太陽・太陽圏研究領域の⽬標・戦略・⼯程表(2023 年版)

2023 年 10 ⽉ 10 ⽇

太陽研究者連絡会（略称：太陽研連、英⽂名称：Japan Solar Physics Community）
代表

今⽥晋亮（東京⼤学）

(空きページ)

2⽬次

改版履歴 ................................................................................................................................ 52023 年度版 改訂履歴............................................................................................................... 52022・2023 年度改訂版における執筆者および協⼒者.............................................................. 51.

⽬標（将来ビジョン） ................................................................................................... 6

1.1 ⽇本の戦略・狙うサイエンス............................................................................................... 6
1.2 背景となる世界の動向（サイエンスとプロジェクト） ...................................................... 7
1.3 期待される成果 .................................................................................................................... 92.

研究ロードマップ ........................................................................................................ 12

2.1 現在までの観測研究基盤 ................................................................................................... 12
2.2 2020−2030 年代での⻑期的研究戦略................................................................................ 13
2.3 ⻑期的研究戦略を実施するための研究活動....................................................................... 15

2.3.1 上空⼤気の分光診断による研究 ................................................................................. 15
2.3.2 光球・彩層磁場診断による研究 ................................................................................. 17
2.3.3 ⾼解像度コロナ撮像分光や電波観測による太陽研究 ................................................ 19
2.3.4 宇宙天気・宇宙気候研究と太陽研究 .......................................................................... 20
2.3.5 太陽圏科学における太陽研究 ..................................................................................... 22
2.3.6 恒星研究と連携した太陽研究 ..................................................................................... 23
2.3.7 太陽内部・太陽活動周期についての研究 ................................................................... 25
2.3.8 理論シミュレーション研究 ......................................................................................... 26
２.4 2020-2030 年代における⽇本の太陽物理学の研究ロードマップ ................................ 3030
3.

既存⼤型計画の将来 ..................................................................................................... 33

3.1 SOLAR-C 時代に向けた「ひので」の位置付けと観測運⽤⽅針 ...................................... 33
4.

早期具体化させる⼤型計画の概要 ................................................................................ 36

4.1 次期太陽観測衛星計画 SOLAR-C ...................................................................................... 36
5.

検討中の⼤型計画の概要 .............................................................................................. 42

5.1 衛星計画 PHOENIX (PHYSICS OF ENERGETIC AND NON-THERMAL PLASMAS IN THE XREGION) .................................................................................................................................... 42

6.

2020 年代での具体化を⽬指し開発中または検討中の中型計画 .................................... 46

6.1 次世代太陽⾵観測装置 ....................................................................................................... 463

6.2 次世代国際ネットワーク計画 NGGONG ........................................................................... 50
6.3 次世代焦点⾯装置・近⾚外線広視野偏光分光装置 NIRTF ............................................... 52
7. 実施中の⼩規模計画 ........................................................................................................ 54

7.1 SUNRISE 気球実験............................................................................................................. 54
7.2 ⽇⽶共同・太陽フレア X 線集光撮像分光観測ロケット実験 FOXSI-4 ............................. 55
8. 2030 年代以降に向けたアイディア ................................................................................... 57

8.1 太陽多点観測ミッション .................................................................................................... 57
8.2 次世代⼤型宇宙望遠鏡 ....................................................................................................... 60

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改版履歴
初版

2015 年 1 ⽉ 31 ⽇

宇宙科学研究所に提出

2019 年版 2019 年 11 ⽉ 5 ⽇

⼤幅改訂; 宇宙科学研究所理⼯学委員会に提出

2022 年版 2022 年 6 ⽉ 9 ⽇

⼤幅改訂2023 年版 2023 年 10 ⽉ 10 ⽇

2023 年度版

改訂履歴2022 年 10 ⽉ 3 ⽇

改訂案募集を太陽研連メーリングリストにてアナウンス。

2023 年 1 ⽉ 25 ⽇

改訂案募集 締め切り。

2023 年 2 ⽉ 13 ⽇

太陽研連運営委員会にてドラフトを承認。

2023 年 2 ⽉ 20 ⽇

会員向けドラフト公開およびコメント募集を開始。

2023 年３⽉ 31 ⽇

コメント募集 締め切り。

2023 年６⽉ 5 ⽇

太陽研連運営委員会にて⼀般公開延期を決定。

2023 年 8 ⽉ 22 ⽇

ひので衛星の将来計画にʻついて追記（3.1 節）。

2023 年９⽉１3 ⽇

太陽研連運営委員会にてドラフトを承認。

2023 年 9 ⽉ 14 ⽇

会員向けドラフト再公開およびコメント再募集。

2023 年 10 ⽉初頭

太陽研連運営委員会 メール審議にて公開を承認。

2023 年 10 ⽉ 10 ⽇

太陽研連ホームページにて⼀般公開。

2022・2023 年度改訂版における執筆者および協⼒者（敬称略・あいうえお順）
浅井歩（京都⼤学）
・阿南 徹（NSO）
・⽯川遼⼦（国⽴天⽂台）
・今⽥晋亮（東京⼤学）・岩井⼀正（名古屋⼤学）・上野 悟（京都⼤学）
・勝川⾏雄（国⽴天⽂台）
・草野完也（名古屋⼤学）
・久保勇樹（情報通信研究機構）
・坂尾太郎（JAXA/ISAS）
・塩⽥⼤幸（情報通信研究機
構）・清⽔敏⽂（JAXA/ISAS）・下条圭美（国⽴天⽂台）・庄⽥宗⼈(国⽴天⽂台)・⿃海 森(JAXA/ISAS)・成影典之（国⽴天⽂台）
・⻄塚直⼈（NICT）
・堀⽥英之（千葉⼤学）
・宮原ひろ⼦（武蔵野美術⼤学）
・横⼭央明（京都⼤学）
・渡邉恭⼦（防衛⼤学校）

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1. ⽬標（将来ビジョン）
この章では、
⽇本の太陽物理学コミュニティが今後 10-20 年間（2020 年代から 2030 年代）に狙うサイエンス課題と実際の研究戦略を掲げ（1.1 節）、その背景となる世界状況を説明し（1.2 節）、そこから期待される成果を述べる（1.3 節）。研究戦略については、第 2 章以
後で項⽬ごとに詳しく説明されるので、ここでは、その内容をまずはサマリ的に述べる。

1.1 ⽇本の戦略・狙うサイエンス
わたしたち⽇本の太陽物理学コミュニティが今後 10 年間、すなわち 2020 年代に重点的に狙うサイエンス課題は、
l

彩層・コロナと太陽⾵の形成機構の究明 (彩層・コロナダイナミクス)l

太陽活動現象の発現機構の究明とその変動を予測するための知⾒の獲得 (宇宙天気・
宇宙気候基礎物理)である。これは、1.2 節で述べる世界の動向と、課題の喫緊性、技術的成熟度などを踏まえてコミュニティ内での議論を繰り返してコンセンサスを得た⽬標である。このようなサイエンス課題の解決ためにとる戦略としては、l

最優先事項として、SOLAR-C ミッションを実現l

このミッションを⽀えるために、太陽・太陽圏研究領域における国内外機関との共同研
究、特に 4m 級⼤型地上太陽望遠鏡（DKIST など）を⽤いた共同観測を推進

l

観測を⽀えかつ新課題を切り開く理論シミュレーション研究を推進し、天体⾼エネ
ルギー物理学・地球惑星科学など関連分野との交流の中核とすること、を取る。その結果として 1.3 節に述べる成果を具体化することを⽬指す。さらにはその先の2030 年代に向けて
l

SOLAR-C 実現後の次世代プロジェクトについて、科学計画⽴案・要素技術開発・実証観測実験について並⾏して議論を進める。

6

1.2 背景となる世界の動向（サイエンスとプロジェクト）
現在の太陽物理学分野の主な課題は、外層⼤気加熱・恒星⾵の形成とダイナミクス（コロナ加熱・太陽⾵・彩層ダイナミクス）、プラズマ爆発現象（フレア・コロナ質量放出・粒⼦
加速）、磁場の起源（ダイナモ）、星としての太陽、が挙げられる。この節では、それぞれの項⽬についての世界の動向を述べる。
外層⼤気加熱・恒星⾵の謎に取り組むためには、光球底での熱対流乱流による擾乱発⽣から、その輸送を経て、彩層・コロナや恒星⾵へのエネルギー注⼊までを全て理解する必要がある。
「ひので」ミッションは、エネルギー輸送を担う Alfvén 波の同定などの貢献を⾏った。
NASA の Hi-C ロケット実験では、ナノフレア時の磁気ループの捻じれを⽰唆する⾼解像度画像が得られている。しかし、これらの発⾒はイベントスタディ的なもので、コロナ加熱機
構との関連を発⽣・伝播・散逸まで結合した形で包括的・定量的には未だに理解できていない。この解決のためには、星の各⼤気層でのエネルギー輸送過程を網羅して明らかにする必要がある。この解明を最重要⽬的のひとつとして、SOLAR-C ミッションの提案がなされた。
世界的にも同様の認識がもたれており、現在稼働中の NASA の⼩型太陽観測衛星 Interface
Region Imaging Spectrograph (IRIS)ミッション、⽶国 National Solar Observatory (NSO)の⼤型地上太陽望遠鏡 Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) は彩層を重要な観測ターゲットとしている。しかしながら IRIS の能⼒は限られた輝線による分光観測に限定されており、上層の遷移層からコロナに⾄る⾼温側の温度カバーが弱い。⼀⽅、DKIST では地上観測による連続観測・像安定・視野に制約がある。これに対して、SOLAR-C は、104 から
107 K までの、彩層からコロナを繋ぐ磁気プラズマ診断に威⼒を発揮する。また、従来ミッションを⼤きく超える⾼感度特性により、⾼い時間・空間分解能を実現することで、コロナ中でのナノフレア現象の精細構造の物理診断が期待されている。DKIST 等の⾼解像度地上望遠鏡との共同観測により、⼤気上層の遷移層・コロナのみならず、下層の光球・彩層を⼀貫して理解することをめざしており、彩層・コロナダイナミクス課題の研究のために
SOLAR-C の実現が不可⽋であると考えられている。
太陽のプラズマ爆発現象については、「ようこう」衛星などで得られた、エネルギー解放機構としての磁気リコネクション (磁⼒線のつなぎかえ) という描像をもとに、次の段階へと研究の⽅向が進んでいる。それは爆発現象の発⽣機構の解明とその予測である。近年では、
フレアや Coronal Mass Ejection (CME)など磁気プラズマ爆発現象の背景にある電磁流体⼒
学（Magneto-Hydro Dynamics: MHD)不安定性を特定し、磁気リコネクションの物理過程を探る努⼒が進展しており、それらの知⾒を爆発の予測に応⽤する試みも⾏われている。太陽フレアや CME、Solar Energetic Particles (SEP)、太陽⾵は地球周辺の宇宙環境と社会活

7

動にも多様な影響を与えることから、精密な観測とシミュレーション、そして統計的機械学
習のような新技術によって太陽活動を予測することは、地球にもたらされる宇宙天気災害や気候変動に対して現代社会が抱える潜在的なリスクを軽減するためにも極めて重要な⼿段となると考えられる。国際的にも、⽶国において宇宙天気予報研究は重要な国家戦略的プ
ロジェクトとされており、欧州、中国、韓国でも同様の傾向が近年⽬⽴つ。航空運⽤にも影響を及ぼすため、2019 年に国際⺠間航空機関（ICAO）では宇宙天気情報の利⽤が開始された。アルテミス計画等の⼈類の宇宙進出により、地球だけではなく太陽圏内の宇宙天気予報の必要性が出てくる。宇宙天気の社会的重要性は今後⾼まると考えられ、宇宙天気の予測の範囲拡⼤と精度向上に向けた研究開発、さらにそのための基礎研究は太陽物理学の重要な課題の⼀つと⾔える。SOLAR-C は、コロナ・遷移層・彩層で磁気リコネクション領域を⾼空間・⾼時間分解能で観測することにより、電流シート近辺に現れると理論的に期待されている衝撃波や磁気島構造を捉え、速い（Alfvén 時間スケールの）エネルギー解放の物理機構の理解に迫る。また DKIST をはじめとする光球・彩層磁場観測と共同で活動領域上空のダ
イナミクスを連続観測することで、エネルギー蓄積やフレアトリガの問題に挑む。今まで捉えきれてこなかったフレア発⽣予兆現象を捕捉することができれば、宇宙天気予報研究においても重要な貢献をすることが期待される。さらに現在、太陽・太陽圏関連の⼤型ミッシ
ョンとしては、Solar Orbiter (SO:ESA/NASA)と Parker Solar Probe (PSP:NASA)が運⽤中である。前者は⽔星近⽇点まで近づき、太陽⾵と太陽圏との解明を主ターゲットとしている。
後者は名前の通り、太陽近辺に可能なかぎり近づいて「その場」観測をすることをめざす。
これら複数の惑星間探査機や軌道上・地上望遠鏡の連携により、フレア・CME の太陽圏擾
乱を捉え、宇宙天気現象との関連が今後⼤きく展開すると予想される。
磁場の起源について、ダイナモの現場となるのは星の内部であるが、その探索には地上や宇宙望遠鏡による継続的均質な観測に基づいた、⽇震学的⼿法が威⼒を発揮してきた。⽶国
NSO の Global Oscillation Network Group (GONG)や、NASA/ESA 共同ミッション Solar& Heliospheric Observatory (SOHO)搭載の Michelson Doppler Imager (MDI)、NASA のSolar Dynamic Observatory (SDO)搭載の Helioseismic and Magnetic Imager (HMI)が⼤きく貢献してきた。たとえば、太陽差動回転⾓速度の分布は、対流層全域にわたって精度よく求められている。いっぽうで重要な課題も残っており、星表層で両極域にむかって流れる⼦午⾯還流が、星内部でどのような構造をしているかについて、異なる結果が提案されており、研究者間で意⾒の⼀致をみていない。星内部乱流は、磁束の拡散やねじれ運動などをもたらすダイナモ素過程の柱のひとつなのであるが、近年⼤きく発展した⼤規模数値シミュレー
ションの結果と、⽇震学による結果とが⽭盾している状況にある。これはシミュレーション
研究が解像度不⾜などの未成熟な部分を持つ可能性と、⽇震学診断⼿法にのこる改良の余地とが残されている。

8

星としての太陽について、
惑星科学とのかかわりでは、
Kepler 衛星や Transiting Exoplanet
Survey Satellite (TESS)等により系外惑星観測は⼤きな展開を⽰し、今後 Thirty Meter
Telescope (TMT) などは、惑星⾃⾝の発⾒ではなく、惑星環境、特に⼤気がどのようなものなのかを理解しようとしている。⼀⽅、太陽系惑星探査ミッションは NASA をはじめとして各国が⽕星・⽔星・⽊星などに探査機を送り込み、その惑星環境、ひいては太陽系の起源に迫ることを⽬標としている。太陽系惑星環境、特にその⼤気環境の進化を理解するためには、太陽系の歴史を通した太陽からの⻑期的な影響を評価する必要がある。これには太陽
⾵や太陽からの突発的な質量放出(CME)、さらには太陽輻射の短期・⻑期的変動の理解が⽋かせない。そして、恒星観測とも⽐較することで、これらの現象が宇宙においてどれほど普遍的であるのか検証することができるのは、わが太陽をおいて他にない。SOLAR-C では、
太陽⾵加速と光球・彩層における磁気活動との関連の解明が重要課題のひとつであり、さらに太陽系環境への直接的な影響を調べる。

1.3 期待される成果
1.1 節・1.2 節で述べた、⽇本コミュニティの戦略と世界動向とを踏まえ、太陽研究分野で期待される成果は、「天体物理・プラズマ物理過程理解の深化」「天⽂学・惑星科学への展
開」「地球・⽣命圏との繋がり」が挙げられる（図 1）。

天体物理・プラズマ物理過程の理解の深化：これまでの太陽物理学研究は、星としての太陽の天⽂学的理解とともに、そこを舞台として起こるさまざまな天体物理学現象の理解を深めるべく努⼒してきた。近年では、フレアなどの磁気プラズマ磁気爆発現象の背景にある
磁気リコネクションの物理過程を探る努⼒を継続している。現在、磁気リコネクションは

天⽂学のあらゆる分野で普遍的な現象として広く受け⼊れられているが、これは太陽や地球磁気圏でその物理の⼀端が明らかになってきたことが背景にあると⾔える。また太陽⾵中の磁気プラズマ乱流は分⼦雲における乱流現象の理解に役⽴っている。そしてフレアやCME による⾼エネルギー粒⼦加速現象は、宇宙線研究においても重要な観測対象となっている。このように太陽で起こっている現象を深く理解することは、天体物理学の基礎になっている。今後、彩層を中⼼とした太陽研究は部分電離プラズマにおける基礎過程の理解に貢献をすると考えられる。特に、原始惑星系円盤における物理過程の理解に⼤きな役割を果たす。
天⽂学・惑星科学への研究の展開：太陽はそれをとりまく太陽圏およびその中にある惑星
圏と不可分であり、過去から現在まで惑星に輻射・太陽⾵・突発現象・宇宙線環境というかたちで影響を与えている。これまでも地球磁気圏へ及ぼす太陽⾵の影響という観点で地球科学と太陽圏科学とは不可分のものとして研究がすすめられてきた。この研究は現在、太陽9系の他惑星とくに⽕星・⾦星の⼤気進化の理解という枠組みにおいてさらに展開が望まれている。そうした研究は、今後の惑星探査計画により情報が格段に増えるであろう惑星表層
環境研究との連携が期待できる。さらに、これらの研究は⺟星天体の系外惑星系への作⽤を理解する基礎になるものである。

	

図 1

太陽物理学研究推進によって期待される成果と、近接研究領域への波及効果

地球・⽣命圏との繋がり：地球周辺の宇宙環境に太陽が及ぼす影響は、フレア・CME・SEP・

太陽⾵に伴う擾乱現象や輻射変動などさまざまなものがあり、中には⼤きな社会的影響をもたらすものもあり、宇宙天気という⾔葉が社会的にもひろく認識されつつある。近年太陽フレア予測は深層学習を⽤いて予報運⽤されるほどに進展した。⼀⽅、磁場観測が困難な太陽裏⾯予報や、浮上磁場・⿊点形成の予測がないと困難な⻑期予報は今後の課題である。また SEP は太陽フレア発⽣に伴って⽣じる数⼗ keV-数 GeV の⾼エネルギー粒⼦である。
SEP
はフレアや CME の衝撃波⾯で加速されると考えられているが、その加速過程は未解明である。⽉⽕星探査や宇宙旅⾏が本格化すると、社会的にも SEP 予測の重要性は増し、太陽研究の果たす役割は⼤きくなる。特に、⽶国 NASA を中⼼に策定されている有⼈⽉⾯着陸
Artemis 計画が現在進⾏中であり宇宙環境擾乱イベントの予報には喫緊な要請がある。この10

ように、宇宙天気の研究成果は社会経済活動に直接関係するという特徴を持ち、社会と天⽂学をつなぐ役割を担っている。さらに同研究分野はスーパーフレアや系外惑星への影響予測へと波及している。恒星⾵の影響は惑星⼤気進化に影響を与えることから系外惑星系環
境、ひいては宇宙における⽣命存在条件の研究（アストロバイオロジー）のための⼀⾥塚もしくは検証のための貴重な情報源としても、太陽研究の存在意義は⼤きい。地球環境に現在の太陽がおよぼす影響は、フレア・CME などの擾乱現象や輻射変動などさまざまなものがあり、なかには⼤きな社会的・経済的影響をもたらすものもある。それ故、天⽂学の他の研究対象とは異なり、研究成果が社会経済活動に直接関係するという特徴を持つ。社会と天⽂学を直接つなぐ役割を太陽研究は担っている。⼀⽅、恒星⾵の影響は惑星⼤気進化に影響を与えることから系外惑星系環境、ひいては宇宙における⽣命存在条件の研究のための⼀⾥塚もしくは検証のための貴重な情報源としても、太陽研究の存在意義は⾼い。

