星観測技術
回折限界解像度を実現する宇宙望遠鏡技術

先端技術を適用することで、SOLAR-C を実現する高解像度衛星観測技術が進展しています。

SOLAR

高解像度観測に欠かせない高指向安定度技術「ひので」では、高解像度観測・高精度偏光測定を実102と比べ、口径を 3 倍近く増大させる一方、望遠鏡長を 2 倍程度現するため、高い指向安定度を持つ衛星姿勢制御系を101にしたコンパクトな光学望遠鏡を目指しています。そのため、光学開発するとともに、姿勢制御系で抑制しきれない指向「ひので」指向安定度実績系の位置精度要求が厳しくなっています。
「ひので」可視光望遠鏡

揺れを取り除くための可動鏡による像安定化装置、さ100

姿勢制御系の開発で培った高精度望遠鏡構造・熱設計、組立アライメント手らに高周波数域の微小擾乱を管理する技術が導入され法、干渉計光学測定技術を応用発展させます。望遠鏡主構造は、ました。また、異なる望遠鏡間のアライメントを軌道上0.1ppm 以下と非常に熱膨張率が低い炭素繊維強化プラスチックで維持するため、低熱膨張光学ベンチも開発されまし素材（CFRP）を用い、軌道上においてアライメント調整機構無した。これによって、広い周波数帯域にわたり、国内最に 50cm 口径の回折限界性能を実現しました。この開発で培った高性能の指向安定度を達成しています。SOLAR-C で狙

指向安定度[秒角, 0-p]

SOLAR-C に搭載する予定の SUVIT は、「ひので」可視光望遠鏡と比較して 2-3 倍高い指向安定度が要求されています。

用可動機構の国内開発も進んでいます。

高周波数擾乱の低減化のため、擾乱発生や擾乱伝達を抑制する方式を導入するとともに、像安定化装置を「ひので」可視光望遠鏡の口径「ひので」可視光望遠鏡の波面誤50cm 軽量化 ULE ガラス主鏡と差分布。波面誤 差 18nm（RMS）

3 点 静 定 支 持 機 構。SOLAR-Cを実現。誤差 5nm（RMS）の高精

では 90% 近い軽量化 構造、ス度干渉計測定により、光学系・アトレスフリーの支持機構を実現しライメントの問題点を洗い出し、ます。

可視光波長で回折限界性能を発広帯域化することを検討しています。

SUVIT

10EUVS/LEMUR-3

焦 点面装置の国内開 発に向け、点排熱鏡。アルミ鏡に銀増反射回転駆動機構を開発しています。

コーティングをほどこし、約 5%試作した機構は、薄肉大口径ベの太陽光吸収率を実現。コーティ

アリングを用いた駆動機構で、高ングの耐久試験や鏡面の汚染管精度偏光観測に必要な連続回転理によって 1500 ソーラーの光が波長板に用いることができます。

集中する排 熱 鏡の温 度を 50℃0.60.4の角度を高精度に駆動し、太陽「ひので」可視光望遠鏡像安定化装置

SOLAR-C SUVIT では紫外線域の観測も行うため、「ひので」以上に厳しいコンタミネーション管理が必要となります。

相対光量モデルに基づくベーキングなど、徹底した汚染管理を行いました。

0.8

汚染予想数学モデルに基づく「ひので」可視光望遠鏡の感度劣化シミュレーション

0.60.4012

経過年数

345103-0.2-0.60で 0.03 秒角 (3σ)まで抑えられています。

新たに取組む先進技術開発

100

像安定化装置オン0.0

向揺れは、像安定化装置を働かせること

100

200300（秒）Mg II h&k G-band Na I D H I α
280 nm 430 nm 589 nm 656 nm

Ca II IR854 nm400500He I
1083 nm

反射率 (%)

90
銀コーティング

80

アルミコーティング

70実現を目指しています。そのためには、高い鏡面精60度を持つ斜入射 X 線鏡の開発が必須です。ナノテク

50200

ノメーター精度加工のナイフエッジ、あるいはキュー

396 nm1020.2-0.4

X 線鏡の製作が国内で可能になりつつあります。ナ

430 nm像安定化装置オフの軌道 上実績。0.2 秒角程度あった指ノロジー測定技術を応用することで、高精度斜入射

668 nm101100では「ひので」と比較して 2-3 倍高い指向安定度が必要です。中周波数域の衛化装置で用いられている可動鏡。

-10 keV の X 線波長で 1 秒角以下の高い解像度の1.010-1「ひので」指向安定度実績と SOLAR-C における指向安定度要求。SOLAR-C「ひので」可視光望遠鏡の像安定

