国立天文台での太陽研究
ー太陽を通して活動的な宇宙を読み解くー
勝川 行雄
国立天文台 太陽観測科学プロジェクト・SOLAR-C準備室
総合研究大学院大学・物理科学研究科天文科学専攻(H30より東京大学大学院理学系研究科 天文学専攻の併任)
太陽最前線ツアー

1

2018/03/19

国立天文台[[[[[[[

国立天文台HPより
2018/03/19@

太陽最前線ツアー

2

国立天文台の観測・研究設備

アルマ望遠鏡 (12m/7mのパラボラアンテナ66台)
南アメリカ・チリにある電波望遠鏡

2018/03/19

すばる望遠鏡ハワイにある8m望遠鏡

スーパーコンピュータ
太陽最前線ツアー3

太陽から来る光(電磁波)nnX

太陽はあらゆる波長の電磁波を放射している
温度5800Kの黒体輻射に極めて近い。可視光のあたりで放射強度は最大‒ λ[μm]・T [K} 〜3000n

X線や電波の強度は太陽の活動によって大きく変わる

波長2018/03/19

太陽最前線ツアー4色々な光で見た太陽 (2007.7.14)

電波(野辺山電波ヘリオグラフ)

可視連続光(SOHO衛星)

光球磁場 (円偏光)(SOHO衛星)

国立天文台の太陽グループでは・自前の望遠鏡(地上・スペース)を使った研究に加えて・海外の望遠鏡(地上・スペース)を使った研究を活発に行なっています。しかも波長横断的に。
紫外線304A(SOHO衛星)2018/03/19

紫外線195A(SOHO衛星)
太陽最前線ツアー

Ｘ線(ひので衛星)5

国立天文台での太陽観測: 黒点観測

1991/8/22
デジタル観測 (1998-)

黒点スケッチ観測(1938-)
2018/03/19

1977/2/2
太陽最前線ツアー6

黒点数の変遷
黒点数@国立天文台

太陽活動は約11年周期で活発になったり弱くなったりを繰り返す
2018/03/19

太陽最前線ツアー7

太陽大気： 磁場に支配された世界

表面磁場(光球)(SDO衛星/HMI)(SDO/HMI)
2018/03/19

Black: S. pole
White: N. pole

X線で見たコロナ (外層の高温大気)(SDO衛星/AIA)

太陽最前線ツアー8

磁場の発見Hale (1908)

極性 (円偏光)(Hale et al. 1919)
2018/03/19

太陽最前線ツアー

9

ゼーマン効果n電子の角運動量(磁気モーメント)と磁場の相互作用でエネルギー準位が分離する

L=1

L=1−132ΔλB ≈ 4.67 ×10 λ0 gB
B:(ΔλB,, λ0 : Åg:

2018/03/19)

L=0

L=0
B=0

太陽最前線ツアー

M=+1
M=0
M=-1

B≠010

ゼーマン効果: 偏光分光観測
ΔλB
Bxγ
B

B

21− sin 2 γ
41 2sin γ
2

1− cos γ2n1− sin 2 γ
41cos γ2∝ (Bx / B )∝ (Bz / B)

偏光を測定すると、磁場ベクトルの方向までわかるQ
2018/03/19

UV
太陽最前線ツアー

11太陽表面の磁場をリモートセンシング
鉄の吸収線 (波長 630 nm)
明るさ

直線偏光

円偏光

半暗部

「ゼーマン効果」で発生する偏光を測定。
暗部「ひので」SOTによる偏光分光観測
2018/03/19

Q

太陽最前線ツアー

UV

12

黒点周辺の磁場ベクトル
N
1.2

放射強度

磁場ベクトル

60

2000

60
1.0
50
0.8

40

1000km1000km

50

30

0.6

20

1000

400
30
-1000

200.4

10

10
-2000

00.2
0

10

20

30
40
1000km

50

60

00

10

20

30
40
1000km50

60

S「ひので」SOT偏光分光観測から得られた磁場分布
2018/03/19

太陽最前線ツアー

13

国立天文台での太陽観測: 磁場観測

太陽フレア望遠鏡
2018/03/19

Hα線

連続光

光球磁場(Si I線)

彩層磁場 (He I線)

太陽最前線ツアー14

太陽フレア望遠鏡:
フィラメントの磁場の観測
nn

近赤外線偏光観測で、フィラメント(プロミネンス)の磁場を測定できる
ひとつのフィラメントの中で偏光方向はある程度そろっている‒ フィラメントの軸と磁場方向(偏光方向)の関係を決められる‒ この例では、磁場方向は時計回りに回転している
Hanaoka & Sakurai (2017)Hα画像
2018/03/19

太陽最前線ツアー

赤線: He 10830直線偏光
背景: Si I 10827 円偏光

15

フィラメントの磁場構造n

多数のフィラメントを測定すると、磁場の回転方向が半球ごとにだいたい決まっていることがわかった‒ 全球的なダイナモ作用の現れ

nフィラメントはフラックスロープの底に位置し、フラックスロープの下側の磁場がフィラメント磁場として見えている      

フィラメント磁場の方向の傾向
2018/03/19

フィラメント周りの磁場構造の模式図(北半球の場合)
太陽最前線ツアー

16

太陽観測のいま: スペース観測n光(電磁波)‒ 可視光に加え、電波、赤外線、紫外線, X線, γ線“リモートセンシング観測”n高エネルギー粒子‒ 太陽風によって、電離した気体 (主に電子と陽子)が地球までやってくる。
‒ 300 ‒ 1000 km/s、数日かかる“その場観測”n