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2. 研究ロードマップ
2.1 現在までの観測研究基盤
わが国の太陽物理学は、地上観測と衛星観測を両⽴させて研究が進められてきた。
現在運⽤される⼤型地上観測設備として、京都⼤学⾶騨天⽂台のドームレス望遠鏡(1979 年完成)と国⽴天⽂台三鷹のフレア望遠鏡 (1992 年観測開始) による可視光観測、また名古屋⼤学の豊川・富⼠・菅平・⽊曽に展開された電波望遠鏡群による太陽⾵の IPS 観測(1983 年観測開始) が挙げられる。
⼀⽅、衛星観測では、「ひのとり」(ASTRO-A, 1981 年打上げ)、「ようこう」(SOLAR-A,
1991 年打上げ)、「ひので」(SOLAR-B, 2006 年打上げ)と３機の太陽観測衛星を実現させた(図２) 。これらの衛星観測は、地上からは決して観測できない X 線・ガンマ線による太陽フレアの観測から始まり、解像度を上げ、また観測波⻑域を拡げて、「ひので」衛星による可視光域での磁場観測へと⾄っている。これらのミッションの観測データはアーカイブにより公開され、広く世界中の研究者に利⽤され、その成果は世界的に⾼く評価されている。
現在、軌道上で運⽤を⾏っている太陽観測衛星「ひので」は、0.2-0.3 秒⾓の⾼解像度で光球磁場の⾼精度計測やコロナの極端紫外分光・軟 X 線撮像観測を⾏い、他の衛星・地上望
遠鏡等では得られない貴重な観測データを取得し続けている。データは取得直後に公開され、国内外問わず、太陽・太陽圏領域の研究者によって広く利⽤されており、今後も太陽研究の中核天⽂台として運⽤継続は重要である。太陽活動サイクル (約 11 年) を超え、2020
年代には、探査機 PSP や SO および地上⼤型太陽望遠鏡 (DKIST など) との観測連携によって、さらに科学成果が期待できる。次期太陽観測衛星 SOLAR-C の科学成果を最⼤化する上でも重要なこれらの観測を推進し、また、2031 年前後と予想される次の太陽活動極⼩期を確実に超える時点（2033 年度を設定）まで、太陽圏にも影響を及ぼす極域磁場等の観測を継続することを太陽コミュニティとして切望する。
（3.1 節参照）
Japanese Sun Observing Spacecrafts
Hinode (SOLAR-B)
Yohkoh (SOLAR-A)
Hinotori (ASTRO-A)

390 kgLaunched in 1991 Aug
188 kgLaunched in 1981 Feb
Particle accelerationand plasma heating
in solar flares

900 kgLaunched in 2006 Sep
General solar activities
of magnetized plasmas

Particle accelerationand plasma heating
in solar flares andgeneral coronal
activities

図 ２ ⽇本が実現させた歴代の太陽観測衛星

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2.2 2020−2030 年代での⻑期的研究戦略1.2 背景となる世界の動向で述べられたように、太陽物理学分野の主な課題は、1) 高温
でダイナミックな太陽外層大気・太陽風の形成メカニズムの解明、2) 大規模太陽フレアのメカニズムの解明と予測の基礎構築、3) 太陽周期活動と放射強度の変動を駆動するメカニ
ズムの解明、の３つに大別される。
1) 高温でダイナミックな太陽外層大気・太陽風の形成メカニズム
太陽の表面（光球）温度はおよそ 6000 度であるのに対し、その上空には恒常的に 1 万度の彩層、100 万度のコロナさらには太陽風領域が広がっており、このような高温の大気をどのようにして形成しているかは太陽物理学における大問題としてこれまで研究されてきた。加熱過程として波動加熱説やマイクロ・ナノフレア加熱などいくつかモデ
ルは提唱されているものの未だ明らかになっていない。太陽表面からコロナに至るまでのそれぞれの領域は、磁場によって結合されており、密度の高い太陽表面がもっている
一部のエネルギーが上空の希薄なコロナに磁場を介して輸送され、散逸することでダイナミックな加熱現象を引き起こすと考えられている。従って、この問題を解決するには、エネルギーの供給源である太陽表面もしくは彩層の磁場およびその運動を詳細に観測し（参照：2.3.2 光球・彩層磁場診断による研究）、さらに上空へどのように物質・エネルギーが輸送され、散逸するかを同時に観測する必要がある（参照：2.3.1 上空大気の分光診断による研究、2.3.3 高解像度コロナ撮像分光や電波観測による太陽研究）。

また、彩層はコロナのような光学的に薄いプラズマに比べ観測の解釈が難しく、太陽彩層におけるプラズマ・磁場・輻射が織りなす物理現象を数値シミュレーションによって正確に再現する事が、彩層の観測を解釈するのに重要である（参照：2.4.8 理論シミュ
レーション研究・輻射磁気流体力学による彩層モデルの開発）。

2) 大規模太陽フレアのメカニズムの解明と予測の基礎構築
太陽フレアは太陽系における最大の爆発現象であり、１時間程で 1032 erg ものエネルギ
ーを解放し、電波から X 線まであらゆる波長で増光する。この太陽フレアは,高温コロナ中に蓄えられた磁場のエネルギーを短い時間で磁気リコネクション及び電磁流体力
学的な不安定現象によって解放していると考えられている。この太陽フレアは磁気嵐の発生や太陽高エネルギー粒子を通じて地球周辺の宇宙環境及び地上の社会インフラに影響を与えた例が知られており、いつ・どこで・どのくらいの規模のフレアが起こるか予測することは社会的にも非常に重要な研究である。太陽フレアの発生メカニズムを解明し予測を実現するためには、境界条件である太陽表面の磁場を観測し、コロナ中の磁場配位を求め、どのくらいの解放可能な磁気的エネルギーがコロナ中のどこに蓄積されているか算出し（参照：2.4.8 理論シミュレーション研究・3 次元コロナ磁場モデルの

13

開発）
、どのようなトリガーによってコロナ中でエネルギー解放が起きるのかを観測・数値計算の双方から検討する必要がある（参照：2.3.1 上空大気の分光診断による研究、2.3.3 高解像度コロナ撮像分光や電波観測による太陽研究、2.3.5 太陽研科学における太陽研究、2.4.8 理論シミュレーション研究・太陽面爆発モデルと予測シミュ
レーションの開発）。さらに、フレアに伴ってどのくらいの規模のコロナ質量放出や太陽高エネルギー粒子が生成されるかを理解するには、外側の境界条件である太陽風領域との相互作用まで取り扱う必要があり、システマティックに太陽表面から太陽風領域までの広い領域を長期間観測し数値モデリングと合わせて理解する必要がある（参照：2.3.1 上空大気の分光診断による研究、2.3.3 高解像度コロナ撮像分光や電波観測による太陽研究、2.3.4 宇宙天気・宇宙気候研究と太陽研究、2.4.8 理論シミュレーシ
ョン研究・太陽高エネルギー粒子モデリングの開発、領域連結計算の開発）。

3) 太陽周期活動と放射強度の変動を駆動するメカニズム
太陽の黒点数は約 11 年の周期で変動していることが知られている。太陽活動周期を駆動・維持するメカニズムはいまだに明らかになっておらず、太陽物理学の大問題の一つと認識されている。おおざっぱには、太陽の差動回転(自転)による大規模な磁場の引き伸ばし(Ω効果)と、Ω効果によって生成された磁場のコリオリ力によるひねり(α効果)
によって黒点周期は維持されていると考えられている。また、太陽の活動周期には、黒点出現緯度の移動(蝶形図)や黒点対の極性ルール(ヘールの法則)など説明しなければいけない統計的性質がいくつもある。これらを説明するために、これまでに乱流効果のダイナモ波を発生させる乱流αΩダイナモや、子午面還流の輸送を用いる磁束輸送ダイナモなどが提案されているが、未だ「標準モデル」は確立されていない。どのダイナモモデルが正しいか、もしくは新しいモデルが必要なのかを理解するためには太陽内部の流れ場の様子を観測的に明らかにする必要がある（参照：2.3.7 太陽内部・太陽周期活動についての研究、2.4.8 理論シミュレーション研究・太陽ダイナモシミュレーショ
ンの開発）。またこれらの観測研究と合わせて、大規模計算機を用いた太陽ダイナモシ

ミュレーション研究を行い、乱流、熱対流、角運動量輸送などの詳細な物理過程の理解も含めて太陽活動周期を駆動・維持するメカニズム解明を目指す。またこれらの物理の理解は次期太陽周期活動予測研究の発展等に貢献できると考えられ、宇宙気候研究にも波及効果を持つ（参照： 2.3.4 宇宙天気・宇宙気候研究と太陽研究）。
さらに、黒点に関係した磁気的活動は、太陽総放射量や紫外線放射強度、フレア頻度に
約 11 年の周期をもたらし、また太陽圏の磁場強度やグローバル構造も変化させる。太
陽圏の変動は、地球に到来する銀河宇宙線量の変動要因ともなる。これらの長期変動が地球に与える影響（例えば地球気候への影響など）は未だ明らかになっておらず、今後の最重要課題の一つである。

14

以上１）〜３）のように太陽物理学は高温の太陽コロナや太陽風はどのように作られるのか、爆発現象フレアはどのようにして起こるのか、さらに太陽の周期活動がどのように駆動されているかの解明をめざす。これら太陽物理学で得た知見は、他の恒星活動や系外惑星探
査、特にハビタブルゾーンを評価する上でのテンプレートになる一方、太陽と他の恒星との比較研究により太陽を含む恒星活動や活動周期の探究を進める（参照：2.3.6 恒星研究と連携した太陽研究）。また、太陽系科学の⼀翼を担う太陽物理学として、太陽を出発点とする

地球を含む惑星・惑星間空間へのダイナミックな結合という観点から「太陽圏の変動を⼀つのシステムとして理解すること」に貢献していく。

2.3 ⻑期的研究戦略を実施するための研究活動
2.2 節で⽰した⻑期的研究戦略にて述べた課題解決に向けて必要な研究活動を、以下に具体的に述べる。

2.3.1 上空⼤気の分光診断による研究「ひので」衛星をはじめとする最近の太陽観測から、彩層の主要な部分とコロナは、磁場が介在した機構により加熱されていると⽰唆される。現在考えられているこれらの加熱機
構は、下層からくる波動の熱化によるものと微⼩フレアの重ね合わせによるものとに⼤別される。ただし、熱化そのものは、太陽観測のようなリモートセンシング (遠隔観測) では
到底分解できない微⼩スケールで起こると考えられるため、この過程を直接観測することは不可能である。しかし、時間とともに変化する太陽の構造は特徴的なスケールをもっており、このスケールの構造とその時間的な変化を捉えることで、彩層・遷移層・コロナにおけるエネルギー輸送過程をとらえて加熱過程の特定に迫ることが可能と考えられる。観測技術の向上により、これまで観測できなかった Alfvén 波の同定や微⼩フレアの発⽣が検出できるようになり、さらに⼩スケールの観測がなされれば、加熱過程を特定できると考えられている。
太陽外層⼤気は、温度の異なる光球、彩層、遷移層、コロナから形成されており、光球からコロナまでの間は磁⼒線でつながり、物質であるプラズマとエネルギーが磁⼒線に沿ってやり取りされる⼀つのシステムである (図３) 。このシステムの中で発⽣する太陽磁場の活動を本質的に理解するには、基本構造間でやりとりされるプラズマのエネルギー・質量の流れを定量的に観測してその物理過程を把握することが不可⽋である。そのためには、(光球より上空の) 彩層からコロナまでの温度範囲を抜けなくカバーし、基本的な空間スケールであると考えられている 0.5 秒⾓程度の構造を解像しかつ磁気的活動現象を⽀配する
Alfvén 波を分解できる時間分解能で、加熱・加速などを理解するのに重要な速度場・温度・15

such as SoHO, Hinode, and SDO (see section 3.3), Figure 2.1: Solar coronal structures and activities inhave carried instruments to observe both the solar soft-Xray.
photosphere and the upper atmosphere. The latest
generation of ground-based optical telescopes, however, represent a quantum leap over previous
space-based instrumentation. Foremost among these observatories is the Daniel K. Inouye Solar
Telescope (DKIST), which will have a diameter of 4 m and achieve an angular resolution as high as
0.03" or about 20 km on the solar surface. DKIST is nearing completion and is scheduled to become
fully operational before the end of 2020. In 2027, the 4m European Solar Telescope (EST) is alsoplanned to start observation, doubling the opportunity for coordinated observationsof the magnetic
密度などの物理量を診断する、ことが重要になる。これまで「ひので」、SDO、IRIS
衛星のfield. To achieve the final link between the plasma dynamics and the magnetic field, Solarどの衛星観測でも⾏えなかった、
⾼空間・時間分解能で⾏うシステマティックな分光観測を
C_EUVST observations will be coordinatedwith DKIST and other ground-based observatories
locatedthroughout
theworld.
通して、宇宙プラズマの理解につながる太陽物理の重要課題にまず最優先に挑むのがSOLAR-C 計画である。

Figure 2.2: The layers of 図
the solar
atmosphere are coupled to each other by magnetic fields.
３ 太陽光球から彩層・遷移層・コロナの構造

太陽⼤気において、6,000 度の太陽の表⾯である光球、その上空にある 1 万度の彩層、102/120
万度の遷移層、数 100 万度のコロナまでの密度・温度・電離度などが異なるプラズマ環境のいたる所で磁気リコネクションが起こっていることが、これまでの太陽観測衛星「ひので」などにより明らかになった。⼀般に、⾼磁気レイノルズ数の宇宙プラズマで起こる磁気リコ
ネクションは古典的な理論で予想されるエネルギー解放速度に⽐べ圧倒的に”速い”事が知られており、「⾼速磁気リコネクションがどのようにして起こるのか」という問題は太陽物理学だけでなく宇宙科学全体の重要な科学課題である。SOLAR-C では磁気リコネクション
領域を⾼空間（0.4 秒⾓）・時間 (〜1 秒) 分解能で観測し、さらに分光し密度・速度・温度などを診断し⾼速磁気リコネクション問題に挑む。
また、フレア・CME に代表されるような太陽地球環境に影響を及ぼす突発現象がいつ・
どこで・どのくらいの規模で起こるのか予測することは、科学のみならず社会的にも重要である。SOLAR-C では光球、彩層、遷移層、コロナをシームレスに観測し、DKIST をはじめとした地上観測と協調観測を⾏う事でいつ・どこで・どのくらいの規模のフレア・コロナ
質量放出が起こるか予測することを試みる。DKIST では、4m という⼤⼝径を⽣かした⼤集光⼒・⾼解像度での光球・彩層観測が可能となるのに加え、コロナにおける磁場観測も可能である。また、磁気リコネクションや波動現象といった太陽⼤気プラズマのダイナミックな現象をカバーする視野や時間分解能が必要である。そこで、DKIST の次世代焦点⾯装置

16として、広視野・⾼時間分解能での偏光分光観測装置「近⾚外線の広視野偏光分光観測装置
NIRTF (Near InfraRed Tunable Filter)」を実現することにより、光球・彩層・コロナに⾄る
太陽⼤気プラズマのダイナミクスや磁場などの物理診断、エネルギー解放と輸送を担う物
理素過程を直接的に観測することが望まれる。

2.3.2 光球・彩層磁場診断による研究
すべての太陽活動現象のエネルギー蓄積・伝播・解放の過程において、磁場は重要な役割を果たしており、それらの過程を定量的に把握するには、遠隔観測による磁場診断は不可⽋である。
「ひので」に代表されるスペースからの（光球磁場の）偏光分光観測が本格化したことで、可視光スペクトル線のゼーマン効果を測定して得られる光球磁場ベクトルは基盤的かつ必要不可⽋なデータとなっている。ただし 1 章で述べた太陽物理学分野の主な課題のうち、特に「外層⼤気加熱・恒星⾵の形成とダイナミクス」と「プラズマ爆発現象」の研究をより⼀層進めるためには、⼤気活動のエネルギー源といえる光球磁場の診断はもとより、コロナへのエネルギー輸送に重要な光球-コロナの間にある彩層および遷移層における磁場診断の必要性が近年⾼まってきている。そのため、彩層・遷移層磁場診断の確⽴は世界的にもさまざまな取り組みがなされている。鍵となるのが、⾚外スペクトル線と紫外スペク
トル線の偏光分光観測である。⽇本の太陽コミュニティーは国⽴天⽂台を中⼼に、それぞれへの⾜掛かりを⼤気球実験 SUNRISE-3 と観測ロケット実験 Chromospheric Lyman-Alpha
Spectro Polarimeter (CLASP: 2015 年実施)・CLASP2 (2019 年実施)・CLASP2.1 (2021 年実施)という国際共同ミッションによる⼩規模実験を通して築きながら、海外の⼤⼝径地上望遠鏡との連携も進めている。それらに基づいた磁場診断の展望を以下に⽰す。
光球磁場診断に使われているゼーマン効果を使⽤して彩層磁場を診断するためには、ゼーマン効果による波⻑分裂が⼤きくなる⾚外スペクトル線 (Ca II 854 nm、He I 1083 nm など) の偏光分光観測が期待されている。近年、狭帯域フィルターによる撮像偏光分光観測や⾯分光装置、偏光観測の多波⻑化など地上望遠鏡の観測技術も進化しており、より⼤型の望遠鏡で可視光・⾚外線の偏光分光観測を⾏う機運が⾼まっている。地上望遠鏡では、2022
年に本格的な科学観測の開始を予定している⽶国の DKIST が、⼝径 4m の⼤⼝径がもたらす⾼解像度(波⻑ 1μm で 0.06 秒⾓)と集光⼒により、可視光から⾚外線までの広い波⻑範囲にわたり⾼精度な偏光分光観測を⾏う計画である。なお、DKIST では、彩層・遷移層よりさらに上空のコロナにおける磁場の観測も計画されており、2.4.1 章の上空⼤気の分光診
断とのシナジーも期待される。ヨーロッパでは同じく⼝径 4m の European Solar Telescope(EST) が 2020 年代後半の観測開始を⽬指して計画されている。⾼解像かつ⾼精度な磁場診断により、磁気リコネクションや磁気流体波など、エネルギー解放と輸送を担う物理素過程を直接的に研究できると期待されており、⽇本の太陽コミュニティーとしても、これらの望遠鏡で狙う科学課題の提案と、次期観測装置に向けた要素技術の開発を通して、⼤⼝径地

17

上望遠鏡計画への参⼊に取り組む必要がある。ただし、DKIST のような⼤⼝径望遠鏡では活動領域全域をカバーできる視野を確保することは困難である。そのため、このギャップを補うために国内では⾶騨天⽂台の⼝径 60cm ドームレス太陽望遠鏡に、典型的な活動領域をカバーする視野で SOLAR-C と協調観測を⾏う、可視―近⾚外多波⻑同時偏光分光観測装
置、および狭帯域フィルター分光撮像装置を設置することが計画されている。
⼀⽅、地上望遠鏡による観測では質の⾼い観測データが短時間得られるとしても、⼤気ゆ
らぎと天候によって広い視野にわたる⾼解像で連続的な観測は困難である。
「広視野」と「連続観測」を要する研究では、依然としてスペース観測の優位性は⾼いと考えられる。そこで、スペースからの⾼精度偏光分光観測に必要な技術獲得を⽬指して、国際⼤気球望遠鏡
SUNRISE に 搭 載 す る 近 ⾚ 外 線 偏 光 分 光 装 置 Sunrise Chromospheric Infrared
spectropolarimeter (SCIP)を、国⽴天⽂台を中⼼としたグループで開発している。SUNRISE
は⼝径 1m の⼤型光学望遠鏡で紫外線〜近⾚外線の広い波⻑範囲で地球⼤気の影響のない
約 1 週間の連続観測を⾏う。2024 年に再フライトを計画している SUNRISE-3 に搭載させる SCIP では、Ca II 854nm を含む多数の近⾚外線スペクトル線を同時に偏光分光観測することで、光球・彩層の 3 次元磁場構造を得ることを⽬指している。
さらに、スペースからの観測が必須となる紫外線域には、可視光・⾚外線ではアクセスできない彩層・遷移層が発するスペクトル線が複数存在する。かねてよりその分光観測によって、温度・密度・速度場などの多様な物理量診断が分光観測によって⾏われてきたが、IRIS
衛星 (2013 年打上げ) の登場でより詳細な研究が進められている。偏光においては、⽔素
ライマン α 線 (波⻑ 121.567nm) や電離マグネシウム Mg II k 線 (波⻑ 279.55nm) での偏光線輪郭形成モデルにより、ハンレ効果による彩層・遷移層磁場診断の実現性が⽰され(Trujillo Bueno et al. 2011、Belluzzi & Trujillo Bueno 2012、ほか) 、正にコロナに接する境
界領域でのエネルギー伝播を調べることができると期待される。 そして、2015 年 9 ⽉実施の観測ロケット実験 CLASP で、ライマン α 線での⾼精度 (0.1%) 偏光分光性能が実証され (Giono et al. 2016, 2017)、太陽起因の直線偏光の計測と遷移層磁場の同定にも成功した(Kano et al. 2017、 Ishikawa et al. 2017) 。続く 2019 年 4 ⽉実施の CLASP2 では、Mg II k
線の直線偏光のみならずゼーマン効果由来の Mg II h & k 線（彩層中〜最上部より放射）、
Mn I 線（彩層底部）円偏光の計測にも成功した。そして、「ひので」による光球磁場観測とあわせて、磁束管が彩層で急激に膨張し互いにひしめき合う彩層磁場の様⼦を観測的に初めて明らかにした (Ishikawa et al. 2021)。さらに、2021 年 10 ⽉には、CLASP2 再⾶翔計
画 (CLASP2.1) が⾏われ、活動領域のより広範囲の観測データの取得に成功している。
2030 年代以降に実現すべきスペースミッションの１つとして、「ひので」衛星、CLASP、SUNRISE-3 と維持・発展させてきたスペース偏光分光観測技術を駆使した「ひので」以上の⼝径の⼤型宇宙望遠鏡の実現が検討されている。CLASP や SUNRISE-3 による⼀連の観測データが出揃い、
DKIST による本格的な科学観測が開始される 2020 年代前半〜半ばは、科学課題 1) ⾼温でダイナミックな外層⼤気の形成機構、2) ⼤規模な噴出の発⽣機構とそ18

