太陽研究最前線体験ツアー：３日目 第６講

電波でみる太陽
国立天文台・野辺山太陽電波

下条圭美

2013/08/08@NSRO/NAOJ

自己紹介• 下条圭美（しもじょう ますみ）••

E-mail: masumi.shimojo@NAOJ (NAOJはnao.ac.jpに変換)

略歴•

栃木県宇都宮市生まれ•

東海大学［学部・修士］⇒ 総研大［博士 1999年3月修了］•

学部4年から天文台で研究を開始 [師匠は京大の柴田教授]•

1999-2000：JAXA/ISAS COE研究員•

2000-：国立天文台・野辺山太陽電波観測所•

総研大提携教官•••

現在、博士課程の学生1名と東海大学４年生１名を指導

昨年１１月から三鷹勤務

専門および現在進行中のプロジェクト

•

•

助教

観測による太陽活動現象•

フレア・ジェット・プロミネンス現象による太陽磁気活動の解明•

太陽データ解析環境/データベースシステムの構築•

ALMAによる太陽観測の実現と推進

所属学会

•

日本天文学会・日本地球惑星連合・IAU・AAS・AGU

国立天文台野辺山太陽電波観測所• 住所：長野県南佐久郡南牧村野辺山• 標高 約1300 m• 四方を山に囲まれた土地• 2月は−20℃を下回る気温• 1969年開所：今年で44年目• マイクロ波（GHz帯）の太陽観測• 1988年に名古屋大学空電研の太陽電波グループと国立天文台の野辺山太陽電波観測所が合流し、現在の観測所になる。

野辺山太陽電波観測所の観測装置:1

野辺山強度偏波計(NoRP)• 太陽全面から放射されるマイクロ波の強度と偏波（円偏波）を観測• 観測周波数（全７周波）• 1, 2, 3.75, 9.4, 17, 34, 80GHz• 観測開始年• 1, 2 GHz : 1957年• 3.75 GHz : 1951年• 今年で62年目• 9.4GHz : 1956年• 17GHz : 1978年• 34GHz : 1983年• 80GHz : 1984年

野辺山太陽電波観測所の観測装置:2

野辺山電波ヘリオグラフ(NoRH)• 太陽専用の電波干渉計• アンテナ口径： 80 cm• アンテナ数： 84台• 観測周波数：17/34 GHz• 基線長：南北250m/東西500m• 空間分解能：10”@17GHz / 5”@34GHz• ひのでSOT：0.2-0.3” @可視光 (口径50cm)• ひのでXRT : 〜2” @X線 (口径34cm)• 観測開始：1992年7月（今年で22年目）• 現在でも世界で唯一17/34GHzにて太陽像を取得できる望遠鏡

野辺山電波ヘリオグラフで見た太陽

可視光

電波[17 GHz]

(MDI/SOHO)(野辺山電波ヘリオグラフ)

この話の主題

電波画像は何を見ているのか？
๏ 何が電波[マイクロ波]を出しているのか？
✓ 何の情報が電波から得られるのか？
๏ 電波の像を作るには・・・
๏ “これまで”・”これから”の太陽電波観測

太陽大気は何から出来てる？
• 太陽は水素、ヘリウム、・・・のガス玉• 太陽大気は温度 4000 K--1 MK• 太陽大気の至る所で、電離(イオン化)が起こっている。⇒太陽大気は電気を通す気体。

• 電気を通す気体 ⇒ “プラズマ”• 負の電荷を持つ電子と正の電荷を持つ陽子・イオンが ”自由” に飛び回っている。

本当は自由に動けない荷電粒子
磁場Be-電磁波p+e-e-

電磁波

クーロン力による偏向

ローレンツ力による偏向（クーロン衝突）（ジャイロ運動）荷電粒子が加速度運動すると、電磁波が放射される。

ジャイロ運動によってマイクロ波を出す電子とは？
• ジャイロ運動によって放射される電磁波の周波•＝ジャイロ運動の周期 Ωe × n (整数)

e:電荷
B:磁場

Ωe ≡ eB/mc 〜 0.2 (B/10 Gauss) GHz m:電子の質量• nは、電子のエネルギー（速度）によって決まる。 c:光速
• 数千〜数百万度の熱速度 ⇒ n = 1, 2...< 5• 17GHzを出そうとすると、