1990年代以降、スペース観測によって、多波長観測とその場観測を組み合わせて太陽研究は大きく進展した。

(Heliophysics decadal survey 2012)

2018/03/19

太陽最前線ツアー

17

大気の窓

γX

©NASA
2018/03/19

太陽最前線ツアー18

「ひので」衛星n

スペースからの太陽観測

EUV Imaging Spectrometer(EIS)‒ 地上からは見えない波長 (X線、紫外線)でコロナを観測‒ 大気に邪魔されず精度のよい観測ができる‒ 24時間連続観測、太陽の常時監視
nn

Solar Optical
Telescope(SOT)

2006年9月に打ち上げ、今も現役
可視光望遠鏡 (SOT)‒ 口径50cmの回折限界性能を持つ世界最大、最高性能の太陽観測用宇宙望遠鏡

X-Ray Telescope(XRT)

2016年で打ち上げから10周年

2018/03/19©NAOJ

ナノブロック(©カワダ)にもなりました

太陽最前線ツアー19

スペース観測の威力

宇宙から©NAOJ/JAXA

地上から大気を脱出することで、精度の高い観測ができる
2018/03/19

太陽最前線ツアー20

太陽の「顕微鏡」観測©Okamoto
2018/03/19

太陽最前線ツアー21

太陽といえども暗い!?
太陽の静穏領域nnn

偏光度はせいぜい0.1%〜10%
構造を分解しないとN極・S極が打ち消しあってしまう。
磁場を測定するためには、精度の高い観測が必要

白:N極
2018/03/19

黒:S極

太陽最前線ツアー

1辺: 12万km©NAOJ/JAXA
22

ダイナミックな彩層活動
ジェットが地球を飲み込むほどの高さにまで数分で到達10000 kmn

コロナ6 K)(>10Corona

2000 kmTransition region
Upper chromosp

here

000

80km

Lower chromosp
here
Photospheric mag
netic field
160000 km

2018/03/19

太陽最前線ツアー

彩層(104 K)光球(6000 K)
23

黒点で発生する微細ジェット「ひので」彩層データ
nn

時間変動成分を抽出

長さ: 1000 ‒ 3000km, 幅: 300km, 寿命: 1分以下
微細で短命なジェット現象は、「ひので」以前の観測ではとらえることができなかった

2018/03/19

太陽最前線ツアー24

微細ジェットのエネルギー源
垂直な磁場

水平な磁場
nn

2018/03/19

磁場傾き角(青: 垂直 白: 水平)

半暗部には水平な磁場と立った磁場が混在(くし状構造)2つの磁場成分の間には強い磁場の不連続面が存在。そこで「磁気リコネクション」が発生しジェットが起こる

太陽最前線ツアー25

磁気リコネクション

磁場のエネルギー∝B2n

向きの異なる磁力線が接近し、つなぎ替わることで、磁場のエネルギーが運動エネルギーや熱エネルギーに変わる

2018/03/19

太陽最前線ツアー26

彩層ジェット: コロナへの影響?
nn

可視光彩層観測と紫外線コロナ(106 K)観測を組
み合わせ、彩層ジェットがコロナにどう影響を及ぼしているのか調べるHinode SOTCa II H(~104 K)

IRIS SJ
Mg II
Si IV(~104 K)(~105 K)SDO AIAFe IX(~106 K)

彩層ジェットの先端が10万度以上に加熱されていることが見えてきた
Hinode Ca II (397 nm)

Time

SDO AIA 160 nm

IRIS Mg II (280 nm)

2018/03/19

IRIS Si IV (140 nm)

SDO AIA 171 A

太陽最前線ツアー(Katsukawa et al.)

視野: 13秒角27

アルフベン波による加熱か
Hinode SOTCa II H (~104 K)n

Ca II H (~104 K)

彩層下部では100km/s程度、上方では500km/sを越える。
Ca II H filtered

このような速い伝播を説明できるのはア
ルフベン波(横波の磁気流体波動)が有力（アルフベン速度∝磁場/密度1/2

太陽最前線ツアー|~500 km/s
~100 km/s

SJ Mg II (~104 K)

Δt=10 sec

SJ Si IV (~105 K)

IRIS

2018/03/19

Δt=1.6 sec
Position along the length (arcsec)

n~1000 km/s

Hinoden「ひので」の高時間分解能観測で、彩層のジェットで増光(加熱!!)の伝播がクリアに見えてきた。

IRIS SJMg II(~104 K) Si IV(~105 K)

Δt=10 sec

Time28磁気活動の現場の磁場を調べたいn

しかし、従来は、太陽表面(光球)の磁場観測のみ
スピキュール

半暗部マイクロジェット

10,000 km?