の予報に向けた研究、の解明に地上観測でどこまで迫れるのか？スペース観測の必然性は何か？を⾒極めることが重要である。そのためにも、⽇本の太陽コミュニティによる⼤⼝径
地上望遠鏡計画への参⼊および⼤⼝径地上望遠鏡データを活⽤した科学成果の創出を着実に進めていく必要がある。
彩層・遷移層の磁場診断には、⾮熱平衡状態や 3 次元効果を考慮した輻射輸送計算が⽋かすことができない。また、それらとより現実的な彩層モデル（2.4.5.理論シミュレーショ
ン 輻射磁気流体⼒学による彩層モデルの開発）を組み合わせた模擬観測も、重要なツールとなっている。模擬観測は実際得られた観測データを解釈するだけでなく、次世代装置の仕様を検討する際にも重要な役割を果たす。次世代⼤型宇宙望遠鏡の実現のために理論シミュレーションとのさらなる連携が求められている。さらに機械学習・深層学習で偏光分光データから磁場・速度などの物理情報を導出する⼿法の開発も近年急速に進展している。これらの先端的な解析⼿法を適⽤し、光球から彩層そして遷移層の磁場を 3 次元的に診断できる能⼒を⼿にすることが必要である。

2.3.3 ⾼解像度コロナ撮像分光や電波観測による太陽研究
極端紫外線・X 線および電波による太陽観測は、前世紀後半に勃興した観測⼿法であり、主にコロナからの熱放射やフレアに伴い加速された⾮熱的電⼦からの放射を捉えることができる。⽇本では、名古屋⼤学、国⽴天⽂台および情報通信研究機構が⻑期にわたる太陽電波観測を⾏なっており、これらの経験が太陽電波観測を発展させ、野辺⼭電波ヘリオグラフ
を経て、アタカマ⼤型ミリ波・サブミリ波⼲渉計 (ALMA) による太陽観測の実現へとつながっている。⼀⽅、太陽極端紫外線・X 線観測は、「ひのとり」衛星以来、⽇本の衛星による天⽂観測の⼀翼を担っており、「ようこう」衛星の硬 X 線・軟 X 線撮像観測によって磁気リコネクションによる太陽⼤気での磁気エネルギー解放モデルを確⽴したことは、特筆すべき成果である。
観測機器の⾼性能化により、近年では地上の⼤型可視光望遠鏡と同程度の１秒⾓を切る
空間分解能で宇宙からのコロナ観測が可能となった (Hi-C ロケット実験: Kobayashi et al.
2014) 。この⾼空間分解能観測にて、1 秒⾓以下の太さをもつ微細なコロナループの捻じれが磁気リコネクションを引き起こし、捻じれを緩和させ、プラズマを加熱していることが⽰唆された (Cirtain et al. 2013) 。この現象は、300 万度以上の⾼温コロナの⽣成メカニズム
候補を直接観測しただけでなく、太陽コロナで普遍的に起こる磁気リコネクションの基本構造を⽰していると思われる。残念ながら１秒⾓を切る極端紫外線・X 線観測はロケット実
験でのみ実現できたのが現状であり、衛星による⻑期連続観測が期待されている。⾼分解能による⻑期連続コロナ観測により、磁気リコネクションだけでなく MHD 波動などの根源的なプロセスを捉え、宇宙プラズマの素過程を明らかにすることが、太陽 X 線・紫外線観測の⼀つの⽅向である。

19

宇宙プラズマの素過程の中でも粒⼦加速は宇宙のいたるところで起きているが、その理解は部分的である。太陽⼤気・太陽圏（惑星間空間）では、太陽フレアやコロナ放出現象に伴い粒⼦加速が発⽣し、⾼エネルギー粒⼦による⾮熱的放射が観測されている (例えばBenz 2016, Pick & Vilmer 2008) 。磁気リコネクションにより励起された MHD スケールの構造（MHD 衝撃波、リコネクションアウトフロー、プラズモイドなど: 例えば Shibata andMagara 2013）と粒⼦加速の空間的関係は、「その場」観測である地球磁気圏での観測や、空間・時間分解できない太陽以外の天体現象では調べることが⾮常に難しく、磁気リコネクシ
ョンの構造全体を俯瞰して観測できる太陽においてのみ調べることができる。よって粒⼦加速と MHD スケールの構造との関係は、太陽物理学において明らかにしなければならな
い課題である。しかし、⾮熱的放射であるガンマ線・硬 X 線 (>数 keV)・マイクロ波での太陽フレア観測の空間分解能 (> 10 秒⾓) が他の波⻑の観測より著しく低いため、現在のところ粒⼦加速のメカニズムはもちろん加速領域の特定もできていない。近年、ALMA による太陽観測 (Shimojo et al. 2017) や FOXSI ロケット実験で実証された結像型硬 X 線望遠鏡 (Krucker et al. 2014, Ishikawa et al. 2017) などにより、太陽フレアにおける⾮熱的放射を秒⾓レベルの空間分解能で観測することが可能となってきている。これらの電波・硬 X
線観測とともに、粒⼦加速が起こる領域のプラズマの物理量や MHD スケールの構造を捉える⾼解像度コロナ撮像分光観測を PhoENiX 衛星で⾏うことにより、粒⼦加速研究が⾶躍的に前進すると思われる。また電波天⽂分野では、太陽専⽤の GHz 帯電波⼲渉計 Expanded
Owens Valley Solar Array (EOVSA) や そ の 将 来 計 画 で あ る Frequency Agile Solar
Radiotelescope (FASR) 計画、また太陽専⾨電波⼲渉計ではないが今後 20 年間に Square
Kilometre Array (SKA) や next generation VLA (ngVLA) などの国際的な超⼤型電波⼲渉計の計画がある。これらの電波⼲渉計による太陽・太陽圏観測によっても、粒⼦加速研究のさらなる進展が期待できるだろう (Gary et al. 2018, Nindos et al. 2019) 。このような観測の向上や理論研究の深化からフレアにおける粒⼦加速の理解に向けて機運が⾼まり、⽶国
にて国内外の研究機関を跨いだ研究センターSolar Flare Energy Release (SolFER) Science
Drive Center が NASA により 2021 年に設⽴された。⽇本側からも本センターに参加しており、⽇本独⾃の観測機器開発や理論研究による寄与が期待されている。

2.3.4 宇宙天気・宇宙気候研究と太陽研究
太陽が起こす様々な現象は、惑星間空間を通して地球周辺の宇宙環境・⼈類社会にも⼤きな影響を与えることから、宇宙天気・宇宙気候現象とも呼ばれる。このため、現代の太陽物理学には、太陽ないし恒星そのものの物理の解明以外に、地球・惑星環境への影響の予測という、実⽤⾯の役割が強く求められている。実際、太陽の⼤規模な太陽フレアが、磁気嵐の発⽣や⾼エネルギー粒⼦の⾶来を通じて社会インフラに影響を与えた例が知られており、さらに太陽活動の⻑期変動が地球の気候の変動要因ともなることも知られている。

20

科研費新学術領域研究「太陽地球圏環境予測（PSTEP）」では、2015〜2019 年の 5 か年にわたって、太陽・地球磁気圏・電離圏・気象の研究者が協⼒し、地球に影響する太陽諸現象の発⽣予測の確⽴を⽬標とした研究が推し進められてきた。太陽嵐・地球電磁気・周期活動を柱とする予測の基礎となる研究に加えて、研究成果と産業界などにおける宇宙天気情報の現業利⽤の橋渡しをする、予報システムの構築に⼤きく貢献した。PSTEP で培われた研究者間、宇宙天気研究者および宇宙天気ユーザー間の協⼒、物理解明と社会応⽤の両輪の研究開発の推進は、今後も継続発展すべき宇宙天気研究の重要な⽅向性といえる。⼀⽅で
PSTEP では主題ではなかった太陽⾵・SEP の理解の深化や、太陽嵐の⻑期予測は、⽉・⽕星へと⼈類が進出していく上で必要不可⽋となる今後の課題である。
500MeV 以上の SEP は航空機被ばくに影響があり、その予測は ICAO への情報提供において重要である。航空航路変更等に利⽤するには 12 時間前予測が必要であり、⺠間宇宙旅⾏や有⼈宇宙探査においては、さらに低エネルギーの粒⼦も警戒する必要があるため、より広いエネルギー帯でかつ、太陽圏内の任意の位置での予測技術も必要である。その⼀⽅、地球周回軌道（静⽌軌道・低軌道）や⽉周回軌道、太陽圏探査機による SEP モニター観測は今後充実していくことが期待される。これら多点観測による蓄積された観測データを有効利⽤することで、物理数値シミュレーションと AI 技術を⽤いた予測技術を開発し、SEP フ
ラックスとエネルギースペクトルの予測⼿法の確⽴、SEP 発⽣伝搬過程の解明を⽬指す。
また、樹⽊、氷床コア、堆積物等に含まれる炭素 14 やベリリウム 10 などの宇宙線⽣成
核種の分析からは、過去数千年以上にわたる⼤規模な SEP イベントの履歴を辿ることが可能である。より⻑期にわたってイベントを探索することで、発⽣しうる最⼤規模の SEP イ
ベントに関して⼿がかりが得られるほか、⼤規模なイベントの前後の年代の太陽活動を明らかにすることで、11 年周期や⻑期的な太陽活動の傾向との関係性などについても理解が深まると期待される。また、そういった⼤規模な SEP イベントの地球⼤気への影響の解明も課題である。
⼀⽅、太陽嵐の⻑期予報には、⿊点出現や⿊点形状の変化の予測が鍵となる。太陽内部は乱流状態で、⿊点は熱対流によりランダムに出現する。近年、熱対流中に磁束菅を置いた数
値シミュレーションの結果、太陽内部の⼤規模な下降流に捕捉された磁束菅がデルタ⿊点（フレア活動度が顕著に⾼い）を作りやすいことが⽰された。従って、太陽表⾯観測から⿊
点出現の兆候を⾒つけられると、⿊点形成からフレア発⽣まで予報できる可能性がある。過去には⽇震学を⽤いた⿊点出現予測の例もあるが、議論はまだ収束していない。観測データと数値シミュレーション、そして機械学習も組合わせながら⿊点出現のサインを特定し、まずは 3 時間先の⿊点予測、次に原理的にどこまで⿊点予測が可能かを解明する。さらに太陽深部の⼤規模な流れと⿊点出現領域の関連を明らかにすることで⻑期的な⿊点予報を可能にする。
このような地球への影響を視野に⼊れた太陽の監視観測は、わが国では国⽴天⽂台・京都⼤学・情報通信研究機構等の地上太陽望遠鏡により⻑きにわたって⾏われてきている。現在、21

国⽴天⽂台太陽フレア望遠鏡・京都⼤学 SMART 望遠鏡での光学観測は、世界的にも先端的な⽔準にあり、近年構築された情報通信研究機構の⼭川太陽電波観測システムも電波バーストを捉えることによりプラズマ噴出のような太陽活動を常時監視している。さらに、世界に望遠鏡を配置して休みなく太陽を監視する計画も進められている（京⼤ CHAIN プロ
ジェクト）。欧州ではラグランジュ点（L1, L5）に宇宙機を置き、静⽌気象衛星のように太陽から地球に⾶来するプラズマ塊を常に⼀定⽅向から観測を⾏う計画を推進している。また⽶国では、地上 6 か所に太陽望遠鏡を置いて 24 時間体制で表⾯磁場の進化と太陽フレアの観測が⾏われているが、さらに上層⼤気の磁場までを捉えられるよう望遠鏡群を更新する計画(ngGONG)が提案されており、これらの計画への我が国の貢献も期待されている。
また、近年機械学習⼿法が宇宙天気研究に導⼊されており、この動きは研究分野全体への広がりも⾒せつつある。
このように、「常に太陽をとらえ、その観測を継続する」という、まさに気象観測と同様の太陽観測の実現が、今や社会からの強い要請となっている。先端的な観測装置の実現とそれによる物理の解明、そしてその成果を援⽤しつつ継続的な観測を⾏うことによって果たしていく実⽤的社会貢献、これら 2 つを両輪とすることが、今後の太陽分野を含む宇宙天
気研究の⽬指す⽅向性である。

2.3.5 太陽圏科学における太陽研究
太陽⾵の加速・伝搬過程や太陽圏のグローバルな構造、およびその太陽活動に伴う変動など、太陽圏研究には未だ重要な問題が多く残されている。加えて、太陽⼤気は太陽⾵を介して地球・惑星圏とつながっており、惑星間空間磁場の変遷や、コロナ質量放出（CME）
・太陽⾼エネルギー粒⼦（SEP）の太陽圏内の伝搬は、太陽圏研究と宇宙天気予報の両観点で重要である。このような内部太陽圏の諸問題に関しては、太陽・太陽圏研究と地球・惑星圏研
究の⼀貫した取り組みが必要である。
2020 年代から 2030 年代初頭にかけては、世界各国が太陽圏研究に関する主⼒⾶翔体を推進する時期である。太陽研究は、太陽にできるだけ近い距離で「その場」観測を中⼼に⾏う太陽圏・惑星探査ミッションと連携することが重要である。PSP は 2025 年頃に 10Rs（太陽半径）以内まで接近し太陽コロナの「その場」観測データを取得する。2020 年打上げられた SO は傾斜⾓ 25 度から太陽極域の遠隔観測をすると同時に、太陽から 0.3AU（天⽂単位）周辺の「その場」観測を⾏う。⽇本が中⼼となるミッションとしては、SOLAR-C が⾶翔し、太陽コロナ加熱・太陽⾵加速領域の詳細な観測を⾏う。これらの宇宙ミッション間の連携により、プラズマ速度のステレオ観測や「その場」観測と合わせた太陽⾵研究など先進的な観測が初めて可能になる。
加えて⽇欧共同の⽔星探査機 BepiColombo（2018 年打上げ）は⽔星までのクルージングフェーズを含めて 0.3AU の太陽⾵の「その場」観測を⾏い、また BepiColombo や JAXA の⾦星探査機「あかつき」は、探査機本体が地球から⾒て太陽の22

裏側に回り込む時にビーコン（地球に向けて送信される通信⽤電波）による太陽近傍のコロ
ナ掩蔽観測ができる。並⾏して、欧⽶が計画する L5 ミッションや、JAXA が計画する⽕星
衛星探査計画 (MMX) 、さらには、情報通信研究機構が進めている次期ひまわり衛星への太陽プロトン計測装置搭載計画 などの将来計画と科学的な連携の具体化も重要である。このように国内外の太陽・太陽圏・地球惑星ミッションを連携させるための分野横断的なコミ
ュニティを構築する。
これらの⾶翔体を⽤いた観測を有機的に連携させるために、グローバルな太陽⾵の構造とその変遷を、地上電波望遠鏡を⽤いた惑星間空間シンチレーション（IPS）観測によって導出する。特に、2020 年代には、名古屋⼤学等が中⼼となり最新鋭の技術を投⼊した「次世代 IPS 観測装置」を実現することによって、世界に先駆けて太陽圏の 3 次元構造の時間変動を地上観測から導出し、次世代の太陽圏研究をリードする。更に次世代 IPS 観測装置を中核として、世界各国の地上 IPS 観測のネットワーク観測網を構築することで太陽⾵・CME の 24 時間稠密観測を実現する。観測と並⾏して、太陽圏のグローバル MHD シミュ
レーションモデル（SUSANOO 等）の開発研究を推進する。
「ひので」衛星等の観測データを⽤いてモデルの内側境界条件の⾼精度化を進めるとともに、シミュレーション結果から
IPS や⽩⾊光散乱光、「その場」観測の擬似データを合成し各観測データと⽐較することで、⾶翔体・地上観測・モデリングを有機的に結合し、包括的な太陽圏の研究を可能にする。
太陽・太陽圏研究と地球・惑星圏研究の⼀貫した研究を⾏うための試みの⼀つとして、名古屋⼤学宇宙地球環境研究所に設置する「太陽圏サイエンスセンター」計画がある。SOLARC をはじめとした 2020 年代の太陽圏システム科学分野を担う「あらせ」、「みお」の 3 ミッションを包含するサイエンスセンターを宇宙科学研究所との協⼒により名古屋⼤学宇宙地
球環境研究所に設置する。
「太陽圏サイエンスセンター」では、3 ミッションの観測データ
および関連する地上観測，数値シミュレーション・モデリングデータを有機的に結びつけ、
太陽圏システム科学として太陽・太陽圏と地球・惑星圏の融合研究を可能とするデータ解析
環境を整備する。

2.3.6 恒星研究と連携した太陽研究
太陽物理学は、恒星物理学と多くの共通課題を有しており、分野間連携による研究の推進がますます盛んになっている。これまでの恒星研究では多波⻑同時観測の機会を得ることは困難であったが、太陽では多波⻑のシノプティック観測が⻑期にわたり継続されている。
そこで、恒星観測データを、太陽を「星として」観測した結果と⽐較することで、以下に挙げる恒星活動現象の理解に太陽研究が貢献できる。
近年、NASA のケプラー宇宙望遠鏡などにより多数の恒星の測光観測データが得られ、それらの解析に基づいて、太陽型星で起きる超巨⼤フレア (スーパーフレア：解放されるエネ
ルギーが最⼤級の太陽フレアの 100 倍から 10000 倍のフレア) の研究が⽬覚ましく進展し23ている。さらに、⽶国アパッチポイント天⽂台 3.5m 望遠鏡等を⽤いた⾼分散分光観測とESA のガイア衛星により、
スーパーフレア星の特徴 (彩層活動など) の調査も進んでおり、年を取り⾃転速度の遅くなったような、より太陽に似た星だけに限っても、最⼤級の太陽フ
レアの 100 倍に達するスーパーフレアが数千年に 1 回の頻度で⽣じうることが明らかとなった。加えて、そのような恒星では、超巨⼤⿊点の存在が⽰唆されている。また、太陽フレ
アにおいて成り⽴つ物理量のスケーリング則が、太陽型星のスーパーフレアでも成り⽴つことなどから、両者を共通のエネルギー解放機構現象としてとらえることが可能であると考えられている。
太陽で数千年に１回規模のスーパーフレアが起きた場合、通信に依存する現代⽂明に対しては壊滅的な打撃を与えうる。太陽で実際にスーパーフレアが起きうるのか、を明らかにするためには、超巨⼤⿊点の⽣成メカニズムをダイナモ機構の観点から解明する必要がある。また、太陽型星の観測に基づく超巨⼤⿊点の⽣成・消滅過程の特徴などについての知⾒も求められている。太陽フレアと太陽型星スーパーフレアでの放射機構についての⽐較研
究も⼀層重要となる。例えば、太陽フレアにおける⽩⾊光増光と硬 X 線放射との関連の理解や、バルマー系列の強度⽐についての観測など、京都⼤学⾶騨天⽂台のドームレス太陽望
遠鏡 DST や太陽磁場活動望遠鏡 SMART における観測が望まれる。太陽型星スーパーフレアについては、2018 年に完成した京都⼤学岡⼭天⽂台 3.8m せいめい望遠鏡や 2018 年打上げの NASA の TESS など、⼤⼝径望遠鏡や新たな宇宙望遠鏡を⽤いた観測による⼀層の進展が進みつつある(Namekata et al. 2022 など)。国際宇宙ステーション「きぼう」⽇本実験
棟の全天 X 線監視装置 MAXI は恒星フレアの X 線観測に成功しているが、さらに JAXA のX 線分光撮像衛星 X-Ray Imaging and Spectroscopy Mission (XRISM: 2023 年打上げ成功）
での観測提案もなされている。また、LAPYUTA (Life-environmentology, Astronomy, andPlanetarY Ultraviolet Telescope Assembly)による恒星紫外線分光観測の進展も期待され、将来 SOLAR-C との⽐較研究が推進されることが⾒込まれる。
⼀⽅で、恒星⼤気 (彩層・コロナ) や恒星⾵についての研究も⼀層進むことが期待される。
今後、SOLAR-C や PSP、また DKIST など、地上・宇宙両⾯から太陽⼤気 (彩層・コロナ)や太陽⾵について多くの知⾒が得られることで、これらの理解に⼤きく貢献することは間違いない。この他、より⻑期的な恒星変動 (活動サイクル) を太陽地上シノプティック観測との連携・⽐較研究により進めることも、太陽や恒星の活動サイクル変動を理解する上で有効である。
加えて、これら太陽-恒星連携研究の推進においては、観測結果と数値シミュレーションとの⽐較研究も重要である。例えば、恒星巨⼤⿊点の⽣成・消滅、太陽型星スーパーフレア
におけるバルマー線・⽩⾊光の増光、太陽・恒星⾵などについては、⽐較研究がすでに進みつつある。
さらには、恒星 CME も注⽬を集めており、太陽 CME の応⽤により、様々な⼿法で恒星CME を検出しようとする機運も⾼まっている。恒星⾵や恒星 CME、放射 (irradiance) は24