SOLAR-C 搭載予定のX 線撮像分光望遠鏡では、0.5宇宙太陽望遠鏡の寿命には、汚染物質の付着と紫外線黒化に10-2星姿勢制御系の性能改善、及び、高周波数域の微小擾乱低減化が鍵になります。

ナノテクノロジーによる斜入射 X 線鏡

光学系の汚染管理・汚染予想モデルの構築

10-310-410-5周波数[Hz]以下に保つことができました。

ます。
「ひので」可視光望遠鏡では、脱ガス量の測定に基づく望XIT-NI

面上の模様を追尾します。

「ひので」可視光望遠鏡の１次焦遠鏡構成部材、接着剤等の選定を行うとともに、汚染予想数学

XIT-PC

10-4

3 本のピエゾ素子によって折曲鏡揮する光学系を実現します。

よる反射率劣化、それが引き起こす鏡の熱変形が大きく影響し指向安定度要求

10-210-510-6

う高解像度と偏光測定精度を達成するには、「ひので」「ひので」可視光望遠鏡に適用されます。焦点面観測装置に必要な高精度・長寿命な宇宙像安定化装置
（オン時）
（オフ時）

SOLAR-C

10-1（秒角）

プレシジョン望遠鏡構造技術が SOLAR-C の 1.5m クラス望遠鏡

7SOLAR

2006 年に打ち上げられた「ひので」衛星の開発を通して培われた宇宙望遠鏡技術を発展させるとともに、増反射コーティング
400600
波長 (nm)

8001000

超増反射ミラーコーティング

ブを使って、X 線焦点面をナノメーター精度でスキャ太陽望遠鏡で高い光学性能を実現するためには、不要な太陽光の排熱機ンし、そこからの回折光を測定します。これによって能、熱変形を抑えるための低太陽光吸収、高精度偏光観測のため高反射精度の高い点像分布関数の測定が可能になっていま率コーティングが重要です。
「ひので」では可視光域のみの観測で開発要素す。この結果から斜入射鏡面形状誤差を推定し、面の小さい銀コーティングが使用されました。SUVIT では紫外から近赤外の広形状の加工へと反映させることで、高精度な X 線鏡

い波長範囲で 90% を超える高い反射率、3% 以下の太陽光吸収率の実現を製作することができます。

を目指し、超増反射コーティングを「ひので」の実績を基に開発中です。

8

SOLAR-C が取り組む科学の広がり─ 人類未踏の太陽極域探査 ─のプラズマとの比較研究を通して、宇宙にあまねく存在するプラズ太陽ダイナモ機構の理解へマと磁場の普遍的な性質を明らかにすることが期待されます。
「ようこう」衛星がもたらした最大の学術的成果は、「太陽フレアがす。磁気リコネクションが、磁気プラズマの散逸・エネルギー転換

SOLAR-C では太陽大気で見られる様々な磁気活動の全貌を明ら活動銀河核パルサーかにすることが、最重要ターゲットです。SOLAR-D では、その磁の本質的プロセスであることが確立されたことにより、現在では、天文学・地球物理学・プラズマ物理学の広汎な現象を理解するた108めに不可欠な概念として浸透しています。
「ひので」衛星で初めても重要な磁場生成に関する素過程の発見です。また、これまでその存在が指摘されていたアルベン進行波の存在も観測的に明らかダイナモ機構の顕著な例が、太陽の 11 年周期活動です。黒点数・太陽コロナ温度（K）

点を上回る磁束量を生み出していることを示し、天体物理学として気大気を生み出す「ダイナモ機構」の理解に挑みます。グローバル

実験室プラズマ活動性・極性が、なぜ 11 年周期で変動するのかは、太陽物理最大の謎です。
「ひので」、SOLAR-C では太陽極域の表面磁場・表地球磁気圏

このように、太陽は宇宙プラズマの格好の実験室としての役割を果

イナモ機構の現場である太陽内部の回転や流れを知ることができ宇宙天気予報のためのアルゴリズムの構築

太陽光球・彩層

なぜ太陽極域探査が必要か？

星・惑星形成領域

102101010
密度（個／m3 ）1530

極小期では地球は寒冷化していました。2007-2009 年頃は太陽の活動が極端に低くなり、活動の周期も 12.6 年と長くなるという異変が起きました。同じ様に周期が長かったのは、ダルトン極小期の直前の 1800 年頃で、およそ 210 年ぶりの異変です。黒点数は太陽活動を知る大事な指標ですが、太陽活動の停滞のメカニズム