B=850[425] Gauss (n=1[2]) が必要⇒黒点付近• 高エネルギーの電子[MeV]⇒ n > 5• 高エネルギー電子がある場所・時間⇒フレア

黒点周辺で見える
ジャイロレゾナンス放射• ジャイロレゾナンス：
磁場が十分強く、熱運動している電子からマイクロ波が放射される機構
可視光

17GHz 強度

17GHz 円偏波率

ジャイロレゾナンスによる放射は磁場強度により円偏波率が増大。磁場の情報が得られる。

フレア時に見られる
ジャイロシンクロトロン放射• ジャイロシンクロトロン：
電子の速度が十分早く（高速の数10%）nが大きい放射
注：電子の速度がほぼ光速の場合は”シンクロトロン放射”という。円偏波は出ず、直線偏波しか出ない。

2011/8/4 Flare

17 GHz34 GHzスペクトル [34/14]

このスペクトルが電子のエネルギーの分布を示している。

シンクロトロン放射の画像とスペクトルを得る事で、どこに、どの程度のエネルギーの電子が居るかがわかる。

野辺山電波ヘリオグラフで見た太陽

可視光

電波[17 GHz]

(MDI/SOHO)(野辺山電波ヘリオグラフ)

大いなる熱放射［黒体放射］• NoRHで見えている円盤のほとんどはこれ。

• 光学的に厚い場合、温度で放射強度が決まる。

17GHzのディスクはどこを見ているのか？
• 輝度温度：電波の強度の指標。
• その放射が、光学的に厚いプラズマから来ていれば、輝度温度＝プラズマの温度• ディスクからのマイクロ波放射は、ほぼ光学的に厚いプラズマからの放射。
光球
NoRH

彩層

17GHz でのディスクでの平均輝度温度＝約1万度⇒17GHzのディスクは、彩層を見ている。

NoRP長期変動の解釈• 電波の変動と黒点数の変動は同期している。
• NoRPの長期変動にフレアは入っていない。
黒点からのジャイロレゾナンス放射＋ディスクから熱放射

ディスクからの熱放射だけこの話の主題

電波画像は何を見ているのか？
๏ 何が電波[マイクロ波]を出しているのか？
✓ 何の情報が電波から得られるのか？
๏ 電波の像を作るには・・・
๏ “これまで”・”これから”の太陽電波観測

空間分解能は何で決まる？
• 望遠鏡の空間分解能は、以下の式で示される理論的制限がある（回折限界）。

sinθ ≅ 1.22 × λ / D
θ：角分解能, λ：観測波長，D：主鏡の口径• もし1秒角(1/3600°)の分解能を持つ望遠鏡を作るとすると、• 波長 5700 Å (黄色) ⇒ 口径14 cmの主鏡• 波長 1.7 cm (17GHz) ⇒ 口径4.2 kmの主鏡• 鏡は、波長より十分小さい精度で磨かなければならない。⇒XRTが口径34cmで1秒角分解能の理由。

魔法の級数：フーリエ級数• 全ての関数は、周期の異なるsinとcos関数の足し合わせ（フーリエ級数）で表現できる。

∞
1f ( x ) = a0 + ∑ ( an cos(nω 0 x) + bn sin(nω 0 x))
2n =1• 上式のa,bが全てわかっていれば、元の関数を復元できる。
€ • 全てのa,bがわからなくとも、主成分の周期のa,bがわかれば、大体のところは復元できる。

• 実は身近なフーリエ級数• 地デジ・DVD/BD・動画サイト・デジカメ・オーディオプレイヤー(iPod)・[携帯]電話・etc.

電波干渉計は天空のフーリエ級数の係数測定機
２つのアンテナの出力を足し合波か 長λら のの 電電 波
波 源の波
面

空間フィルター

d＊にsin/cos関数のsinθ

わせると、天空θをかけたデータdを取得できる。
アンテナA

アンテナB

電波画像が出来るまで。
1. 電波干渉計で観測
2. 大気の揺らぎや機器内部起源の変動を校正。（機器校正）
3. 観測で得たフーリエ級数を元に、画像を計算。

南北方向の空間周波数

4. 足りない係数分を、モデルで再構築。

東西方向の空間周波数

電波干渉計の利点/欠点• 利点• フーリエ級数の係数を求めるだけなので、• 巨大な(kmスケール)アンテナは不要。
• 受信機を、CCDのようにアレイ化する必要はない。
• 欠点• アンテナの台数がある程度必要。
• 時間分解能を求めなければ、数台でもOK。
• 空間分解能を高めるには、広い土地（長い基線長）が必要。
• 全ての係数がわかる訳ではないので、画像の不確定性が大きい。
• ダイナミックレンジが小さい。