系外惑星の環境に影響を与えるため、系外惑星の宇宙天気研究へとさらに波及する可能性がある。

2.3.7 太陽内部・太陽活動周期についての研究
太陽に⾒られるほぼ全ての活動現象は磁場の存在を介して⽣じるが、磁場の起源は太陽内部にあると考えられる。太陽半径の外側 30%を占める対流層では、太陽中⼼の核融合で⽣じたエネルギーが注⼊されることにより、乱流的な熱対流が恒常的に発⽣している。この乱流こそが、太陽内部の磁場を増幅する主な原因であると考えられている（ダイナモ機構）。
磁場増幅の発現として最も特徴的な帰結は⿊点であるが、⿊点数は 11 年の周期を持って変動することが知られている。また、太陽⾵構造やフレア・コロナ質量放出の発⽣数も同じく
11 年の周期で変動する（太陽活動周期）。
太陽活動周期を駆動・維持するメカニズムはいまだに明らかになっておらず、これをダイナモ問題と呼ぶ。ダイナモ問題解決の鍵は太陽内部にあり、⼤まかには、1.太陽はどのような⾃転速度分布（差動回転）を持つのか？2.⼦午⾯内の流れ場（⼦午⾯還流）はどのような構造を持つのか？3.熱対流は、どの領域、どの空間スケールで、どのような速度を持つのか？
を観測的に明らかにする必要がある。1.差動回転分布からは、太陽ダイナモにおける最も重要な効果である、差動回転による⼤規模磁場の引き伸ばし（Ω 効果）について空間分布の⼿がかりを得られる。また、2.⼦午⾯還流からは、太陽内部における磁束輸送や、乱流による⾓運動量輸送を理解することができる。これは［⼦午⾯還流による⾓運動量輸送］＝［乱流による⾓運動量輸送］の釣り合いが成り⽴つためである。さらに、3.熱対流の性質と太陽の⾃転速度の関係からは、乱流的なダイナモ効果や差動回転や⼦午⾯還流を形成する乱流
⾓運動量輸送がどのように⾏われるのかを確認することができる。これらの観測は、各国で精⼒的に進められている理論シミュレーションの妥当性を検証する上でも重要な役割を果たす。
以上に挙げた流れ場は太陽内部に存在するため、いかなる波⻑によっても光学的な観測・検証を⾏うことは困難であり、ほぼ唯⼀の観測的⼿段が、太陽の⾳波を⽤いた⽇震学である。
⽇震学はこの 30 年ほどで急速に発展し、差動回転については⽶国の地上観測ネットワーク
GONG、NASA/ESA 共同衛星 SOHO/MDI、NASA の衛星 SDO/HMI などを⽤いた観測により、対流層の広い範囲で⾼精度の推定が可能となった（例えば Schou et al. 1998）。⼀⽅
で、⼦午⾯還流の観測は、特に対流層の深部について、解析⼿法ごとに異なる結果が⽰され、意⾒の⼀致を⾒ない。例えば、SDO/HMI を⽤いた Zhao et al. (2013)の結果では、南北半球ごとに、深さ⽅向に 2 つのセルを形成しているが、GONG や SOHO/MDI を⽤いた Gizon
et al. (2020)の結果では、各半球に 1 つのセルを⽰している。この結果の差異は、地球軌道からのみ望遠鏡を⽤いた測定を⾏なっていることによって⽣み出されている。地球軌道からのみの観測では、太陽表⾯で緯度 30 度程度離れた⼆点の観測が限界であり、そのような25

観測では、太陽半径に対して 80%よりも浅い層の情報しか得ることができない。また、熱対流速度の測定については、さらに混沌とした状況である。いずれも局所的⽇震学による⾒積もりを⾏った Hanasoge et al. (2012)と Greer et al. (2015)の解析結果では、全球スケールの流れについて、両者の間に、運動エネルギーにして 3-4 桁の不整合が存在する。すなわ
ち、我々は、太陽深部の熱対流についてほとんど理解できていない。太陽ダイナモ問題解決のためには、太陽内部を精密に測定し、これらの不整合を解消することが必須である。これまでに我が国で推進されてきた太陽ダイナモの理論シミュレーションに加えて、6.1 で提案するような多点観測ミッションを進めることで、ダイナモ問題の解決に向けて⼤きく前進することができると考えられる。
また、太陽内部・ダイナモ研究は宇宙気候研究にも波及効果を持つ。太陽活動はそれぞれの周期で活発度が異なる事が知られており、⾮常に多くの⿊点が出現したサイクルもあれば、マウンダー極⼩期のようにほとんど⿊点が現れなかったサイクルもある。実際、第 24
太陽周期は、過去 100 年間で最も⿊点数が少ない特異な周期であった。しかし、その原因は現在もよくわかっておらず、第 25 太陽周期がマウンダー極⼩期のような活動が⾮常に弱いものになるのか、それとも第 23 太陽周期以前のような⽐較的活動が⾼いものになるのか
注⽬されている。これまで、世界的に数多くの研究者が様々な⼿法を⽤いて太陽周期活動の予測研究に挑んできたが、その予測結果は混沌とした状況である(Pesnell 2016, Iijima et al.
2017)。ダイナモ問題の研究は、これらのグランドミニマム研究や次期太陽周期活動予測研
究の発展に貢献できる。⾔うまでもなく、⻑期間の太陽シノプティック観測で得られる⿊点
数とその時空間変動や彩層活動のデータの蓄積は、ダイナモ機構の理解と太陽周期活動予測を研究する上で基盤となるものである。また、炭素 14 やベリリウム 10 などに基づき過去の太陽周期の履歴を得ることも、⻑期的変動の要因を探る上で重要である。太陽表⾯・太陽内部の流れ場の観測データ・復元データや理論シミュレーションと組み合わせることで、ダイナモ問題の解決に進展をもたらすことが期待される。

2.3.8 理論シミュレーション研究
輻射磁気流体⼒学による彩層モデルの開発

彩層プラズマダイナミクスの理解は太陽⼤気の構造形成機構を理解する上で最も重要な課題である。その課題解決のために太陽彩層におけるプラズマ・磁場・輻射が織りなす物理
現象を数値シミュレーションによって正確に再現することが必要である。このため、⾮局所
熱⼒学平衡状態の輻射輸送を含む多次元磁気流体シミュレーションコードを構築し、(1) 彩層中の波動⽣成・伝播・熱化過程、(2) スピキュールと呼ばれる彩層のジェット現象、(3)彩層加熱の解明に挑む。このような輻射磁気流体コードの開発は国内では初めてであり、世界的にみてもほとんど例がない。SOLAR-C をはじめとする新たな太陽観測ミッションの科
学的価値を最⼤化するためには、先端的な理論研究と⾼度な数値計算に基づくシミュレーション（モデリング）研究を戦略的に推進する必要がある。その成果である彩層モデルは、
26

SOLAR-C などの観測データから彩層のプラズマ状態とエネルギー流束を定量的に把握する上で、決定的に重要な役割を果たす。さらに、太陽のみならず様々な恒星の⼤気構造の多様性と共通性の理解にも貢献することができる。また、星形成領域における原始惑星系円盤など部分電離プラズマの共通物理の理解にも貢献する。
3 次元コロナ磁場モデルの開発

太陽コロナは磁気エネルギーがプラズマの熱エネルギーに対して優勢な低 β プラズマ1で満たされているため、そのダイナミクスを理解するには、コロナ磁場の 3 次元構造を知る必要がある。
「ひので」による精密な光球磁場ベクトルの観測以来、このコロナ磁場を太陽光球⾯磁場の観測データからフォース・フリー（⼒学平衡）近似を使って推測する試みが進められている。しかし、光球は⾼ β 領域であることからこのフォース・フリー磁場モデ
ルの信頼性は依然低い。それ故、光球に⽐べて β 値が低い彩層におけるベクトル磁場を観測することは、コロナ磁場の 3 次元構造を知る上で有⽤である。ただし、活動性の⾼い彩層での磁場観測を利⽤した 3 次元磁場モデルを開発するためには、今後いくつかの課題を解決する必要がある。それ故、⼤型地上太陽望遠鏡 DKIST 他による彩層磁場の取得までに 3次元コロナ磁場モデルを⾼度化し、彩層磁場データを利⽤することができる⼀般的な平衡
磁場の境界値問題を解く⽅法を開発する。
太陽⾯爆発モデルと予測シミュレーションの開発

太陽フレアとコロナ質量放出（CME）として現れる太陽⾯爆発の発⽣機構を解明し、これを予測する試みは太陽研究の重要課題である。この⽬的達成のため、太陽光球⾯と彩層の磁場変動データを電磁流体⼒学モデルに取り⼊れる動的同化⼿法の開発を進展させ、
DKIST 他が観測する光球・彩層磁場や SOLAR-C のコロナループのデータを利⽤して太陽⼤気下層のプラズマダイナミクスを精密に捉える研究を進める。さらに、太陽⾯爆発を再現するのみならず、その発⽣と発展を予測するためのモデル研究を組織的に進める。これにより、観測データに基づく精密な 3 次元 MHD シミュレーションを⽤いてフレア爆発と CMEを再現すると共に、その過程で⾒出された知⾒に基づいて最も効果的な爆発予測アルゴリ
ズムを開発する。さらに、正確な太陽⾵モデルを開発し、精密な衛星観測と視野の広い地上観測のデータを包括的に取り⼊れることで、太陽⾯爆発から CME に発展する過程を確度⾼く捉える数値モデルを構築し、包括的な観測データと先進的なモデルを⽤いた正確な宇宙
天気予測を試みる。また並⾏して、SOLAR-C の主要観測タスクの⼀つにもなっている、物理素過程としての磁気リコネクション研究も、理論そのものの深化と同時に、シミュレーシ
ョン結果をもとにした仮想観測を実施してテンプレートを準備する。
太陽内部・ダイナモシミュレーションの開発

太陽内部の熱対流・磁場を精密に解く⼤規模計算を「富岳」などの⼤規模計算機を⽤いて1

β値は磁気圧に対するプラズマ圧の比を表す。
27

実⾏する。太陽ダイナモシミュレーションは、これまで「京」や「富岳」などを利⽤した世界最⼤規模の計算が我が国で継続的に⾏われてきている。本課題は⼤規模計算機の性能が成果に直結する側⾯があるため、HPC(High Performance Computing)分野から⼤きく注⽬
されうるポテンシャルを秘めており、太陽分野としても強⼒に推進していくことが必要である。今後、具体的に解決すべき課題は(1)数値シミュレーションと観測結果の間にある運動エネルギーにして 3-4 桁程度の⼤きな隔たり(熱対流の難問, convective conundrum)。(2)⼩スケールの乱流から太陽全球の規則正しい 11 年周期変動が⽣成される機構の解明。(3)
太陽内部の⼤規模な磁場から太陽表⾯で観測される⿊点へと⾄る過程の理解である。これ
らを解決するためには(A)乱流をより精密に分解する⾼解像度計算、(B)物理状態が⼤きく異なる隣接領域である対流層-光球を連結する⼀貫計算が必要となる。(A)については、これまでに⾼解像度の計算が⾏われてきたが、⾼解像度化による磁場強度の収束は達成できていない。結果、乱流-磁場の相互作⽤は現実を再現できていないと考えられ、計算によって得られる乱流速度、⼤規模磁場⽣成なども現実と異なっていることが予想される。⼿法の効率化・コードの最適化などにより更なる⼤規模化が必要となる。(B)については以下のような問題意識がある。光球が太陽内部全体の熱対流への影響を及ぼすと主張する理論は古くからあり、その可能性が精⼒的に調べられている。また、光球に出現する⿊点こそが、太陽
⼤規模磁場ひいては 11 年周期をコントロールしているという理論があり、全球の数値シミュレーションを⾏うときに光球の役割を適切に取り⼊れることが重要となる可能性がある。
さらには、深部の熱対流が磁束に影響を及ぼすことで、表⾯の⿊点形成が左右されると考えられる。その観点からも対流層-光球の⼀貫計算は重要である。しかし、対流層の中で密度は 100 万倍もの変化をし、結果として太陽内部・光球で熱対流の時間スケールは⼤きく変
わってしまう。この状況を⼀貫して解くことはこれまでの計算機では不可能だったが、「京」
や「富岳」でようやく可能になってきた。⾼解像度を達成するとともに光球の効果を適切に取り⼊れながら 10 年スケールの磁場進化を解くことが、今後の太陽内部研究の⼤きな⽬標となるだろう。
太陽⾼エネルギー粒⼦モデリングの開発

航空機被ばくに影響のある 500MeV 以上の SEP プロトン予測は、ICAO への情報提供において重要である。特に航空航路変更等に利⽤するには 12 時間前に予測する必要がある。さらに 20 年代後半から 30 年代に発展が期待される⺠間宇宙旅⾏や有⼈宇宙探査においては、
さらにエネルギーの低い粒⼦も被ばくに寄与するため、より広いエネルギー帯の定量的な予測も重要になり、さらに太陽圏内の任意の位置での⻑期的な予報技術の確⽴も必要になってくる。その⼀⽅で、地球周回軌道（静⽌軌道・低軌道）や⽉周回軌道、太陽圏探査機による SEP モニター観測は今後充実していくことが期待される。これらの多点観測による蓄積された観測データを有効利⽤することで、フレア発⽣から CME 衝撃波形成と SEP 加速
までを含めた⼀連の過程を再現する物理数値シミュレーションモデルもしくは AI 予測技術

28

の開発を⾏い、SEP フラックスとエネルギースペクトルの予測⼿法の確⽴、および SEP の
発⽣伝搬過程の解明を⽬指す。
領域連結計算の開発

上記の理論シミュレーション研究の⼀つの終着点として太陽物理学が⽬指すべきなのが、
太陽深部-光球-彩層-コロナ-太陽⾵の領域連結計算である。磁場が⽣成される太陽内部(深部)、⿊点が出現する光球、磁場エネルギーが解放される彩層・コロナ、地球環境に直接影響を及ぼす太陽⾵を⼀貫した数値計算で取り扱うことで初めてフリーパラメータ・⼈⼯的な仮定によらない理論計算が達成される。これまでこれらの異なる領域の計算は、別々のグ
ループが別々の研究として発展させてきた。幸運なことに我が国には、2021 年現在でこれ
ら全ての研究グループが存在するため、分野全体として連携し「富岳」のような⼤規模計算機を有効に利⽤することができれば、この領域連結計算が可能になる。この取り組みが成功
すれば、太陽以外の恒星で観測されているスーパーフレアにより引き起こされる激甚災害について、もし太陽で起こった場合についても⾃⼰無撞着に磁場の起源からコロナ・惑星間
空間への影響までを問うことができるようになる。また、太陽以外の低質量星やその惑星への影響の理解にも、仮定なく理論を適⽤することが可能となり、太陽の領域連結計算の波及効果は⼤きなものになる。
機械学習やデータ科学的アプローチを⽤いた研究開発

機械学習や AI 技術は、太陽物理や天⽂学にて応⽤される例が多くなった。太陽フレア予
測では既に機械学習モデルが予報運⽤に実装されるなど利活⽤が進んでおり、他にも光球
⽔平速度場の推定や観測データの⾼解像度化などに利⽤されている。また IEEE 等でも太陽データのセッションが開催されるなど、情報科学分野との連携が急速に進んでいる。さらに
昨今では、物理法則を取り⼊れる機械学習⼿法や、機械学習を⽤いたデータからの物理法則導出⼿法などの開発が⾏われている。機械学習によるデータ解析が太陽物理学の未解決問題に貢献するかはその使い⽅次第であるが、データ科学的アプローチは太陽物理学においても⼤きな可能性を秘めている。⽶国においては NSF の 10 Big Idea の中で宇宙天気予報と AI 活⽤の推進が謳われ、2018 年に策定されたロードマップの元、機械学習と衛星観測ビ
ッグデータを中⼼に、地上観測・数値シミュレーションも含めた戦略が⽴てられている。実際、ラベルデータを付加したベンチマーク⽤データベースが開発されたり、太陽解析ソフト
Solar Software の Python 版が開発されたり、情報系研究者が気軽に太陽データ解析に参加できる環境づくりが⾏われている。さらに NASA と AWS が連携して太陽圏観測データベ
ースの機械学習解析プラットフォームを構築中である。⽇本においても太陽地球系科学分
野のみならず、情報系分野との連携も⾏いながら研究開発を推進する。

29

２.4 2020-2030 年代における⽇本の太陽物理学の研究ロードマップ
⽇本の太陽研究は、地上・⾶翔体を問わず世界⼀線級の観測装置を開発・運⽤するとともに、数値シミュレーションをはじめとする理論研究と観測研究を融合することにより成果を上げてきた。観測装置の進化により、科学成果を⾼めるにはさらなる有機的融合が必要となってきている。第１章にて掲げた⽬標を達成するためには、今後も観測研究と理論研究の両輪を成り⽴たせることが重要である。⼀⽅、前節で紹介した通り、太陽研究には多様な⽅向性がある。有限なリソースで成果を挙げ続けていくため、研究の多様性を保ちながらも⼤型計画をコミュニティー全体が⼀丸となって推進する必要がある。⾮常に難しい課題であるが、研究分野の発展には不可⽋である。
これらを考慮したロードマップの基本⽅針として、 ロケット/気球実験・観測機器／検出器開発・先進的な数値実験コード開発などの様々な⼩型研究計画の実施をコミュニティー
として奨励していく。先端的な研究を発芽させるだけでなく、技術の継承や教育の機会を増やすためにも必須な活動である。このような⼩規模計画で培った新しい研究⼿法や有効性が証明された先端的な観測技術などを基に、国内外の動向を鑑みて、国際的な計画への参⼊や衛星計画などの中型計画や⼤型計画へステップアップする計画を抽出し、コミュニティー全体で推進する。今後の衛星計画など⼤型計画の⽴案・実施には、太陽物理学という枠を越え、関連分野との協⼒・連携が強く求められる。ロードマップを考える上で、この点にも留意が必要である。
2020-2030 年代における⽇本の太陽物理学研究のロードマップを上記の⽅針を基にまとめたのが図４である。この図では、三つの⼤きな問いに取り組むための具体的な５つの探求すべき課題「太陽⼤気形成（上空加熱・太陽⾵加速）」・「プラズマ物理過程（磁気リコ
ネクション・粒⼦加速など）」
・「フレア・CME の発現（宇宙天気予報）」
・「太陽⾵・CMEの伝搬（太陽圏への影響）」
・「太陽磁場形成・⻑期変動（宇宙気候）」を⽰している。もちろんこれらの課題は独⽴ではなく複雑に絡み合っているが、次章以降に解説される各研究計画の主な⽅向性を平易に理解するため単純化した。また理論研究はこの複雑に絡み合ったシステムを理解するためには、個々の課題に対応するだけではなく各階層を連結して理解する必要があり、図上部にその⽅向性をまとめている。

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理論的研究

3Dコロナ
磁場モデル

太陽⾯爆発モデル・予測シミュレーション(コロナ形状の理解）

加速粒⼦
モデリング

RMHDモデル(彩層形成の理解）

太陽ダイナモシミュレーション

太陽圏MHD
シミュレーション

領域連結計算(太陽⾵・CMEの伝搬）

⾼温でダイナミックな太陽外層⼤気・太陽⾵の⼤規模太陽フレア
形成メカニズム メカニズムの解明と予測の基礎構築

太陽周期活動と放射強度の変動を駆動するメカニズム

太陽物理学にて解くべき⼤きな課題
多点太陽観測⼤型宇宙望遠鏡

観測的研究

PhoENiXNIRTF
SOLAR-C (EUVST)
ngGONGFOXSI-4
SUNRISE-3

新太陽⾵観測CLASP-1, 2, 2.1
プラズマ
太陽⼤気形成物理過程（上空加熱・太陽⾵加速）（MR・粒⼦加速）

図４

フレア・ 太陽磁場形成
⻑期変動
CMEの発現（宇宙天気予報）（宇宙気候）

太陽⾵・
CME伝搬（太陽圏への影響)）

2020-2030 年代における⽇本の太陽物理学の研究ロードマップ

観測的研究における菱形が次節から説明される各研究計画を⽰している。菱形の縦幅が広い位置と横幅がそれぞれの研究計画での主要課題とカバーする課題を⽰し、⾊が観測波⻑帯（電波・⾚外/可視・紫外・X 線）、枠の⾊が計画規模（⼩型・中型・⼤型）
を⽰している。

31

2020 年代では、太陽物理学分野のフラッグシップ計画である SOLAR-C 衛星計画(3.1
次期太陽観測衛星計画 SOLAR-C)の早期具体化が最優先である。本⽂書執筆中の 2022 年初頭では、SOLAR-C 衛星計画は JAXA/ISAS にて公募型⼩型四号機に選定されており、衛星設計への詳細検討が⾏われている。この活動をコミュニティーが⼀丸となって推進する
⼀⽅、これだけでは太陽研究の最終的な⽬標は達成できない。SOLAR-C 衛星計画を推進
すると同時に研究の多様性を保ち、2030 年代で重要となる研究課題の萌芽を促さなければならない。そのために SUNRISE 気球実験(7.1 SUNRISE 気球実験)やロケット実験である CLASP シリーズ・FOXSI シリーズ(7.2 ⽇⽶共同観測ロケット実験 FOXSI-4)などの⼩型計画を推進するとともに、2020 年代後半での具体化に向けた NIRTF 計画（6.3 次世代
焦点⾯装置・近⾚外線広視野偏光分光装置 NIRTF）の検討や 2030 年代における PhoENiX

衛星計画（5.1 衛星計画 PhoENiX [Physics of Energetic and Non-thermal Plasmas in the
X-region]）
・太陽多点観測ミッション（8.1 太陽多点観測ミッション）
・⼤型宇宙望遠鏡計