ラ・地磁気嵐などの宇宙空間環境の短期変動を予測することを「宇を理解するには、黒点・極域・静穏領域の磁場、つまり太陽全域宙天気予報」と呼びます。
「宇宙天気予報」の実現には、物理過の磁場の変化を総合的にとらえる必要があります。SOLAR-C で太程の理解と、太陽面の観測データを入力としたコンピュータシミュ

陽磁場のグローバルな変化を引き起こす微細な表面磁場の変化をレーションによる予測アルゴリズムの構築の両方が欠かせません。

観測することで、太陽活動の長期的な低下が起きるかを注意深くSOLAR-C の役割の一つは、フレアの予測アルゴリズムの構築に寄監視し、太陽活動の異常がどのように地球気候に影響を与えるかを与することです。フレアが起きるコロナ中の磁場を直接測ることは明らかにすることに貢献します。

非常に難しいため、表面（光球）の磁場観測データを境界条件とし225

国立天文台太陽観測所たシミュレーションがこれまで行われてきました。SOLAR-C では、フレアの現場であるコロナに近い彩層で磁場を測るため、観測デー
黒点相対数

100

150-20100-4050
1960

年

1980

20000

太陽内部のイメージ図
子午面還流

太陽表面

グローバルダイナモ機構の鍵を握るのは、差動回転や子午面還流対流

太陽極域の磁場は次の太陽周期の種となると考えられており、高トロイダル磁場

緯度地域の磁場の変動と太陽内部の流れの関係を知ることは、次放射層のサイクルの磁場を生み出すメカニズムを解明するために必要不可欠です。太陽内部は光で見ることができず、ドップラー観測による黒点

対流層差動回転でポロイダル磁場からトロイダル磁場が作られる

太陽表面の振動測定から太陽内部を診断する日震学が唯一の手段です。しかし、これまで実施されてきた黄道面内からの観測では、太陽の極域が見えにくく、極域の太陽内部の流れを知ることができませんでした。この問題を解決するために、SOLAR-D では、黄道音波

差動回転面を離れた場所（傾斜角目標〜 40°）から、太陽全面の磁場・ドップラー速度場を観測します。極域を含む太陽全体の大局的な流れと磁場の変動・運動を同時に観測し、太陽磁気周期活動の起源を探ります。

搭載観測装置案
SOLAR-D◎ 総放射量計
放射強度の緯度依存性を測定し、同じ磁気活動を持つ他の太陽型星と比較して、太陽の放射量変動は 1/3 程度しかない理由を探る。

2501995◎ Ｘ線 /EUV 撮像・分光望遠鏡
2000

2005

2010

今サイクルは、太陽周期が 11 年から 12.6 年に伸び、さらにあり、1600 年以降の停滞期である、ダルトン極小期やマウンダー

2013 年後半に予想される極大期は低調と予想されています。

◎ オプション（惑星間撮像装置、その場観測装置等）-D

このような太陽活動の停滞は地球気候にも影響を与える可能性が軌道傾斜角による見え方の違いから、極域太陽風等の 3次元構造を探る。

RLA年

最近 1周期の黒点数の変動（赤線）と過去 6 周期の変動
（黒線）
。

90SO

黒点が現れない太陽活動の停滞期が過去に何度か起きています。

200

日震学を用いた太陽内部の流れの導出や光球磁場の測定。

太陽活動の異変を解明する SOLAR-C
太陽は 11 年の周期活動を繰り返していますが、数十年にわたって20◎ 太陽全面可視光磁場・ドップラー観測装置

タに基づくシミュレーションの精度を格段に高め、これまで困難で可能になると考えられます。

250

といった太陽内部の大局的な流れと磁場との相互作用です。特に、太陽フレアやコロナ質量放出にともなう高エネルギー粒子やオーロあった太陽フレアそのものの発生を含めた宇宙天気予報の実現が

40

地球電離圏

104度・温度といった物理量を精度よく測定することで、太陽物理の未太陽地球環境と宇宙天気予報300ます。

たしてきました。

SOLAR-C は、太陽の光球からコロナの磁気プラズマの磁場・速60-601940

面速度場を得ることができます。SOLAR-D ではそれらに加えて、ダ106になりました。アルベン波は、宇宙空間で効率の良いエネルギー運搬手段であり、太陽風の加速機構との関連が議論されています。

太陽の 11 年周期（国立天文台太陽観測所）

黒点数の月平均（個）1010

磁気リコネクションによって発生する」ことを実証したことにありま観測された短寿命水平磁場は、対流起源の局所ダイナモ機構が黒SOLAR解明の問題に取り組みます。他の天体や地球磁気圏、地上実験室

黒点の出現緯度（度）

プラズマ実験室としての太陽

SOLAR-C から SOLAR-D へ

SOLAR

SOLAR-D の軌道図10