京都大学大学院理学研究科附属天文台

花山天文台 飛騨天文台

Kwasan and Hida Observatories

●望遠鏡の性能
形 式

ドームレス型真空式塔望遠鏡

光学形式

グレゴリー式反射望遠鏡

有効口径

600mm

主鏡焦点距離3,150mm

副鏡との合成焦点距離32.19m副鏡との組合せによるF‑数53.7

分解能0".18

有効視野±18'

中心遮蔽率0.39

二次太陽像直径300mm

日周追尾方式

コンピューター制御光電案内装置付

望遠鏡筒内真空度

2〜5mmHg

架 台

高度方位式

望遠鏡総重量21tonドームレス太陽望遠鏡の焦点面には、0.25Åという非常に狭い透過幅を持つフィルターが設置されており、水素のHα線輪郭に沿って透過波長を変えることにより、太陽表面の三次元構造とプラズマ流の速度分布を調べることができます。また、映画的撮影によって、太陽活動現象のダイナミックな変動を目の当たりに見ることができます。

中心Hα‑0.5Å

Hα‑0.8Å

Hα‑5.0ÅHα太陽黒点領域の、高分解三次元構造フィルターの波長を変えることによって、太陽表面の異なる深さが見えてきます。

噴出型紅炎太陽の縁から爆発的に噴出したプラズマジェット。秒速約300kmの高速で太陽表面から約25万km(地球の直径の約20倍）の高さに達しています。
さらに高速に加速された紅炎は大規模なコロナ質量放出を伴って、津波のように地球に押し寄せて、地球磁気圏や、電離層に大きな影響を及ぼします。

太陽フレア
黒点領域の強い磁場のエネルギーが数秒か数分という短い時間に解放され、数千万度の超高温プラズマや、keVからMeVの高速電子・陽子ビームが生成され、強いＸ線、γ線が放出されます。
強い磁場のねじれのエネルギーがいかにして蓄えられるか？それがなぜ、突然急激に放出されるのか？
これらの謎の解明が重要な課題となっています。

宇宙では太陽フレアと同様に、磁場によって引き起こされると考えられる高エネルギー爆発現象が次々と発見されており、太陽の研究は宇宙プラズマ爆発現象のメカニズムを解明する実験室の役割を果たしています。

太陽の縁近くで発生したフレア
磁気ループに閉じ込められた高温プラズマが冷却しながら落下していく様子が立体的に見えています。

様々な対流▼ 彩層のネットワーク構造とスピキュール微細構造のHα線スペクトル(垂直分光器）▼ Hα線吸収線スペクトルが行われています。

Hα‑0.6Å単色像●分光器の性能
水平分光器

垂直分光器

光学形式
焦点距離

ツェルニー・ターナ型
10m

ツェルニー・ターナ型真空分光器
14m

分散能

0.33Å/mm(2次スペクトル）

0.14Å/mm（5次スペクトル）

有効波長域
総重量

3,600〜11,000Å
3ton

3,600〜11,000Å
10ton

特長

全波長域同時撮影可能

高分解能

フレアの高分解スペクトル(水素Hα輝線、カルシウムK輝線、ヘリウムD3輝線等：水平分光器)
Hα輝線の広い幅と大きな赤方偏移は、秒速約100kmの高速ガス下降運動の存在を示しています。

強い太陽フレアやプロミネンス爆発が発生すると、電気通信システムを中心とした、現代の文明に多大な影響を与えます。
このため太陽活動を常に監視する必要があります。
太陽フレア監視望遠鏡は5つの異なる波長で同時に太陽全面を観測しています。
1997年11月4日に観測されたモートン波

05:58:01

200000km

強い太陽フレア爆発の直後に発生するモートン波と呼ばれる衝撃波の伝播が太陽フレア監視望遠鏡で次々と発見されています。

05:59:01
モートン波(伝播速度約700km/s)
太陽フレア監視望遠鏡と3mドーム

06:01:01

92.07.30
23:54:57

92.07.31
00:16:19

92.07.31
00:28:23

92.07.31
00:46:59

06:04:01

1992年7月31日に発生したプロミネンス大爆発
次第に加速して惑星間空間へ噴出した、その初期の約50分間の変化を示している。

太陽磁場活動望遠鏡（SMART)
21世紀に入り、今後ますます盛んになる人類の宇宙活動の安全を護るために、太陽面爆発の発生を予知する研究（宇宙天気予報）の重要性が増しています。
太陽磁場活動望遠鏡（SMART)は強い太陽面爆発を引き起こすねじれた磁場の発達とエネルギー蓄積・解放のメカニズムを解明するために開発された、世界最先端のシステムです。太陽全面像としては世界最高の空間分解能を実現しています。