画（8.2 次世代⼤型宇宙望遠鏡）の検討を⾏う。
⾶翔体による⽐較的短期間（10 年以下）な観測では、太陽周期活動に起因する宇宙気候を理解することはできない。⻑期にわたるモニター観測が必須であり、モニター観測装置の性能向上による新たなサイエンスの開拓も多様性を担保するために重要である。これらの観点から、新太陽⾵観測装置(6.1 次世代太陽⾵観測装置)の開発推進と ngGONG 計
画(6.2 次世代国際ネットワーク計画 ngGONG)の検討を⾏う。
各計画では、観測・装置開発的な視点からの検討だけでなく、理論研究による検討が必要であることは⾔うまでもない。観測データからの科学成果の創出だけでなく、計画段階から理論研究との有機的な融合研究を推進していく。

32

3. 既存⼤型計画の将来
この節では、現在実⾏中の⼤型計画の将来、特に運⽤中の「ひので」衛星の今後について議論する。
以降に出てくる計画は予算規模で分類されており、実現に必要な経費の総額が概ね 100
億円以上で⼤学等の⼀機関では実現不可能なものを”⼤型”、 概ね 100 億円以下のもので概算要求は必要であるが⼤学等の⼀機関で実現できる計画を“中型”、⼤型科研費等で実現可能な計画を“⼩型”とした。

3.1 SOLAR-C 時代に向けた「ひので」の位置付けと観測運⽤⽅針「ひので」は 2006 年の打ち上げから 16 年以上にわたり観測を継続し、太陽・太陽圏科学
に対するさまざまな発⾒と新たな課題をもたらしてきた。ここでは 2020 年代後半から予定される SOLAR-C による太陽観測の新時代を念頭に、SOLAR-C 時代に向けた「ひので」観
測の位置付け・意義、また観測運⽤の実施⽅針を述べる。
太陽圏システム科学を志向する連携観測

SOLAR-C の打ち上げに向けて、Parker Solar Probe、Solar Orbiter、「みお」、「あかつき」、「あらせ」、PUNCH（2025 年打ち上げ予定）などの探査機群による内部太陽圏探査/観測が本格化する。これらの探査機が⾏う in situ 観測にとって、「ひので」の精密な光球磁場データとその外挿から⽰唆される探査機−太陽⾯間の connectivity 情報、および対応する太陽⾯上での X 線/EUV 活動情報は、探査機が取得する in situ データを理解・解釈する上での重要な⼿がかりとなる。また、太陽撮像機器を搭載する Solar Orbiter との連携により、ステレオ観測による磁場・コロナ構造の研究が⾏える。これら内部太陽圏探査機との連携観測
は、SOLAR-C でも推進されるもので、「ひので」による観測は太陽圏の理解を進めると同時に、SOLAR-C での連携観測に向けての協⼒・連絡体制の事前構築や、連携の成果を最⼤化する上で実施すべき観測の洗い出しを可能とする。
「ひので」と SOLAR-C との共同観測

2028 年に予定される SOLAR-C の打ち上げまでの期間、「ひので」は極端紫外線撮像分光装置（EIS）による SOLAR-C の模擬観測を実施することで、SOLAR-C が直ちに適切な観測を開始できるよう、観測計画を準備する。また、内部太陽圏探査機に加え、ALMA・DKIST
ほか地上の先端観測装置との連携観測においても、個別の観測研究に加えて、SOLAR-C での共同観測を念頭に協⼒体制の構築を進める。
「ひので」によるこれらの準備活動を通じて、打ち上げ後スムーズに SOLAR-C の科学成果の最⼤化を図る。

33

SOLAR-C の打ち上げ後は 1 年間、「ひので」EIS と SOLAR-C との並⾏・⽐較検証観測を重点的に進め、SOLAR-C 観測機器の軌道上較正に貢献する。
「ひので」による太陽の⻑期継続観測「ひので」は、スペースからの⾼空間分解能での光球⾯ベクトル磁場の精密観測という、
SOLAR-C 時代に他のミッションではできない観測を⾏うことができる。この特徴を活かして、特に太陽周期活動の鍵を握ると⾔われる極域磁場の精密観測を継続する。地上からの太陽の縁近くの観測では、像のコントラストが低く補償光学の⼿法が効きにくいため、⾼空間分解能を得るのは困難である。そのため、「ひので」は 2030 年前後の時期においても、極域磁場の精密観測を⾏う上で、なお最良の観測装置であり続ける。また、軟 X 線によるコロナ撮像も SOLAR-C 時代に他ミッションでは計画されていないが、「ひので」の軟 X 線撮像
によって、特に極端紫外線観測が苦⼿とする太陽全⾯の⾼温コロナに対する観測を継続し、SDO/AIA などの極端紫外線望遠鏡で⾒えにくい⾼温 CME の検出や、⻑期にわたるコロナ
⼤規模構造の変遷、およびコロナホールの位置と⾯積の変化をとらえる。極域磁場を筆頭に、これらの情報は、太陽圏の研究を進める上での重要な基礎データとなる。
⻑期継続観測の実施期間は、極域磁場が最⼤になる次期活動極⼩期（2031 年を中⼼に前
後 1 年程度と予想）を確実にカバーする 2033 年度までとし、この年度で「ひので」の運⽤を終了する。これにより、打ち上げ後の最初の極⼩期（2008 年 12 ⽉）から 11 年の活動周期 2 サイクル分の⻑期データを得る。
「ひので」観測運⽤の実施⽅針「ひので」の観測終了を予定する 2033 年度までの期間を、(a) SOLAR-C 打ち上げ（2028年）まで、(b) SOLAR-C 打ち上げから 1 年の期間、(c) その後、2033 年度まで、の 3 つに分ける。
(a)の期間は「ひので」がこれまでも推進している観測に加えて、太陽圏探査機や地上の先端観測装置との連携を通じた成果創出、ならびに EIS による SOLAR-C の模擬観測の実施により、打ち上げ後の SOLAR-C の各種観測がスムーズに⽴ち上がり、速やかに成果創出を⾏えるよう、SOLAR-C に向けた観測内容の整備や連携観測体制の構築を進める。
SOLAR-C が打ち上がると、テレメトリリソースは SOLAR-C に集約されるため、「ひので」のデータダウンリンクは有償局を⽤いず、JAXA・NASA 局のみで実施する。科学デー
タのダウンリンク量は、現⾏の 1/3 以下となる⾒込みである。(b)の期間は、「ひので」EISと SOLAR-C との並⾏・⽐較検証観測を重点的に進めることで、SOLAR-C 観測機器の軌道
上較正に貢献する。(c)の期間は、限られたテレメトリ資源の中で、前述の「ひので」にのみ⾏える⻑期継続観測に絞った観測を実施し、太陽活動周期 2 サイクル分にわたり、太陽圏研究にとって意義のあるデータを取得する。SOLAR-C 打ち上げ後の「ひので」の運⽤では、（⻑期継続観測など）運⽤の簡素化を図り、かつ SOLAR-C の観測運⽤担当との兼任に34

よって、必要な⼈的リソースを抑える。

35

4. 早期具体化させる⼤型計画の概要
この節及び 5,6,7,8 節にて、2020 年代及び 2030 年代に向けて検討されている、またはすでに予算措置がなされて開発等が始まっている計画を紹介する。
この節では、太陽コミュニティが今後具体化を進める⼤型計画である SOLAR-C について、その概要をまとめる。このミッションは、太陽研連では「最優先に実現をめざす」と位置付けられている。

4.1 次期太陽観測衛星計画 SOLAR-C

計画の概要

宇宙に如何に⾼温プラズマが作られ、太陽が如何にして地球や惑星に影響を及ぼしているのかという命題を探求するため、「SOLAR-C」計画は、太陽表⾯から太陽コロナ・惑星間空間までのエネルギーと質量の輸送を理解し、宇宙プラズマ中で普遍的に起きている基礎
物理過程を検証する。太陽の磁気活動は、基本となる微細な構造間で受け渡される磁気エネ
ルギーを源泉とし、彩層やコロナという⾼温の⼤気を形成し、太陽⾯の⼤規模爆発現象から
惑星間空間を乱す擾乱を⽣み出すと考えられている。これらの成因を理解するため、基本となる磁気構造を広範な温度領域で追跡し、それらの運動や相互作⽤を通して、磁気エネルギ
ーの輸送過程や散逸過程を定量化することを⽬的としている。観測装置として極端紫外線域の⾼分散撮像分光器を⽤い、太陽を⻑時間観測できる太陽同期極軌道から、太陽⼤気の彩層から太陽コロナに到る温度領域を隙間なく観測する。太陽⼤気全体に亘り、プラズマのダ
イナミックな現象に追随するため、観測装置は以前に⾶翔したものに較べておよそ１桁以上の性能（空間・時間分解能、波⻑範囲）向上を⾒込む。本計画は、2020 年代の半ばに JAXA
公募型⼩型衛星として実現することを⽬指す計画である。⽇本の太陽研究者コミュニティ
が第⼀優先で取り組む計画であり、⽶国・欧州からの参加を得て実現する国際プロジェクトである。
⽬的と実施内容

本計画の使命は、太陽物理学の最も基本的な問題、磁場とプラズマの相互作⽤が、どのようにして太陽活動を引き起こすかという問いに、最終的な答えを出すことにある。相互作⽤の最も重要な帰結として、太陽外層⼤気の加熱と、太陽フレア及びコロナ質量放出（CME）
といった爆発的エネルギー解放が挙げられる。従って、本計画の科学⽬的は： I. 太陽⼤気・
太陽⾵を形成する基礎物理過程、II. 太陽⼤気の不安定化と太陽フレア・プラズマ噴出を引き起こすエネルギー解放過程 を解明することにある。そのため、A. 彩層からコロナに亘る
太陽⼤気の全温度層を同時に切れ⽬なく観測する、B. 太陽⼤気の基本構造とその変化を⾼
空間・時間分解能で追跡する、C. 太陽⼤気で起きている基礎物理過程の分光情報を獲得す36

る、以上 3 つのことを同時に実施する極端紫外線撮像分光望遠鏡 (EUVST) を JAXA 公募型⼩型衛星に搭載する。
EUVST は, A) 17-128nm の波⻑域を、B) 空間分解能 0.4 秒⾓、時間分解能 0.5 秒 (最短) でデータ取得し、C) 2km/s の視線速度変化を検出することができる⾼性能分光観測を⾏う。17-128nm の波⻑域は、彩層から遷移層・コロナ、そしてフレアで⽣成される超⾼温
プラズマまで広い温度帯 (1 万度から 2000 万度) を隙間なく分光観測できる輝線が存在する波⻑域である。コロナ観測における空間分解能 0.4 秒⾓は、今まで実現された分光観測に
⽐べ約 7 倍 (分解される⾯積では約 50 倍) ⾼く、太陽観測衛星「ひので」が太陽表⾯（光球・彩層）の観測で実現した空間分解能とほぼ同じである。この空間分解能により、表⾯上空に広がる外層⼤気に存在する基本的な磁気構造を初めて識別できる。⾼い時間分解能は、従来の観測に⽐べ EUVST が 10-30 倍⾼い有効⾯積を持つことで実現される。以上、従来の観測では実現できていない⾼い性能で、様々な輝線のスペクトルを⾼分散分光計測して、太陽プラズマの視線速度や温度・密度などの物理診断を⾏う。

図 ５ SOLAR-C 概念図

図５に⽰すように、EUVST 装置全体の構造が衛星バス系上部に搭載される。EUVST は、
⼝径 28cm の主鏡 (軸外し放物⾯鏡単鏡) で太陽像を分光器部⼊り⼝のスリット⾯に結像
し、スリットから取り込まれた太陽光は、回折格⼦で分散され、検出器 (CCD 及び増感撮像センサー) でスペクトルが取得される。主鏡の⾓度を制御することでスリット⾯の太陽像を動かし、太陽の 2 次元情報を取得する。また、スリット⾯に結像された太陽像は反射され、画像も取得される。衛星総重量は約 500kg であり、これをシナジー・イプシロン S ロ
ケットで太陽同期極軌道に投⼊する。
軌道上におけるノミナル観測期間は 2 年間を予定し、

37

JAXA 宇宙科学研究所 (相模原) にて衛星管制・科学運⽤を⾏う。取得される観測データは地上受信局で受信され、名古屋⼤学で運営されるサイエンスセンターで科学者に向けたデータ配信と解析が⾏われる。
表 1. SOLAR-C ミッションサマリー
科学⽬的

宇宙に如何に⾼温プラズマが作られ、太陽が如何にして地球や惑星に影響を及ぼしているのかという命題を探求するため、
a) 太陽⼤気・太陽⾵を形成する基礎物理過程の究明b) 太陽⼤気の不安定化と太陽フレア・プラズマ噴出を引き起こすエネル
ギー解放過程の解明
を⾏う。

⽬的達成
の観測戦
略

太陽表⾯からコロナ・惑星間空間までのエネルギーと質量の輸送を理解し、宇宙プラズマ中で普遍的に起きている基礎物理過程を検証する。そのために、A. 彩層からコロナに亘る太陽⼤気の全温度層を同時に切れ⽬なく観測する
B. 太陽⼤気の基本構造とその変化を⾼空間・時間分解能で追跡する
C. 太陽⼤気で起きている基礎物理過程の分光情報を獲得する。
以上 3 つのことを同時に実施する観測装置を実現する。

観測装置

紫外線⾼感度分光望遠鏡 (EUVST)
17-128nm の波⻑域 (1 万度から 2000 万度) を隙間なく、空間分解能 0.4
秒⾓、
時間分解能１秒 (最短) でデータ取得し、2km/s の視線速度変化を検出することができる⾼性能分光観測を⾏う性能を有する。

研究領域内での位置づけ

太陽観測衛星「ひので」は、太陽⼤気が無数の⼩さな磁気構造の集合体であり、それらが極めてダイナミックに変化していることを明らかにした。しかし、その中にはまだ解像されないより⼩スケールの構造が存在することもわかった。⾼温で活動的な太陽外層⼤気を発現させる機構は、その本質的な部分でまだ謎に満ちている。この解明に不可⽋な観測は、光球からコロナの構造を空間・時間分解した精密な物理計測である。IRIS 衛星（NASA、2013年）は彩層の⾼解像紫外線分光撮像を実現したが、対象は狭い温度領域である。Hi-C ロケ
ット実験（NASA, 2012 年）は⾼解像極端紫外線（EUV）画像からコロナ中にサブ秒⾓の構造が存在することを⽰したが、数分間の観測で時間発展を追跡できない。ハワイに建設中の
⼤型太陽望遠鏡（DKIST）は、光球彩層観測の超⾼解像観測を 2020 年に開始する。2025 年
前後に Parker Solar Probe (NASA) と Solar Orbiter (ESA) が太陽に約 9 Rs (太陽半径)〜
⽔星軌道まで接近し、外部コロナ〜内部惑星間空間 (内部太陽圏) の探査を実施する。本計
画はこれらと同時期に遷移層・コロナの⾼解像度分光撮像観測をおこなう唯⼀の計画であり、DKIST が観測する太陽表⾯と、Parker Solar Probe 等が観測する内部太陽圏とのつなが38

りを理解する上で必要不可⽋なデータを提供する。
サイエンス成果が与える波及効果

本計画には太陽物理学の科学的優先度を反映した 2 つの側⾯がある。⼀つは、太陽で起きている多くの物理現象が宇宙で起きている物理現象に敷衍することができることである。
太陽⼤気を構成する微細磁場構造を起因とする多様な太陽活動現象は宇宙に普遍的に⾒られる磁気プラズマのダイナミクスのいわば雛形である。本計画では、天体プラズマで起きている物理現象を理解するために重要である基礎物理過程の洞察や知⾒が得られ、天体物理学の幅広い分野へ応⽤することができる。⼆つ⽬は、太陽の磁場構造やそこで起きる⼤規模な活動が、太陽系空間や地球磁気圏を介して地球周辺の宇宙空間環境（宇宙天気）を⽀配している点である。先進的な⼈⼯衛星や測位技術 (GPS) など宇宙に基盤をおく先進的な技術への依存度が増え続けている現在、この宇宙空間環境の変動が直接、我々の⽇常⽣活にも結びついている。本計画は、地球環境、社会環境に直接影響を及ぼし得る、太陽からの⼤規模噴出や太陽⾵の起源と動⼒学に関する知⾒を⼤きく発展させるものである。太陽⾯における⼤規模な爆発現象やそれに伴う噴出物などが地球に到達した場合、地球周辺の宇宙環境を乱すことになるため、これらの突発現象の発⽣を物理的により確度をもって予測できるようになると、社会インフラへ与える影響についても軽減することができるだろう。さらに、
宇宙プラズマの基礎物理及び太陽の地球環境への影響の理解は、35 億年前に地球に⽣命が誕⽣した際の太陽地球環境の理解に発展させることができる。本計画はどのようにして地球に⽣命が誕⽣したかの理解にもつながる。また、本衛星計画における開発によって獲得される解像度の⾼い宇宙望遠鏡の技術や、衛星を指向⽅向に⾼精度に安定化する技術などについては、科学衛星のみならず、我が国の地球観測衛星の解像度向上、官需実⽤衛星等の⾼度化にも貢献することが⾒込まれる。
実施体制

本計画は⽇本が主導し、⽶国 (NASA) と欧州各国 (ESA およびドイツ・フランス・英国・
イタリア等の宇宙機関) からの参加を得て実施する、国際協⼒衛星計画である。国内は、JAXA (宇宙科学研究所) と国⽴天⽂台が中核となり、衛星システムと EUVST 分光望遠鏡の構体および指向駆動できる主鏡機構アセンブリの開発を担当する。JAXA（宇宙科学研究所）が本計画の全般を統括して推進し、「ひので」搭載望遠鏡の開発実績や⾶翔体に搭載される望遠鏡の開発経験が豊富である国⽴天⽂台は、EUVST 望遠鏡部の開発を主導し、また衛星システムや海外が主導する分光器の開発にも貢献する。⾶翔後の衛星科学運⽤は宇宙科学研究所において、国⽴天⽂台や全国の⼤学研究者の協⼒を得て実施される。地上にダウンリンクされた観測データを較正したり、データ解析を⾏う環境を全国の研究者に提供するサイエンスセンターを名古屋⼤学宇宙地球環境研究所が運営する。京都⼤学付属天⽂台は、EUVST と協働して⾏う国内外の地上観測をコーディネートする。また、東京⼤学⼤学
院理学系研究科の研究グループは、全国の（太陽物理学分野の）理論研究者を取りまとめて、

39

EUVST が取得する観測データを解釈する上で重要となる数値計算の連携を主導する。
欧⽶の研究機関は、EUVST で使⽤される検出器や回折格⼦を含む分光器のコンポーネン
トを製作する。また、EUVST 装置のインテグレーションおよび評価試験は海外施設を使って、⽇本と海外チームが共同で⾏う。
主要キー技術

遷移層・コロナ分光観測において世界⼀の⾼性能観測を実現する EUVST 装置を実現するためには、「軽量光学系技術」が重要となる。⾼性能観測のうち、特に、⾼空間分解能は、⽇本が開発する主鏡機構および望遠鏡構造がキーとなる技術である。中⼝径 (約 30cm) の
主鏡は、軽量化のために薄厚化を進める⼀⽅で、軌道上運⽤温度が地上試験温度とは⼤きく異なり、主鏡⽀持機構を介して発⽣する熱変形量を nm オーダーで制御することが求められる。また、観測波⻑が EUV 域と短く、散乱光を抑えるために、鏡⾯変形の⾼周波成分 (マイクロラフネス) を 0.5nm 以下に抑える。この軽量化ミラーは、指向駆動するためのジン
バル型のティップティルト機構および焦点調整のためのリニアステージ機構上に搭載される。また、望遠鏡構造は 3m を超える⻑さを持つ CFRP（炭素繊維強化プラスチック）構造
体で、主鏡とスリット、回折格⼦や検出器といった光学系の位置関係を 50μm 以下で維持する。構造は軽量化を図る⼀⽅で、ロケット搭載上要求される⾼剛性を満⾜させる必要がある。これらに必要となる「軽量光学系技術」は、太陽表⾯（光球・彩層）の⾼解像度観測を実現した「ひので」望遠鏡の技術の発展として技術開発が進められる。
「ひので」望遠鏡は固定鏡で 0.2 秒⾓を解像する能⼒を実現したが、SOLAR-C ではティップティルト機構やリ
ニアステージ機構と組み合わせた複雑な主鏡機構で、ほぼ類似の空間分解能を実現する。
この開発は、単に「軽量光学系技術」に留まらず、「⼩型軽量化衛星バス技術」の⾼精度化にも貢献する。⾼空間分解能の実現には⾼い指向制御が必要であり、約 500kg の⼩型科
学衛星では初めてのレベルである。主鏡機構による指向制御や、超⾼精度な太陽センサなど
⾼指向制御を実現する衛星本体の姿勢制御、衛星内に存在する擾乱の制御や地上での試験評価といった擾乱管理、など、「ひので」やそれ以降の⾼解像度衛星で培った技術をさらに発展できる。
準備状況