この話の主題

電波画像は何を見ているのか？
๏ 何が電波[マイクロ波]を出しているのか？
✓ 何の情報が電波から得られるのか？
๏ 電波の像を作るには・・・
๏ “これまで”・”これから”の太陽電波観測これまでの太陽電波におけるサイエンスターゲット• フレアにおける粒子加速機構の解明• ジャイロシンクロトロン放射で高エネルギー電子の情報を得る事が可能。

• 硬X線と相補的関係• プロミネンス放出やCMEの研究［宇宙天気］• 熱的放射によるプロミネンス観測(NoRH)• CMEはMHz帯の電波バーストを発生させる。

フレア内の電子の動き
Microwave
emission region(Gyrosynchrotron)

Hard X-ray
emission Region(Thick Target)

chromospheres
photospheree-フレアループ（磁束管）

Energy Release(Particle Acceleration)e-ひので/NoRH/RHESSI

Microwave
emission region(Gyrosynchrotron)

Hard X-ray
emission Region(Thick Target)

chromospheres
photospheree-フレアループ（磁束管）

Energy Release(Particle Acceleration)e-NoRH/TRACE/RHESSI
Microwave
emission region(Gyrosynchrotron)e-フレアループ（磁束管）

Energy Release(Particle Acceleration)e-Hard X-ray
emission Region(Thick Target)

chromospheres
photosphere

17GHz + RHESSI

34GHz + RHESSIRHESSI/TRACE

赤：10 keV, 青：40 keV

電波でみるプロミネンス放出
プロミネンス/ダークフィラメント
100万度コロナ中に浮かぶ1万度程度の低温ガス

ディスク上では暗い筋に見える

これからの太陽電波研究• 新しい観測装置⇒ALMA• Atacama Large Millmeter/sub-millimeter Array• 世界最大のミリ波・サブミリ波電波干渉計• 観測周波数 300 GHz - 1 THz• 最大基線長：14 km• 空間分解能（最大 for 太陽）：〜0”.01
2010.12.17

ALMAでのサイエンスターゲット• フレアによる粒子加速機構の解明• 1”以下のスケールでの電子の分布• 彩層下部での、超高空間分解能観測• 磁束管の運動・波動伝搬・彩層活動の微細構造⇒コロナ加熱/太陽風問題
Chromosphere

Photosphere

NoRH

ALMA
band3
45
67

この絵を、0”.01秒角分解能で見る
Vernazza,1973

ひので/NoRH/RHESSI

Microwave
emission region(Gyrosynchrotron)

Hard X-ray
emission Region(Thick Target)chromospheres
photospheree-フレアループ（磁束管）

Energy Release(Particle Acceleration)e-ALMAでのサイエンスターゲット• フレアによる粒子加速機構の解明• 1”以下のスケールでの電子の分布• 彩層下部での、超高空間分解能観測• 磁束管の運動・波動伝搬・彩層活動の微細構造⇒コロナ加熱/太陽風問題
Chromosphere

Photosphere

NoRH

ALMA
band3
4567

この絵を、0”.01秒角分解能で見る
Vernazza,1973

ALMAでの太陽観測• 現在ALMAにおいて、太陽試験観測プロジェクトが日本のリードにより実行中。

• １年後の共同利用開始を目指している。
• この周波数帯の太陽研究は皆無に近い。
• 今からやれば、すぐ世界の第一人者に。
• ただし、誰もやった事が無い世界・・・。

これから太陽電波研究をする為には• 大学院• 総合研究大学大学 天文科学専攻 [修士・博士]• 野辺山：柴崎 [NoRH]• 三鷹：下条 [ALMA/NoRHプロミネンス放出]• 東京大学 地球惑星科学専攻 [横山研]• 粒子加速の理論的研究• 名古屋大学 太陽地球環境研究所 [増田研]• 硬X線を含んだ粒子加速研究

おわり