Solar Magnetic Activity
Research Telescope(SMART)

SMARTの望遠鏡部
SMARTは高さ16メートルのタワーの上に設置された、4本の望遠鏡で構成されています。
T1：Hα全体像望遠鏡(口径20㎝）
T2：磁場望遠鏡（口径20㎝）
T3：Hα部分像望遠鏡（口径25㎝）
T4：多目的望遠鏡（口径25㎝）

SMARTの全景

SMARTでの観測例
2003年10月30日の太陽全面像。
左:Hα線像(Hα全体像望遠鏡)、右:ベクトル磁場図(磁場望遠鏡)。
ベクトル磁場図では赤色と青色の線が磁極、緑色の線が磁場の方向を示しています。

飛騨天文台65cm屈折望遠鏡は、飛騨天文台の安定した空気層の下、その長焦点でコントラストの良いレンズの特徴を生かして、太陽系天体の観測を行っています。特に、火星の極冠の氷の消長、砂嵐や雲の発生等の気候変動や、木星大気の対流構造などの長期連続観測によって、世界的に貴重な研究成果を挙げています。

1994年7月のシューメーカー・レビー彗星の衝突の際に木星面上(北半球高緯度帯)に発生した衝突痕(下部に見える暗班)。
上：彗星の分裂核の衝突が始まってから三日目。
下：一週間にわたる衝突が終わり、衝突痕は重なって帯状になっている。

火星北半球の春
青フィルターでは、大きな北極冠が浮き上がって見えています。

見事な尾を伸ばして、北アルプスから上るウエスト彗星。

相対等級
時間（日）
60cm反射望遠鏡で観測された「うみへび座ＱＷ星のスーパーハンプ(周期111分、振幅30%の光度変化)現象」
いて座の三烈星雲

球状星団M22

年老いた約7万個の星の集団若い星が誕生している散光星雲（いずれも主焦点の液体窒素CCDカメラにて撮影）

花山天文台は昭和四年の創設以来、主として太陽、月、惑星など、我々に最も身近で、最も重要な太陽系天体の観測的教育・研究を中心として、天文学の発展に貢献し続けています。
現在は太陽活動現象の観測に重点を置くと共に、飛騨天文台の観測データとYohkoh、SOHO、TRACEなどの人工衛星によるデータ等を集積して、太陽活動現象の総合解析センターとして活躍しています。また、大学院学生及び学部学生の観測・解析研究・実習教育に力を入れており、他大学の学生や高校生の観測実習も受け入れています。

花山天文台本館

太陽観測
太陽エネルギーの活用は21世紀の人類にとってますます重要となってきています。
太陽は、その表面で起きているダイナミックな活動現象の変化を詳しく観測することができ、その物理的メカニズムを具体的に解析できる唯一の天体であり、宇宙磁気プラズマ現象の実験室とも呼ばれています。

05:10:21
水素のHα線のみを通す、透過波長幅の非常に狭いフィルターによって、太陽表面の磁気プラズマのダイナミックな変動を見ることができます。

05:18:45

05:30:10
太陽黒点群の中に発生したフレアとジェットの噴出0.5Å幅のHαリオフィルターとCCDカメラを装備したザートリウス18cm屈折望遠鏡Hα単色像撮影システム

2001年4月10日に撮影された
大規模Hαフレアの時間変化

大学院学生・学部学生の観測実習教育
太陽の分光観測実習

分光暗室でCCDカメラによるスペクトル観測
70cmシーロスタット望遠鏡
45cm屈折望遠鏡
による太陽系天体のCCDカメラ
撮像観測実習

黒点磁場の強さを示すスペクトル線(鉄原子FeⅠ6302Åの吸収線)のゼーマン効果

データ解析・数値シミュレーション研究
各種パソコンとビデオ解析装置などの周辺機器から構成されている画像解析処理システムKIPS(KwasanImage Processing System)を用いて、飛騨天文台で観測された天体観測データや、太陽X線観測衛星の観測データなどの総合解析を推進しています。また、この計算機システムは太陽宇宙磁気プラズマの理論シミュレーション研究教育にも活用されています。

データ解析・数値シミュレーション装置

太陽活動領域を形成する浮上磁場とそれに伴うフィラメント形成及びジェット噴出のコンピューター数値シミュレーション。グレーはガス密度の等値面、側面のカラーは温度分布、青の太線は磁力線を示す。