本計画はこれまで JAXA 宇宙科学研究所の宇宙理学委員会のもとに設⽴された「SOLARC ワーキンググループ」が主体となり、戦略的開発経費などを得て検討を進めてきた。2015
年に JAXA 戦略的中型衛星として提案した SOLAR-C 計画の研究戦略を再考し、科学⽬的・戦略の尖鋭化による次期太陽衛星計画の早期実現をめざして、太陽研究者コミュニティで討議を重ねてきた。2016 年には、国際検討チーム (NGSPM-SOT；JAXA・NASA・ESA から選抜された 14 名の研究者) が招集され、世界の太陽物理研究者コミュニティより募った⽩書（34 提案の科学⽬的、概念計画）を元に、太陽物理学全領域の科学課題を抽出し、2020
年台中盤に実施すべき衛星計画の優先度付けを⾏った。本計画はその重要課題を網羅し、概40

念計画案の中で最優先の衛星計画を実⾏する提案である。JAXA 公募型⼩型衛星の公募(2017 年 9 ⽉発出) に応じて本計画のミッションコンセプト提案 (2018 年 1 ⽉) を⾏い、宇宙理学・⼯学委員会の評価⼩委員会による審査の結果採択され、宇宙科学研究所⻑に答申された（2018 年 7 ⽉）
。宇宙科学研究所は答申どおりに次の検討フェーズ（アイデア実現加速プロセス, Phase A1-b）に進める衛星計画に決定し（2018 年 7 ⽉）
、国内外の著名科学者による国際科学審査 (2018 年 12 ⽉)、ISAS プリプロジェクト候補選定審査（2019 年 3 ⽉）を経て、2019 年 4 ⽉からミッション定義フェーズ (Pre Phase A2) の活動を JAXA 主導の下で開始した。2020 年 4 ⽉には、ダウンセレクション前審査を経て公募型⼩型 4 号機に選定され、6 ⽉には政府の宇宙基本計画⼯程表に掲載された。その後、予算の事項化、2021 年
度後半にはミッション定義審査が⾏われ、打ち上げに向けた開発に本格的に着⼿されている。2021 年度末までに各国での予算化調整が進み開発に参加する国際協⼒の体制も固まり、開発検討やインターフェース調整が本格化している。
また、スイスを中⼼としたグループにより太陽 EUV 光輻射モニター計(SoSpIM)の提供が決まり、EUVST を較正に寄与する他、地球との連携を深める輻射データの取得が⾏われる予定である。

41

5. 検討中の⼤型計画の概要
本節では 2030 年代での具体化に向けて関連する研究者グループが検討進めている⼤型計画である PhoENiX 衛星計画を紹介する。太陽研連では、その検討を⽀持している。
この節及び 6,7,8 節では、本⽂書の 2022 年度および 2023 年版改訂の際に、太陽研連会員に対して研究計画の依頼 (2022 年度版：2021 年 11 ⽉ 30 ⽇提出締切、2023 年度版：2023
年 1 ⽉ 25 ⽇提出締切) を⾏い、それに応じて寄せられた計画について、その計画概要、⽬的・学術的意義、国内外の動に対する計画の位置付けについて、そのまま掲載する。

5.1 衛星計画 PhoENiX (Physics of Energetic and Non-thermal Plasmas in the X-region)
計画の概要

PhoENiX 計画は、太陽フレアを観測・研究対象とし、⼈⼯衛星を⽤いて X 線とガンマ線を観測する計画である。その⼤⽬的は、「⾼いエネルギーにまで達するプラズマ加速現象の普遍性と、太陽や恒星におけるそのような現象が惑星の環境と居住可能性に与える影響を理解する。
」ことである。
この⼤⽬的の実現に向け、PhoENiX 計画では、・ 太陽フレアにおいて、プラズマはどのようにして超⾼温にまで加熱されるのか？
・ 太陽フレアにおいて、粒⼦はどのようにして加速・輸送されるのか？
・ 太陽フレアにおいて、粒⼦のエネルギーはどのように熱的・⾮熱的成分に分配されるのか？
という３つの科学⽬標を設定した。
そのために、⾼いダイナミックレンジ（明るい場所も暗い場所も同時に観測できる能⼒）を確保した軟 X 線〜硬 X 線の 2 次元集光撮像分光観測（空間、時間、エネルギー分解能を同時に有する観測）と、⾼精度の硬 X 線〜軟ガンマ線の偏光分光観測（時間、エネルギー
分解能と偏光診断能⼒を同時に有する観測）を⾏う。これらの観測⼿法を⽤いた太陽フレア
観測は、世界初の試みであり、⾼精度ミラーと⾼速度カメラ・⾼精度検出器といった⽇本が持つ最先端国産技術を⽤いて実現する。衛星の打ち上げは、第 26 太陽活動周期の前半から
極⼤期付近にかけて（2033 年頃以降）を⽬指している。
本計画は、宇宙航空研究開発機構・宇宙科学研究所の公募型⼩型計画の枠組みの中で実施
し、理学分野（太陽物理学、地球惑星磁気圏プラズマ物理学、⾼エネルギー宇宙物理学、実験室プラズマ物理学）の研究者らに加え、計画推進に必要な技術を持つ⼯学分野の研究者らも参画し、分野間連携の体制で実施する。

42

学術的な意義

宇宙を満たす物質は、そのほとんど（99%以上）がプラズマ状態にあると考えられており、宇宙の⾄る所で超⾼温状態や加速状態になったプラズマが⾒つかっている。これはプラズ
マがエネルギーを獲得して加速されていることの査証であり、これらの現象の普遍性を理解することは、宇宙の活動を理解する上で不可⽋である。そして、この普遍性の理解において鍵となるのが、磁気再結合と呼ばれるプラズマ中のプロセスである。磁気再結合は、磁場中に蓄えられた磁気エネルギーを爆発的に解放し、そのエネルギーを熱や運動エネルギーに変換することができるため、プラズマの効率的な加熱・加速機構として注⽬されている。
さらにこのプロセスは、様々なプラズマ環境で発動することが可能で、宇宙における様々な規模の爆発現象に関係していることがわかってきている。
この様な中で、本 PhoENiX 計画が観測・研究対象とするのは、太陽系最⼤の爆発現象である太陽フレアである。その理由は、太陽は地球からの距離が近く、太陽フレアは磁気再結合が⽣み出す構造群を空間分解して観測できる唯⼀の宇宙プラズマ現象という極めてユニークな特徴を持つからである。しかしながら、この様に観測対象として恵まれた特徴を持つ太陽であっても、太陽フレアにおける⾼エネルギー現象、特に粒⼦の加速機構は、その理解に⾄っていない。その理由は、粒⼦の加速にはミクロからマクロなスケールの物理が介在しているが、太陽フレアの場合、そこに 1m〜1 万 km という 7 桁ものギャップが存在するためである。加えて、観測⼿法・技術の限界から、既存の⾼エネルギープラズマの観測は、グローバルスケール（約 10 万 km）に留まっているのも理由である。本計画は、この状況を打ち破り、太陽フレア粒⼦の加熱・加速・輸送・エネルギー分配を理解することを⽬的とし、プラズモイドや衝撃波といったマクロスケールの加速源候補を空間・時間・エネルギー分解
し、定量的な評価を⾏う。加えて数値計算も活⽤し、観測情報から物理（マクロケール以下の物理を含む）を引き出す。このように本計画が実現すれば、観測と数値計算の連携により、粒⼦の加速機構解明のために埋めるべき 7 桁のスケール間ギャップのうち、2 桁以上を埋めることが可能となり、粒⼦の加速を含めた太陽フレアの理解に⼤きなブレークスルーをもたらすことができる。
また、宇宙プラズマにおけるギャップはさらに⼤きく 15 桁以上に及ぶものもある。本計画によって太陽フレアにおける⾼エネルギー粒⼦の物理の理解を進めることは、その波及効果として、様々な宇宙プラズマ環境での⾼エネルギー現象の理解の⾜掛かりとなり、宇宙の活動を統⼀的に理解する上で極めて重要な第⼀歩となると期待される。
以上のように、太陽フレアは宇宙でおきる様々な現象の縮図と⾔えるが、この様な基礎学問
的な価値に加えて、近年、太陽研究の実⽤⾯での重要性が増している。GPS や衛星通信といった⼈⼯衛星を⽤いたインフラが社会⽣活に不可⽋となり、⽉への進出など⼈類の宇宙活動が今後益々盛んになる昨今、太陽フレアが⽣み出す膨⼤な量の X 線および⾼エネルギ
ー粒⼦は⼈体および電⼦機器に甚⼤な影響を及ぼしかねないため、太陽フレアの発⽣およびその影響範囲を調査・予測することが急務となっている。これは宇宙天気予報と呼ばれ、

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⼀般にも報道される機会が増えている。太陽、特に太陽フレアの研究は、天⽂学としてだけでなく、⼈類活動の発展にも重要なものとなっている。太陽フレアが⽣み出す⾼エネルギー粒⼦の詳細な観測を⾏う本計画は、この観点からも極めて重要な役割を果たす。
国内外の動向と当該研究計画の位置づけ

PhoENiX が観測対象とする太陽フレアにおけるプラズマ加熱、および粒⼦加速の研究では、1980 年代〜2000 年代にかけ、⽇本の太陽観測衛星「ひのとり」、「ようこう」が⼤きな役割を果たしてきた。その後、粒⼦加速については、⽶国の「RHESSI」衛星がその後を継ぎ、研究を牽引してきたが、2018 年夏に運⽤を終了した。現在は欧州の「Solar Orbiter」
衛星搭載の STIX が観測を⾏っており、2022 年には中国の「ASO-S」衛星搭載の HXI が観測を開始した。ただし、これらの装置は全て「すだれコリメータ式」の硬 X 線望遠鏡であり、ダイナミックレンジ不⾜が指摘されている既存の観測⽅式の継続に留まる。
⼀⽅、地上からの電波観測では⽶国の EOVSA が近年、⼤規模フレア（2017 年 9 ⽉ 10 ⽇の X8.2 クラスのフレア）の解析で⼤きな成果を挙げている。ただし、観測するのは MeV 帯
域の電⼦の情報であり、熱的プラズマ（数 keV）から加速していく様を捉えることはできない。またダイナミックレンジ不⾜、空間分解能不⾜も指摘されている。
これらの観測とは異なる⼿法として注⽬を集めているのが X 線帯域の集光撮像分光観測で、⽇⽶共同観測ロケット実験 FOXSI を通して観測⼿法・技術の実証を⾏っている。FOXSI4 計画（FOXSI の 4 回⽬の⾶翔計画で、2024 年春の打ち上げ予定）は、NASA では最⾼評
価の Excellent で採択済みであり、⽇本では JAXA 宇宙科学研究所の⼩規模計画（2020 年度
公募）として採択されている。PhoENiX はこの FOXSI を⽇本が独⾃に発展させたもので、世界的にも⾼い注⽬を浴びている。
⼀⽅、サイエンス推進の観点では、⽶国において NASA 出資の SolFER DRIVE Science
Center が設⽴し、観測と理論の両輪で粒⼦加速を含む太陽フレア研究が推進されている。
PhoENiX 計画のメンバーも SolFER に参加しており、この流れを PhoENiX に取り込む活動を⾏っている。
⽇本では、2020 年代後半の太陽観測衛星として SOLAR-C が推進されている。SOLARC は、⾼感度紫外線分光観測により彩層〜コロナに及ぶ太陽⼤気の精密プラズマ診断がなされ、太陽フレアを始めとする活動現象に関して詳細な知⾒の獲得が期待できる。2030 年
代前半の計画として推進する PhoENiX では、SOLAR-C で得られる知⾒を活⽤しつつ、粒⼦加速研究をサイエンスの軸に据え、太陽コロナにおけるエネルギー解放現象もサイエンスの対象とし、SOLAR-C からのサイエンスの継続性にも留意する。
また、地上観測装置（⽶国の⼤型望遠鏡 DKIST や京都⼤学⾶騨天⽂台ドームレス望遠鏡など）とは、粒⼦加速を含む太陽活動現象の源である磁場の測定や、加速粒⼦が彩層に突⼊した現場の測定などに関して連携を検討し始めている。
このように太陽フレア研究の⻩⾦期を迎えようとしている状況の中、
本 PhoENiX 計画は、

44

唯⼀、軟 X 線帯域からの集光撮像分光観測と軟ガンマ線帯域での偏光分光観測を⾏えるユ
ニークな装置を備えており、他の計画と相補的であると同時に、その独⾃性の価値が⾼く評価されている。
社会的価値

太陽は最も⾝近な天体であり、そこで起きる現象の理解は知的価値だけに留まらない。例
えば、太陽フレアによって⽣成される⾼エネルギー粒⼦や X 線などの電磁波は、地球周辺の宇宙環境に⼤きな影響を及ぼす。つまり本計画が⽬指す太陽フレア粒⼦の加熱・加速・輸送・エネルギー分配の理解は、フレアによる宇宙天気変動の理解や社会環境への影響の把握を通じて、社会へ貢献し得る。
（SDGs ⽬標 11「住み続けられるまちづくりを」への貢献）
また、
⽇本は 1980 年代から世界のＸ線観測をリードし第⼀級の科学成果を創出してきたが、本計画は、X 線観測を発展させてきた⾼エネルギー宇宙物理分野と太陽物理分野の連携の系譜を汲んだ計画であり、⽇本が育んできた科学研究、⾼等教育、観測技術を継続、発展させていく上でも重要である。
（⽬標 4「質の⾼い教育をみんなに」）加えて本計画は、⾼精度ミラー、半導体検出器、⾦属 3D プリンターなどの最先端技術を活⽤しており、⼯学・産業分野との連携で成り⽴っている。本計画を通じて新たな技術の獲得が進んでおり、今後も更なる⼯学・産業分野への波及効果が期待できる。
（⽬標 9「産業と技術⾰新の基盤をつくろう」）

45

6. 2020 年代での具体化を⽬指し開発中または検討中の中型計画
本節では、2020 年代での観測開始を⽬指し科研費を基にすでに装置建設が進められている次世代太陽⾵観測装置、および 2020 年代での具体化を⽬指し検討をおこなっている次世
代国際ネットワーク計画 ngGONG、次世代焦点⾯装置・近⾚外線広視野偏光分光装置
NIRTF の三つの中型計画を紹介する。

6.1 次世代太陽⾵観測装置
計画概要

本計画では、太陽⾵がどうやって加速され宇宙空間へと伝搬していくのか、という太陽圏
物理学最⼤の未解決問題「太陽⾵加速問題」を解明することを⽬標とする。そこで、太陽⾵が電波を散乱する特性を⽤いて地上電波観測から世界初の太陽⾵ 3 次元構造の導出を⾏う
ための次世代太陽⾵観測装置を提案する。本計画では、国内 3 カ所にアレイアンテナ群を建設する。各基地局は、約 4000m2 の平⾯に 327MHz 帯域に感度を持つダイポールアンテ
ナを敷き詰めた 2 次元平⾯フェーズドアレイアンテナで構成され、各ダイポールアンテナで取得された信号をデジタル処理することで多⽅向に同時に指向できるデジタルビームフォーミングを実現する。各基地局で取得されたデータを相関処理することで、太陽⾵速度を導出する。本装置では既存装置の 10 倍の太陽⾵観測を実現し、太陽⾵分布の流源における空間分解能を約 3 倍に向上させることで、初めて太陽⾵の流源における磁場・⼤気の特徴を明らかにし、加速過程の解明に迫る。またリアルタイムデータを⽤いたシミュレーション
から宇宙天気予報の精度向上に寄与するとともに、⾶翔体・モデリング・地上ネットワーク
観測を統合した国際連携研究の中核的拠点を担う。
⽬的と学術的意義

太陽⾵は電離した⼤気の塊であり、電波を散乱する性質がある。太陽系外の天体を電波観
測中に、地球と電波天体の間を太陽⾵が通過すると、天体からの電波が散乱され、強度が激しく変動する。これを惑星間空間シンチレーション（IPS）と呼ぶ。本計画では IPS 現象の
地上電波観測から以下の科学課題の達成を⽬的とする。
(a)太陽⾵加速機構の解明：本計画の主⽬的は、太陽⾵の加速機構を解明することである。
そのために、流源⾯に投影したシノプティックマップ上において 4 度 x4 度という、従来を⼤きく上回る空間分解能で、太陽⾵の空間分布を導出することを⽬標とする。
（この空間スケールは、ある 1 ⽇の太陽表⾯に置き換えるとディスク中⼼部で約 0.7 分⾓に相当する。
）
この空間分解能は、流源⾯において太陽⾵速度分布をと関連すると考えれる磁場の特徴的

46

構造、
（特に低緯度・活動領域コロナホール、⾼速-⾵低速⾵の境界領域、pseudo ストリー
マなど今までの観測で⼗分に分解できていなかった可能性のある構造に対応した太陽⾵領域）、を⼗分に分解できる。この稠密な太陽⾵速度分布データを太陽の磁場観測データや⼤気観測データと⽐較することで、太陽⾵が活動領域やコロナホールの「どの部分から」流出しているのかが、初めて明らかになり、加速された太陽⾵速度とその流源の磁場・⼤気構造の関係式を構築できる。
(b) 実⽤的宇宙天気予報の精度向上：背景太陽⾵の変動に加えて、コロナ質量放出（CME）
によって⽣じる太陽⾵中の突発的擾乱は地球周辺環境に⼤きな影響を及ぼす。⼀⽅、CMEの惑星間空間中の伝搬の再現は未だ難しく、地球への到来予報には 10 時間以上の誤差があるのが現状であった。そこで、本研究で得られる IPS のリアルタイムデータによって、その到来予報を向上させることを第 2 の⽬標とする。IPS 観測は惑星間空間中の CME の前⾯を検出することができるため、その到来予測精度を向上させることができる。IPS のリアルタ
ームデータを利⽤した CME の到来予報モデルの開発で⽇本は世界をリードしてきた。この結果から、約 10 時間以上の誤差がある CME の 24 時間前到来予測は現状の IPS データを同化すると約 5 時間にまで向上することが⽰唆されている。次世代計画では、既存装置の10 倍の IPS 観測を実現することで今まで約半⽇かけて取得していた IPS データを 1 時間程度で取得する。この稠密な IPS データを太陽圏のグローバル磁気流体シミュレーションに同化することで、CME の伝搬を⾼精度に再現でき、到来誤差を 1 時間未満にまで短縮できると予想される。
実施内容

本計画では、国内 3 カ所（⼭梨県富⼠河⼝湖町、⻑野県上松町、愛知県豊川市）に IPS 観
測⽤のアレイアンテナ群を建設する。各基地局は、約 4000m2 の平⾯に 327MHz 帯域に感度を持つダイポールアンテナを敷き詰めた 2 次元平⾯フェーズドアレイアンテナで構成される。各ダイポールアンテナで取得された信号をデジタル処理することで最⼤ 8 ⽅向に同時に指向できるデジタルビームフォーミングを実現する。各基地局でビームフォームされたデータをインターネット経由で愛知県名古屋市に収集し、相関処理することで、太陽⾵速度を導出する。本装置では既存装置の 10 倍の太陽⾵観測を実現できる。
国内外の動向と研究領域内での位置づけ

太陽⾵の理解が重要な課題であることは世界的に⾼く認識されている。⽶国の探査機
Parker Solar Probe は 2025 年頃にかけて太陽近傍に接近しつつ太陽⾵を調査し、2020 年に欧州を中⼼に打ち上げられた探査機 Solar Orbiter も 2025 年頃にかけて地球とは別の⾓度
から太陽⾵を調査するべく、それぞれ現在⾶翔中である。また、⽇欧共同の⽔星探査機
BepiColombo は 2025 年頃に⽔星に到達する予定だが、宇宙空間を航⾏中に、その場所の環47

境探査が可能であり、太陽⾵の探査にも有効である。更に 2020 年代半ばに打ち上げ予定の
SOLAR-C でも太陽⾵の理解を科学⽬標の⼀つに掲げている。2020 年代から 30 年代にかけては太陽・太陽⾵の探査を通じた太陽圏科学の重要な時期になろうとしている。
太陽⾵加速のエネルギー源である太陽表⾯、加速領域である太陽コロナ、加速後の太陽⾵分布の三つが揃って初めて加速モデルの検証ができる。この中で太陽表⾯は DIKST や
ngGONG 等の将来計画が観測を予定している。太陽コロナは SOLAR-C 等の紫外線観測やPUNCH 等のコロナグラフなどの将来計画がある。加速後の太陽⾵は内部太陽圏を⾶翔す
る探査機から「その場」の情報が得られるが、グローバルな分布を得るには IPS 観測が最も有効となる。本計画では、0.2-1.0AU の領域を伝搬する加速後の太陽⾵に感度を持つ
327MHz 帯域で最も⾼空間分解の太陽⾵観測を⾏うことで「空間分解能のボトルネック」となっている加速後の太陽⾵分布に注⼒し、その分解能を向上させることができる。この点で本計画は世界的にユニークな将来計画となっており、他の計画と⾼い相補性を持っている。
未来の学術振興構想には「太陽地球系結合過程の研究基盤形成」の⼀⾓として提案している。本構想は次世代太陽⾵観測装置に加えて地球の⼤気・超⾼層⼤気を観測する地上機器群（⾚道 MU レーダー、EISCAT_3D レーダー、広域地上観測網）および観測データ統合解析システムの整備からなり、名古屋⼤学宇宙地球環境研究所に加え、京都⼤学⽣存圏研究所、
国⽴極地研究所、九州⼤学国際宇宙惑星環境研究センターと国内外の関連研究機関らが連携した実施体制が構築される。本構想では太陽地球系の結合過程を統⼀し定量的に理解することを⽬的としている。次世代太陽⾵観測装置プロジェクトがハブとなることで宇宙惑
星科学と⼤気⽔圏科学との結合が促進され、広⼤な領域を複合システムとして研究し、宇宙
利⽤や⼤気変動予測に貢献することを⽬指す。
サイエンス成果が与える波及効果・社会貢献（恒星物理学）本研究では、太陽⾵がどうやって加速され宇宙空間へと伝搬していくのか、という太陽物理学最⼤の未解決問題の⼀つ「太陽⾵加速問題」を解明することを⽬標としている。太陽⾵は恒星⾵の代表であり、その解明は太陽・恒星物理学全体に影響を与える。
（宇宙天気）太陽⾵は地球を含む惑星の周辺環境に擾乱を与え、通信障害や⼈⼯衛星障害など、社会インフラが甚⼤な被害を被ることがあり、太陽⾵の変動を事前に予報することには
社会的価値も⾼まっている。太陽⾵速度のリアルタイムデータを取得し、太陽圏の 3 次元
シミュレーションにデータ同化することで、太陽⾵の予測精度を向上させることで、将来の持続的な宇宙活動の実現に貢献する。
（ハビタビリティ）太陽⾵は惑星の⼤気や磁気圏と相互作⽤し、⼤気の流出を引き起こすなと、⻑期的視点では惑星の⼤気進化にも影響している。IPS の連続観測を通じた太陽⾵の⻑
期変動の理解は、太陽⾵が惑星⼤気に与える影響を推定うるのに役⽴ち、惑星の⼤気進化やハビタビリティへの理解にも波及する。

48

実施体制

共同利⽤・共同研究拠点である名古屋⼤学・宇宙地球環境研究所の太陽⾵グループが主体
的に運⽤を⾏う。観測は全⾃動で⾏われ、相関処理後の太陽⾵速度データは即⽇インターネ
ット上に公開され、太陽圏研究に⽤いられるとともに、国内外の宇宙天気予報機関で現業の宇宙天気予報にも利⽤される。また、デジタル信号処理による広視野マルチビーム観測の特徴を⽣かし、⼀部のビームを共同利⽤を通じて、太陽⾵以外の多様な観測対象に対しても提供する。本装置の観測帯域では、太陽・恒星・惑星・銀河・パルサー等多くの電波観測対象があり、幅広い活⽤が期待される。
必要な技術開発、主要キー技術、⽇本の強み技術（デジタルビームフォーム）：最も必要な技術的開発は、最⼤ 1024 個にもなるアナログ⼊⼒を全てデジタル化し、オンボードでデジタル的に合成するデジタルビームフォーミング
である。そこで、8 個の AD 変換器と FPGA を⽤いた IPS 観測⽤のデジタルボードを⾃主開発し、FPGA 部にデジタルビームフォームする演算を並列に 8 個実装することで最⼤ 8ビームの同時観測を実現した。更にこの装置をトーナメント⽅式で多数接続することで、1024 個の⼊⼒を処理できる⼤規模デジタルアレイを実現技術検討も進んでいる。ボードや演算回路の基礎設計から⼤規模アレイの構築までを⼀貫して⾃主開発している点で⽇本の強み技術と⾔える。
（平⾯フェーズドアレイ）：広視野な光学系を実現するために平⾯にダイポールアンテナを敷き詰めた平⾯フェーズドアレイが必要となる。個々のエレメントとなるダイポールアン
テナは名古屋⼤学で開発運⽤してきた 327MHz 帯域のダイポールアンテナの技術を活かし開発される。またこの⽅式は、駆動部を持たないため安定した運⽤を実現できる。⼀⽅、本⽅式には最⼤ 16,000 本という⼤量のダイポールアンテナが必要となり、コスト⾯で課題がある。名古屋⼤学で伝統的に採⽤されてきたシンドリカルパラボラ⽅式は視野が限られるが⽐較的低コストであり検討の余地が残されている。
上記技術を獲得することで切り開かれる⽇本の宇宙科学、波及効果

低周波のデジタルフェーズドアレイ技術は太陽⾵観測だけでなく、地球⼤気・海洋・電離層・太陽を含む太陽系天体・系外天体まで幅広く必要となる普遍的な要素技術であり、世界各国で活発に研究が進められている。また、次世代太陽⾵観測装置で開発されているデジタル装
置は⼩型・低コスト・省電⼒が⼤きな特徴となっており、⼩規模な地上観測プロジェクトでも導⼊しやすく、将来的には⾶翔体搭載も不可能では無い。本技術を獲得することで、国内の幅広い宇宙科学研究に対して波及効果が期待できる。
準備状況

49

建設予定の 3 地点では、1980 年代より順次既存のシステムを⽤いた太陽⾵の観測を⾏ってきた。その過程で装置の運⽤や観測データを即⽇公開する経験を蓄積してきた。本提案に向けては、2018 年より数値計算等も⽤いて太陽⾵流源を分解するために必要な空間分解能、およびその空間分解能を達成するアレイシステムに必要とされる⾯積等を導出するなどの科学検討・技術検討を⾏ってきた。並⾏して、平⾯フェーズドアレイおよびデジタル信号処
理装置の設計・開発を進めてきた。既にデジタル信号処理装置のプロトタイプが完成し、想定した機能を有することが実験で確認されている。これらの結果をもとに本計画の⼀部を概算要求に提案するとともに、特別推進研究を含む⼤型科研費にも申請している。加えて、本計画の概要および進捗状況は、天⽂学会、太陽研究者連絡会、地球電磁気・地球惑星圏学会など、関連の学会・研究会で定期的に報告し、複数の分野を横断する形でコミュニティへの浸透に努めている。更に⽇本学術会議の物理学委員会天⽂学・宇宙物理学分科会へ中型 B計画として、地球惑星科学委員会に中型計画としてそれぞれ提案している。2021 年からは科研費（基盤研究(A)）を獲得し、Phase-I プロジェクトとして最初の建設基地局である富⼠観測所に全体の数％の規模のアレイを開発する計画を開始した。

6.2 次世代国際ネットワーク計画 ngGONG
計画概要

ngGONG (next generation Global Oscillation Network Group)は、⽶国 National Solar
Observatory (NSO)を中⼼に提案されている次世代の国際ネットワーク光学観測計画で、太陽全⾯を観測する望遠鏡を世界各地 6 か所に配置し、24 時間休みなく太陽を定常的に観測する。従来の GONG と⽐較し、光球と彩層でベクトル磁場とドップラー速度を測定できる能⼒を強化するため、ゼーマン効果に感度の⾼い近⾚外線域を含む複数のスペクトル線を
偏光分光観測する。さらに、太陽⼤気における爆発や惑星間空間におけるプラズマ伝播の数
値計算と組み合わせることで、宇宙天気現象の予測研究にも貢献する。⽇本で培われた⾼度
偏光観測技術、太陽圏観測や数値シミュレーション技術をもとに、複数ある観測装置のひとつを⽇本で担当する、データ駆動シミュレーションによる太陽圏変動予測、などの形で参画することで、次世代太陽ネットワーク観測を国際協⼒で実現することを⽬指す。
⽬的と学術意義

惑星間空間に影響を及ぼす太陽⾵の加速とフレア・CME の発⽣メカニズムを、太陽全⾯の磁場速度情報を中⼼とする連続的な観測データをもとに解明することが主⽬標である。
その知⾒を理論と数値シミュレーションに組み込むことで惑星間空間のプラズマ環境の変動を明らかにする。
(1)太陽活動現象を定量化する基盤となる光球・彩層磁場速度観測50

表⾯磁場観測に基づくフレア発⽣予測とコロナ・惑星間空間の磁場モデリングは、標準的な⼿法として使われてきた。しかし、従来の GONG の光球視線磁場観測のみでは不⼗分であることも明らかであり、(1)活動領域磁場のねじれ量や蓄積された⾃由エネルギーを推定するためにはベクトル磁場情報が必要不可⽋であること、(2)⾼プラズマ β の光球磁場分布か
ら⾮線形フォースフリー等の⼿法で外挿して得られるコロナ磁場は、時として、コロナ磁場のねじれを正しく推定できないため、低プラズマ β の彩層磁場を境界条件とした磁場外挿が必要であること、の 2 点が課題として認識されている。これらに進展をもたらすために、
光球と彩層のベクトル磁場を同時に観測することで、活動領域やフィラメントの磁場とその時間発展を従来よりも⾼い精度で観測的に把握することを⽬指す。活動領域磁場の不安定化を定量的に測定し、さらには太陽⼤気のどこかで突発的に発⽣する現象に追従するため、太陽全⾯で磁場観測を⾏う。惑星間空間における太陽⾵速度の推定精度を向上させるた
めに極域等のコロナホールにおける光球・彩層磁場の測定精度も改善する必要がある。同時に彩層速度を測定することで、活動領域やフィラメントが不安定化する前兆現象やプラズマ噴出の初速をとらえる。
(2)太陽活動現象が太陽圏へ及ぼす影響
太陽圏の内部境界(source surface)における磁場と太陽⾵速度を太陽光球・彩層の全⾯観測から推定するため、光球ベクトル磁場に加えて彩層磁場も利⽤したコロナ磁場の外挿⼿法を開発し、その上で太陽⾵加速モデルを改良していく。コロナで発⽣した CME が惑星間空間へ伝播しどのような ICME となるかはまだ確⽴できておらず、他のコロナ観測や内部太陽圏観測と連携して、CME の源となる活動領域やフィラメントにおける精度の⾼い磁場速度情報と、ICME の関係性を調べる研究が必要となる。磁気嵐の激しさを決める重要な要素の⼀つである惑星間空間における磁場の南北成分(Bz)を、太陽磁場の観測から決めることができれば、宇宙天気予報において⼤きな進歩となる。
(3) ⻑期連続観測による太陽磁場の短期・⻑期変動研究
地上望遠鏡によるネットワーク観測の強みである多波⻑かつ⾼頻度な観測を⻑期間に渡って連続的に⾏うことで、、太陽磁場の短期・⻑期変動研究にも進展が期待できる。⽇震学観測を使うことで巨⼤⿊点が地球から直接⾒えない太陽裏⾯で出現したことをいち早く察知できる far-side imaging ⼿法に加えて、太陽内部から磁束が浮上する兆候を⾳波や流れ場の変化からとらえる研究へと発展させる。さらに⽇震学観測を使うことで太陽周期活動を⼗分カバーするデータを蓄積することで、周期活動に付随する表⾯磁場の変化とともに太陽内部流の⻑期変化をとらえるなど、磁気活動の根源であるダイナモによる磁場⽣成の研究に貢献する。
国内外の動向に対しての位置付け

51

ngGONG は⽶国 NSO を中⼼に推進されており、Astro 2020 Decadal Survey 報告書では、狭視野ながら超⾼解像度で観測を⾏う DKIST と相補的に太陽全体をシノプティック観測する重要性が指摘されている。NSO を中⼼とした国際チーム(国内メンバーも共著者として参加)は Heliophysics 2024 Decadal Survey へも提案を⾏った。NSO と HAO は ngGONG の設計検討を NSF へ提案しており、それが採択されれば、国際ワーキンググループが組織される予定であり、そこに⽇本からも参加し科学・装置検討を進め分担を決めていく。最速のスケジュールとして、設計検討を 2023-2025 年に⾏い、開発・建設を 2026 年から開始する計画である。国⽴天⽂台では、シノプティック観測で 100 年以上にわたる磁気活動の⻑期
変動データを蓄積しており、ngGONG に先んじて近⾚外線偏光分光観測で太陽全⾯をカバーする光球・彩層の磁場データを得ている。この世界的にもユニークなデータを使って上述の科学⽬標にどこまで近づけるのか実証することで ngGONG の実現に貢献する。

6.3 次世代焦点⾯装置・近⾚外線広視野偏光分光装置 NIRTF
研究の概要

⼝径 4m の太陽望遠鏡 DKIST(⽶国)に代表されるように、現在、海外では超⼤⼝径望遠鏡の運⽤や計画が推進されている。これらに設置する次世代焦点⾯装置として、「近⾚外線の広視野偏光分光観測装置 NIRTF (Near InfraRed Tunable Filter)」を開発する。太陽観測の最⼤の利点は、磁気流体の素過程を空間分解して観測できることであるが、これら超⼤⼝
径望遠鏡は、その⾼解像度・⼤集光⼒により、この利点を最⼤限⽣かせる格好のプラットフ
ォームである。NIRTF では、光球・彩層・コロナでの⾼解像度な、速度、磁場、さらには電場診断が可能となる。これにより、ナノフレア、磁気流体波、磁気リコネクションといった諸現象の物理過程により詳細に迫ることができ、ひいてはコロナ加熱、太陽フレア問題の解決を⽬指す。開発は京都⼤学と国⽴天⽂台が中⼼となって国内で⾏い、⽶国・National
Solar Observatory (NSO)などとの協⼒の下、国際的なフレームワークで実現する
⽬的と学術的意義

⽶国の DKIST(⼝径 4m)では、その⼤⼝径を⽣かした⼤集光⼒・⾼解像度での観測により、光球・彩層での⾼精度な偏光分光観測を⾏うことが可能となる。さらに DKIST では、
コロナにおける磁場も観測可能であることから、太陽⼤気プラズマのダイナミクスや物理診断が実現され、エネルギー解放と輸送を担う物理素過程を直接的に研究できると期待されている。DKIST のような⼤⼝径太陽望遠鏡に設置するために、近⾚外線の広視野偏光分光観測装置 NIRTF の開発を、京都⼤学⾶騨天⽂台ドームレス太陽望遠鏡 DST をプラットフォームにして⾏う。
NIRTF の⽬指す学術的問いは、「プラズマダイナミクスに関連したコロナ・彩層磁場の定量化」である。NIRTF の意義と波及効果は、太陽物理学の基本的な現象であるナノフレア・52磁気流体波・磁気リコネクションのダイナミクスについて、おおもとのエネルギー源である
磁場の情報を与え、現象の物理解明をもたらすことである。磁場によるスケーリングを可能にすることで天体プラズマ物理学に広く波及する結果をもたらすと期待できる。
国内外の動向と当該研究計画の位置づけ

海外⼤⼝径望遠鏡として DKIST を主案として、波⻑可変狭帯域フィルターを使った広視野偏光分光撮像装置 NIRTF を開発する。光球・彩層観測では Goode Solar Telescope (GST)にある NIRIS に相当し、コロナ観測では⼤⼝径望遠鏡版の CoMP と⾔えるものである。
DKIST は現在ある⼤型望遠鏡の中で、唯⼀コロナグラフ観測ができる望遠鏡であり、その能⼒を⽣かした観測装置とする。DKIST の第 1 世代観測装置群では、主に可視域のスペク
トル線を対象とする観測波⻑可変狭帯域フィルターVTF(波⻑範囲 520 ‒ 870 nm)はあるものの、⾚外線の狭帯域フィルター観測装置は存在しないため、その実現は DKIST 側からも期待されている。⽇本の太陽研究グループでは、これまでに、⼤⼝径望遠鏡⽤の次世代焦点⾯装置のプロトタイプとして、液晶可変遅延素⼦を使ったリオフィルター波⻑可変撮像観測装置(UTF, 京⼤)、電気光学結晶である LiNbO3 を使った波⻑可変狭帯域フィルター(国⽴天⽂台)、偏光観測⽤⼤フォーマット⾚外カメラ(国⽴天⽂台)を開発し、国際的にもユニークな技術を有する。さらに、CLASP1/2 ロケット実験や SUNRISE-3 気球実験を通して、⾼精度な偏光分光観測装置のための技術と国際協⼒で開発を進めるノウハウが蓄積されており、これらを本計画に最⼤限活⽤する。また、NIRTF の開発には、京都⼤学⾶騨天⽂台のドームレス太陽望遠鏡 DST をプラットフォームとして活⽤する。
DKIST を主案とするため、DKIST の実施期間である NSO や DKIST 装置開発の実績がある⽶国・ハワイ⼤学と High Altitude Observatory (HAO)と共同で検討を進める。国内の検討グループで、科学的・技術的な概念検討・設計を⾏い、報告書をまとめる予定であるが、NSO とは科学的・技術的な検討で連携する内諾を得ている。ヨーロッパ、中国の⼤⼝径望遠鏡計画との連携の可能性もあるため情報共有を図る。NIRTF 開発には京都⼤学 DST を⽤いるが、開発に必要となる環境を併せて整備する。
NIRTF の実現は、2020 年代後半を⾒込んでいる。この時期には⽇本の次期太陽ミッション
SOLAR-C が打ち上がっており、SOLAR-C によるコロナ・遷移層分光観測と DKIST/NIRTFによる光球・彩層・コロナ磁場観測の協同観測が可能となる。特に広い視野を持つ NIRTFと SOLAR-C とは協調性が⾼く、極めて有効なシナジー観測が実現されると期待できる。

53

7. 実施中の⼩規模計画
この節では、実施中である⼆つの⼩規模計画を紹介する。ここでの“実施中”とは計画実現のための予算措置がなされており、具体的な装置開発が⾏われていることを意味する。

7.1 SUNRISE 気球実験
計画概要

光球とコロナをつなぐ彩層において、磁場が引き起こす動的現象による磁気エネルギーの輸送と散逸プロセスを明らかにするため、光球-彩層の 3 次元的な磁場・速度構造とその時間発展を観測する装置 SCIP (Sunrise Chromospheric Infrared spectro-Polarimeter)をSUNRISE 気球望遠鏡に搭載する。SUNRISE は⼝径 1m の⼤型光学望遠鏡を搭載した太陽観測気球実験で、⼤⻄洋上空の成層圏(⾼度 35km 以上)を約 1 週間⾶翔することで、地上望遠鏡では困難な(1) 紫外-可視-⾚外の広波⻑範囲の観測、(2) ⼤気ゆらぎや天候に左右されない⾼精度かつ⾼解像で連続的な観測、を⾏うことができる。これまで、ドイツ・スペイン・
アメリカを中⼼に推進されてきたもので、2009 年(SUNRISE-1)と 2013 年(SUNRISE-2)の2 度⾶翔観測を⾏い、光球の偏光撮像観測で数多くの成果をあげた。⽇本が新たに提供する
SCIP に加え、紫外線と可視光の偏光観測装置もアップグレードする。さらにゴンドラを改良することで⾼い指向安定度の実現を図る。SUNRISE-3 のフライトを 2022 年に実施したが、ゴンドラの不具合により観測データ取得には⾄らなかった。装置は健全な状態で回収されており、2024 年の再フライトを⽬指している。
⽬的と学術意義SCIP は光球・彩層磁場に⾼い感度をもつ多数の近⾚外スペクトル線を⾼解像度(0.2 秒⾓,「ひので」撮像観測と同等)かつ⾼精度(0.03%, 1σ)に偏光分光観測する装置である。本計
画により以下の項⽬を実証する。
① 近⾚外線の偏光分光観測で光球・彩層の３次元的な磁場構造を測定できること② 磁気流体波動やジェットなど彩層の動的現象に対して有意な偏光を検出できること③ 搭載装置の共同開発を通して、将来の国際⼤型ミッションに参加する基盤を構築することSUNRISE はフライト実績のある⼤型望遠鏡が存在するため、最⼩限のリソースで質の⾼い
彩層磁場観測を実現し、さらに将来の⾼精度偏光分光観測に必要な技術を⽇本が獲得できる絶好の機会と⾔える。SUNRISE-3 計画は、紫外線偏光分光観測を⾏う CLASP2 ロケット54

実験とともに、ISAS/JAXA の⼩規模計画の⼀つ「⼩規模太陽観測プログラム」として推進しているものである。全く新しい観測⼿法やそのための新しい観測技術の検証を⾏うパス
ファインダーと位置づけており、若⼿研究者が⾶翔体装置の開発を経験する貴重な機会でもある。
国内外の動向に対しての位置付け

DKIST に代表される⼤⼝径地上望遠鏡では、⼤気ゆらぎと天候によって広視野・⾼解像な連続観測が依然として困難となる可能性がある。そのため、SUNRISE-3 の偏光分光観測
で、⼤⼝径地上望遠鏡と競える成果を出し、光球彩層の動的現象の研究を進展させることができれば、極⼤期近くの 2027 年頃に SUNRISE-4 として再フライトさせ、SOLAR-C と協調観測を⾏う可能性を拓くことができる。気球観測のメリットは、フライト後回収し再⾶翔させる、もしくは新しい観測装置に⼊れ替えることができることにある。スペース⽤⾯分光装置の開発実証など、2030 年代以降のスペース光学望遠鏡による偏光分光観測へと発展させる基盤となり得る。

7.2 ⽇⽶共同・太陽フレア X 線集光撮像分光観測ロケット実験 FOXSI-4
計画概要

⽇⽶共同観測ロケット実験 Focusing Optics X-ray Solar Imager の 4 回⽬の⾶翔計画である FOXSI-4 は、世界初となる太陽フレアに対する X 線集光撮像分光観測（0.5keV〜30keV）を⾏う。その⽬的は、磁気再結合が引き起こす磁気エネルギーの解放とそれによって⽣じる
エネルギー変換機構の追究に必要な、観測技術および研究⼿法の実証と研究基盤の構築である。本計画は、⽶国 NASA の観測ロケットを⽤いて 2024 年春に実施予定であり（NASAに最⾼評価の Excellent で採択済み）、⽇本では JAXA 宇宙科学研究所の⼩規模計画（2020年度公募に採択）として準備を進めている。
⽬的

本計画が⽬指す科学⽬標は、磁気再結合が引き起こす磁気エネルギーの解放とそれによって⽣じるエネルギー変換機構の追究である。そのために本計画で達成を⽬指す科学⽬的
は、次の３つの⼤項⽬からなる合計６項⽬である。
【1】世界初となる太陽フレアの X 線集光撮像分光観測を成功させる。
【2-1】観測から、太陽フレア領域全体の温度構造を精確に評価する。
【2-2】観測から、太陽フレア領域全体にわたって加速された電⼦（⾮熱的成分）を探索する。
【2-3】観測から、太陽フレアで解放されたエネルギーや加速された電⼦の伝搬を追跡す

55

る。
【2-4】観測と数値計算の両輪で、太陽フレアにおけるエネルギー解放・変換過程を精査する。
【3】取得した観測データや解析⽤ソフトを公開し、この新しい観測⼿法を普及させる。
位置付け

これらの科学⽬的の達成には次の意義がある。まず、太陽・太陽圏研究領域の⽬標・戦略・
⼯程表 (2022 年版)には、2020 年代に重点的に狙うサイエンス課題として「彩層・コロナと太陽⾵の形成機構の究明 (彩層・コロナダイナミクス)」と「太陽活動現象の発現機構の究明とその変動を予測するための知⾒の獲得 (宇宙天気・宇宙気候基礎物理)」が挙げられているが、FOXSI-4 の⽬的はこれらの課題に関連している。具体的には、⾼いダイナミッ
クレンジと空間・時間・エネルギー分解能を同時に合わせ持つ世界初の太陽フレア X 線データの取得と、太陽コロナおよび太陽フレアに対する新しい観測⼿法・技術（⾼精度 X 線
ミラーと X 線⽤⾼速度カメラの組み合わせによる X 線集光撮像分光観測）の実証を⾏うことが出来る（科学⽬的【1】の持つ意義）。そしてこのデータを⽤いることで、太陽フレアにおける磁気再結合および粒⼦加速の研究において⼤きな実績を積むことができる（科学⽬的【2】の持つ意義）。更に、これらの活動を通して、定常的な太陽フレア観測を実現するための衛星計画（PhoENiX 衛星など）の⽴案・推進、新しい観測に対応した数値計算モデルの構築、太陽フレアと他天体で起きる磁気再結合・粒⼦加速の⽐較など、新しい研究基盤が構築できる(科学⽬的【3】の持つ意義)。また、⽇⽶共同観測ロケット実験という機会を通し、国際協⼒関係の強化が図れる上、若⼿研究者や⼤学院⽣が直接宇宙ミッションに携わる
機会も提供でき、⼈材育成の点でも⾼い価値を持つ。加えて FOXSI-4 は、観測時間に制約のある観測ロケット実験を⽤いた世界初の計画的な太陽フレア観測実験であり、フレア発⽣と同時に打ち上げ、ピークから後半にかけての約 5 分間を狙う。そこで、⽇本が進める太陽フレア予測研究の成果も活⽤しながら実施する計画であり、新しい太陽フレア観測（ピー
クから後半にかけて）のプラットホーム構築の観点からも⾼い意義を持つ。

56

8. 2030 年代以降に向けたアイディア
この節では、2030 年代以降を⾒据えて検討が⾏われている計画案を紹介する。

8.1 太陽多点観測ミッション
⽬的と概要

⻩道⾯から離れ、⼈類がまだ⽬にしたことのない太陽極域もしくは、⻩道⾯内の太陽-地球系の L5 点などに移動する太陽の多点観測を世界に先駆けて実現し、対流層深部の内部診断により、太陽周期活動を駆動するダイナモ機構の解明を⽬指すことがこのミッションの⽬的である。2.4.5 理論シミュレーションのうち、太陽ダイナモシミュレーションに⽰したように、我が国ではダイナモ問題について、理論⾯では世界を牽引する成果を挙げてきた。
その⼀⽅で、観測⾯では、ダイナモ問題の解決に主眼を置いたミッションは国内にほとんど存在しない。我が国ではこれまで⻑きにわたって太陽磁場に関する研究をコミュニティ全体で推進してきたこと、また、太陽内部の理論研究がこの 10 年間で格段の進歩を遂げたことから、我が国としてもダイナモ問題解決に向けたプロジェクトを推進することが必要である。ダイナモ問題解決を⼤きく進めるプロジェクトの⼀案として、多点同時観測による太陽深部探査が挙げられる。太陽活動周期を駆動する磁場は太陽深部で⽣成されると考えられる。太陽表⾯で発⽣し、太陽深部を通過、再び太陽表⾯に現れる⾳波は、表⾯上で離れた位置に始点と終点がある。そのため、深部領域を⽇震学により探査するには、太陽⾯上の⼗分離れた 2 点を同時に観測する必要がある。具体的には、宇宙科学研究所の戦略的中型科
学衛星を想定した SOLAR-C Plan-A において検討された⻩道⾯離脱軌道からの極域観測や、L5 点など⻩道⾯内安定軌道からの太陽定点観測などが挙げられる。太陽深部を⽇震学により探査するには、数年（もしくはそれ以上）にわたる⻑時間の観測積分を⾏い、⼦午⾯還流、
熱対流、温度擾乱などを⾒積もることが求められる。
諸外国では、同様の⽬的意識を持った複数の⻩道⾯離脱・極域ミッションが提案されている。このうち、Solar Orbiter（2020 年 2 ⽉打上げ）は地球・⾦星スイングバイにより太陽
距離 0.28-1.02 AU、軌道傾斜⾓ 18°（ノミナル運⽤）から 33°（後期運⽤）に達する計画である。しかし、光学観測ウィンドウは北極域・⾚道域・南極域において各 10 ⽇間しかな
く、深部⼦午⾯還流のような⻑時間観測を要する科学⽬標の実現は困難である可能性がある。また、NASA の MIDEX 計画として提案された Solaris は、⽊星スイングバイによる極軌道（Ulysses に類似した軌道）を採⽤し、緯度 75°からの観測を実現する。ノミナル運⽤
では北極・南極とも 60°（55°）より極側において 72 ⽇（108 ⽇）の観測期間（太陽距離1.1-2.2 AU）を要求する。そのほか、0.48 AU において傾斜⾓ 75°まで遷移する POLARIS・
Solar Polar Imager・SPDEx 等の計画が提案されている。これらの計画に先駆けて我が国で57

多点観測ミッションを推進する、もしくは、協⼒関係を構築するなど、各国の情勢を⾒極めつつ対応を検討することが、⽇本の太陽コミュニティが太陽内部研究において主導権を持
つ上で重要である。
本ミッションを我が国で遂⾏する上で、⼤きな鍵となるのが、⽇震学研究コミュニティの拡⼤である。これまで我が国では、光球・彩層・コロナ研究が主流であり、⽇震学の研究の層が厚いとは⾔えない状況が続いている。⼀⽅で、⽇震学・星震学研究が皆無だったわけではなく、東京⼤学・国⽴天⽂台などで継続的に研究が進められてきている(Sekii, 1991,
Shibahashi et al.,, 1996,Takata et al., 1998, Sekii et al., 2007, Nagashima et al., 2011, Toriumi
et al., 2013, Hatta et al., 2019)。よって、我が国にも⽇震学への素地はあり、これを業界全体に波及していくことがミッション成功のための必要条件となる。そのためには、今後も継続的に⽇震学に関する研究成果を創出しながらも、講習会などを通して、学⽣・若⼿の研究
者に研究⼿法・技術を広めていくことが肝要である。また、これらの活動を通じて観測要求を明確化させていく。熱対流などの光球で観測されるダイナミクスのより深い理解、フレア
発⽣予測のリードタイムを増やすためには、⽇震学⼿法を活⽤することが有効なことは明らかであり、太陽研究への⽇震学の幅広い波及効果を周知する。また、理論的な太陽内部研
究については、我が国でも世界最先端の成果創出をしてきており、⽇震学研究も理論研究とうまく連携することで相乗効果を⽣み出し、業界全体に広がっていくことを期待している。
タイムラインとしては、2024 年ごろにワーキンググループ設⽴、2027 年プロポーザル提出、2037 年ごろの探査機打ち上げを⽬指している。コアメンバーで⽇震学⼿法を⽤いて、研究成果を創出する試みは 2021 年から開始しているが、2023 年には講習会を開始する予定である。
実現に必要な技術開発、キー技術、⽇本の強み技術

太陽多点観測ミッションは、地球軌道を離れ、太陽を安定的に継続観測できる軌道へ探査機を投⼊することが求められる、理⼯⼀体として進めるべき計画である。軌道の例として、
太陽距離を 1AU とし、軌道傾斜⾓を増⼤させる⻩道⾯離脱軌道は、本ミッションにおいて重要な選択肢となる。⻩道⾯離脱軌道を実現する代表的なオプションとして、(1)地球スイ
ングバイを繰り返し⽤いて電気推進により傾斜⾓を増⼤させる⽅法（SEP オプション）、および、(2)⽊星へ到達し、⽊星スイングバイを⽤いて傾斜⾓を増⼤させる⽅法（⽊星オプション）が存在する（軌道検討は両者を含む広い範囲で実施）。
(1)については、クルーズ期間中を含め地球同期性がほぼ常に保たれること、地球-探査機間
距離がクルーズ期間中も相対的に短く通信に有利であることなどがメリットとして挙げられる。⼀⽅、太陽深部の⽇震学観測を⾏うため軌道傾斜⾓ 45 度以上を⽬標とする場合、必要な増速（ΔV）は 20km/s に達する。地球スイングバイを活⽤する場合でも、推進機によって 10km/s の増速を獲得する必要があるが、現状の電気推進（イオンエンジン）技術はそれを実現していない。

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(2)は太陽探査機「ユリシーズ」（1990 年打上げ）と同様の軌道である。⽊星でスイングバ
イを⾏うため、⼤きな軌道傾斜⾓（>60 度）を実現可能である。しかし、太陽距離 5.2AU に達する⽊星軌道へ向かうため、電⼒確保や深宇宙通信が重要となる。また、単純に⽊星オプションを⽤いただけでは公転周期約 6 年の⻑楕円軌道となるため、クルーズ中に電気推進と地球スイングバイによる軌道調整を⾏い、太陽距離 1AU の軌道を実現（地球同期性を確保）する⽅法が提案されている。
これらのオプションに対して、主に以下の課題が認識されている。
・ 推進系：我が国は「はやぶさ」「はやぶさ 2」等の深宇宙探査ミッションにイオンエンジンを搭載した実績を有する。深宇宙探査技術実証機 DESTINY+は、「はやぶさ 2」搭載 μ10 エンジンの改良型を⽤いることで実現されるが、オプション(1)を実現する⼤きな増速を達成するには、改良型 μ10 を上回るさらなる燃費向上が求められる。そこ
で、印加電圧を⾼めることで μ10 クラスのまま⽐推⼒（Isp）を向上させる⾼⽐推⼒（HIsp）化が検討されている。オプション(2)でも、電気推進による軌道調整運⽤が提案されており、電気推進はいずれも軌道オプションにおいてもキーとなる技術と⾔える。
・ 電源系：オプション(1)(2)のいずれにおいても、薄膜軽量太陽電池パドルの開発が求められる。DESTINY+では 100W/kg 規模の出⼒密度が実証される予定であり、将来展開
として 200W/kg 級を⽬指して開発が⾏われている。
・ 通信技術：主に画像として得られる太陽観測データを地上局へ伝送するため、⼤きなダ
ウンリンクレートを実現する⻑距離通信技術が必要となる。オプション(2)では探査機-地球間距離が最⼤約 6AU に及ぶため、データ通信を地球近傍⾶⾏時に実施するなどの⼯夫を⾏う必要がある。JAXA 地上局とともに、国際協⼒を通じて海外機関地上局（特に南半球地上局）を確保することも必要である。また、機上計算機である程度のデータ処理を⾏い、ダウンリンクするデータ量を削減する検討も必要である。観測装置：本ミッションで⽬指す⽇震学観測を⾏うには、太陽全⾯のドップラー速度マップおよび磁場マップの取得が必要となる。類似の先⾏観測装置としては、Solar Orbiter 搭載 PHI
望遠鏡（質量 31.5kg、電⼒ 33W）が存在する。また、多数の観測装置を搭載する場合、
特に太陽物理学以外の分野との相乗りミッションとなった場合に、観測装置の軽量化を図り、ペイロード全体として重量を抑制することが求められる。⻑期に渡るクルーズ
期間中の観測装置の性能維持も課題であり、BepiColombo「みお」など国内外の先⾏ミッションから知⾒を得ることが必要である。
⽇本にて上記技術を獲得することで切り開かれる⽇本の宇宙科学、波及効果

本ミッションで⽬指す太陽多点観測は、太陽圏を⾃在に航⾏し⽬標軌道に到達する技術を実現するとともに、その軌道の特性を活かした太陽物理学や様々な観測的理学研究の機会を提供する。

59

1.

理学⾯

我が国のこれまでの太陽観測衛星（ひのとり・ようこう・ひので）は、いずれも近地球周回衛星であった。また、⻩道⾯を離れ、太陽極域へ到達したミッションは、“その場”観測装置を搭載した「ユリシーズ」しか存在しない。したがって、本ミッションが実現すると、世界初となる太陽極域のリモートセンシング観測が実施され、従来とは質的に異なる新たなサイエンスを創出することにつながる。このことは、太陽物理学のみならず、STP 分野における太陽⾵プラズマの“その場”観測や天⽂学観測など、周辺諸分野へ多⼤な波及効果をもたらす。また、太陽・地球を同時に俯瞰する地点への航⾏技術を活かし、太陽地球間の全体を視野に納めた太陽フレア・コロナ質量放出の監視速報技術の実現にも道が開かれる。これは⼈類の活動領域が⽉や⽕星へ進出する時代にあたって重要となる。
2.

⼯学⾯

オプション(1)(2)とも、⼯学的にチャレンジングなミッションである。これらを実現することで、・新たな軌道設計およびそれを実現する推進技術（特に電気推進）の獲得
・⼤消費電⼒を⽀える電源系（特に薄膜軽量太陽電池パドル）の実現
・今後の深宇宙探査に資する⻑距離通信技術の獲得など、我が国の太陽系探査能⼒を⼤幅に向上させることに繋がる。

8.2 次世代⼤型宇宙望遠鏡
計画概要

⽇本の太陽コミュニティが推進してきた太陽観測ロケット実験 CLASP シリーズや⼤気球実験 SUNRISE-3 により、スペース環境からの磁場測定が持つ優位性が⽰されつつある。
これらの実験を発展させ、観測衛星による光球〜遷移層のシームレスかつ定常的な磁場観測を⾏うのが「次世代⼤型宇宙望遠鏡」である。スペース観測の利点は、天気や⼤気揺らぎに左右されず均質かつ⾼精度・⾼空間分解能な観測データを継続的に取得できること、さらには、コロナ直下の遷移層までアクセス可能な紫外線の観測ができることにある。
太陽の活動現象のタイムスケールは数⼗秒（波動）から数⽇（フレアのエネルギー蓄積）と⾮常に幅広い。太陽をほぼ連続的に観測できる太陽同期極軌道から、⾼空間・⾼時間分解能な⾼精度偏光分光観測を⾏う。彩層〜遷移層の磁場を網羅するのに肝となるのが紫外線域にあるスペクトル線、Lyα線 （波⻑ 121.6 nm, 遷移層）
、Mg II 線（波⻑ 280 nm, 彩層最上部）、280 nm 付近に複数あり彩層底部から上部まで隙間なく観測できる Mn I 線、Fe II 線の観測である。光球及び相補的な彩層磁場観測のため、Fe I 線（525 nm もしくは 630.3 nm）
や Ca II H & K 線（390 nm）といった可視光での観測も検討する。望遠鏡の⼝径は 1 m 超が望ましいが、⼩⼝径でも⾼い空間分解能を達成できる紫外線の特徴を活かし、⽐較的⼩型（＜60 cm）な望遠鏡での実現も視野に⼊れる。

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⽬的

光球に加えて、これまでアクセスが困難であった“彩層底部〜遷移層の磁場を網羅することで、太陽⼤気加熱やフレア、太陽⾵加速の駆動源である太陽⼤気の磁気的結合を直接的に明らかにする。
具体的な課題としては・シーイングフリーなスペース環境から、光球〜彩層〜遷移層の動的現象の磁場観測を⾏う。これにより、光球から遷移層に⾄る磁気流体波動の伝搬散逸や磁気リコネクション現場の磁場を捉える。⾼さ⽅向に隙間なく磁場を測定することで、エネルギー注⼊過程である光球における磁気対流ダイナミクスが太陽⼤気にどのような影響を及ぼすのか、機構解明に
詳細かつ定量的に迫る。
・広視野⻑時間連続観測により、活動領域の出現から太陽フレア・コロナ質量放出に⾄るま
での物理過程を包括的に理解する。光球から遷移層までをシームレスに⻑時間観測することで、フレアを駆動する前兆現象として考えられている⼩規模な磁気リコネクションが引き起こす 3 次元的な磁場構造の時間発展に迫る。さらに低プラズマb領域の磁場をコロナ磁場モデリングやデータ駆動シミュレーションに活⽤することでエネルギー蓄積機構や駆動機構を明らかにする。
研究の位置付け

本計画の主軸となる彩層の磁場観測は、2022 年より本格的な科学観測が開始されようとしている DKIST 超⼤型望遠鏡（ハワイ, ⼝径 4 mφ）で⽬指しているところでもある。
DKIST による観測は、可視〜⾚外での偏光分光観測であり、主⼒となる Ca II 854 nm では
彩層中部までしかアクセスできない、He I 1083 nm では静穏領域の観測は難しいなど、限りがある。また、⼤気ゆらぎや天候により、特にオフリムのスピキュールなど⾼空間分解能と⾼精度磁場測定を両⽴させた連続的な観測は難しいと考えられる。⼀⽅で 2022 年は、⼤気球 SUNRISE-3 に搭載された SCIP による Ca II 854 nm の観測が予定されている。
DKIST
により上記科学課題にどれだけ迫れるのか、また、DKIST とロケット実験 CLASP シリー
ズ（紫外線での偏光分光観測）や SUNRISE-3 の⽐較により、「宇宙からの可視光・近⾚外
線観測は、どの点において地上観測を凌駕するのか？」・「紫外線による観測にはどれくらいの優位性があるのか？」を実際の観測データに基づいて精査することが本計画の検討を進める上で重要となる。本計画では、新しい観測装置の可能性についても検討している。例えば空間 2 次元を同時に偏光分光観測できる⾯分光装置は、観測ターゲットによっては、ス
リット観測と⽐べて 1 桁以上偏光精度を向上させてダイナミクスを追跡することが可能である。また、紫外線波⻑帯の Lya線といった⼀部のスペクトル線ではハンレ効果によるコロ
ナ磁場の観測可能性が指摘されており、コロナグラフを⽤いた紫外線偏光装置の搭載についても検討を⾏っている。

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実現に必要な技術開発、キー技術、⽇本の強み技術

上述のように、観測装置の構成は現在検討中であるが、共通して必要となるのが、宇宙からの太陽磁場観測を実現するための・⾼精度偏光測定技術
・⾼い空間分解能と指向制御である。これまで我々⽇本の太陽コミュニティーは、ロケット実験 CLASP シリーズや
SUNRISE-3 を通して、偏光素⼦や偏光変調装置の開発、さらには、偏光較正⼿法の構築を⾏うことで、1 点⽬の⾼精度偏光測定技術を培ってきた。⼀⽅、2 点⽬については、軽量化と⾼剛性を両⽴した⽀持機構、ティップティルト機構、擾乱管理、といった技術が必要不可
⽋となり、SOLAR-C 衛星の実現により、獲得が期待される。しかし、本計画では 60 cm 超の⼤⼝径が必要となると考えられ（SOLAR-C 衛星、CLASP シリーズいずれも⼝径 30 cm
程度の中⼝径）、さらなる軽量化や擾乱・鏡⾯制御のための駆動機構の導⼊など、新たな技術が必要となると想定される。観測装置の構成についても、⾯分光装置や紫外線に特化したフィルター・コーティングなど、これまで宇宙観測での実績を持たない技術の導⼊も検討している。今後、必要な要素技術の精査とその獲得のための基礎開発を進めていくことが本計画を実現する上で重要である。
上記技術を獲得することで切り開かれる⽇本の宇宙科学、波及効果

紫外線の偏光分光観測による宇宙からの磁場測定は海外ミッションでも検討されるなど、その実現が強く期待されており、⽇本が持つ偏光測定技術はこれを切り拓くものである。また、本計画が⽬指す紫外線まで進展した⾼精度リモート観測は、天⽂学や地球・惑星観測でも検討されており、広く宇宙科学全般への展開も期待される。

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