?
25E ≈ 10 erg
112
32=
ΔB V =( ~100 G) ( ~ 300 km )8π
8π
磁場の時間変化n

ジェットの幅

光球より上空で、高解像度と磁場感度があれば、エネルギー解放の現場をとらえられる

2018/03/19

太陽最前線ツアー29

10000 km「見えない」磁場を見えるようにしたい

Coronaコロナ(>106 K)

2000 kmTransition region
Upper chromosp

here

08000

km

Lower chromosp

here

Photospheric ma

gnetic field

160000 km

これまでの彩層・コロナ観測
撮像観測による定性的研究(光球では偏光分光観測がなされた)2018/03/19

彩層(104 K)

光球(6000 K)

これからの彩層・コロナ観測
偏光分光観測から得られる物理量(温度、速度、磁場)に基づく定量的研究
太陽最前線ツアー

30

人工衛星 vs 小規模飛翔体n

人工衛星‒ コスト大‒ 長い開発、少ないチャンス‒ 国際協力n

短時間・低コストの小規模な装置で研究成果を出し続ける‒ 小規模飛翔体: ロケット実験、超小型人工衛星、気球‒ 宇宙用の技術開発と人材育成（装置開発、国際協力、マネジメント）‒ 好き勝手できる（チャレンジンなことができる）

2018/03/19

太陽最前線ツアー

31

CLASP(クラスプ)初飛翔 (2015年9月3日）

2018/03/19

太陽最前線ツアー32

白い砂漠からの打ち上げ

弾道飛行• 最大高度〜278km• 観測時間約300秒• 無事砂漠に帰還。
2018/03/19

太陽最前線ツアー

33

完成したCLASP

モニター光学系

望遠鏡〜250 cm

偏光分光器〜50 cm

国立天文台大クリーンルーム
2018/03/19

太陽最前線ツアー34

たった5分間の観測
モニター光学系
AIA 304

[1]
スリット

モニター
観測視野
光学系視野

[2]
[3]

太陽中心付近の観測：〜10秒
太陽縁付近の観測：〜4分半
2018/03/19

太陽最前線ツアー

35

Lyα線（122nm）の偏光を初めて検出
直線偏光[×0.1%]

スリットに沿った空間方向

明るさ•

紫外線観測で0.1%という高い偏光測定精度を達成。

•

水素ライマンα輝線 (波長121.6nm) での偏光分光観測に成功。

•

磁場起因の偏光(ハンレ効果)も検出。
明るさ

直線偏光

平均的なプロファイル
2018/03/19

波長太陽最前線ツアー

36

CLASPから更なる発展SUNRISE-3
日本側代表(Katsukawa)

2018/03/19

FOXSI-3
日本側代表(Narukage)

CLASP1
日本側代表(Kano)

太陽最前線ツアー

CLASP2
日本側代表(Ishikawa)37

CLASP2 (CLASP再飛翔計画)
nn

電離マグネシウム線 (280 nm) の高精度
偏光分光観測でハンレ効果とゼーマン効果を検出し、彩層上部の磁場を観測する

初飛翔後回収されたCLASP観測装置

回収したCLASPを天文台に持ち帰り、CLASP2に向けてアップグレード中

2018/03/19

太陽最前線ツアー38

国際大型気球実験SUNRISE-3

©MPS

nnn

口径1m（ひのでの2倍）の望遠鏡、高度35kmを1週間飛翔2009年と2012年に観測。2021年の3回目の飛翔を目指す。
彩層磁場の高解像度・高感度観測をする装置（近赤外線偏光分光装置：SCIPスキップ）を日本で開発

2018/03/19

太陽最前線ツアー

39

SCIP (スキップ)

Sunrise Chromospheric Infrared spectroPolarimetern

高空間・時間分解能‒ 「ひので」と同じ解像度: 0.2秒角‒ 0.2秒角を音波が通過する時間: 15秒n

高精度偏光観測‒ Ca II 線で ~5 Gの磁場を測定: 0.03%の偏光度測定

ゼーマン効果に高感度なスペクトル線がある近赤外線2波長帯を同時に偏光分光
2018/03/19

太陽最前線ツアー

望遠鏡(ドイツ担当)SUNRISEゴンドラ (米担当)40マルチライン観測による3D磁場測定
Fe I

Ca II

Fe I Fe I

Ca II

Mg I Mg I Fe I K I

1

Si I

KI

Fe I Ni I

768
769
wavelength (nm)

770

771

1

Telluric line absorption
00849

彩層

Height [km]1500

850851852
wavelength (nm)

765

766

767

10.2

1000

8.4
500

6.64.83Height [km]

772

1.5

Ca II 854.2 nm
Ca II 849.8 nm

0.751000500

β=1K I 766.4 nm
K I 769.8 nm

β=10-0.75

0Si I 768.0 nm

Fe I 846.8 nm

42018/03/19

85512.0

1500

光球

8540

光球

彩層

853

Temperature [kK]

848

Bz [kG]

847

812

X [103 km]

太陽最前線ツアー

Continuum-1.51641ジェットを駆動する磁場構造が見えるか
1秒角

SCIPで観測するスペクトル線における直線偏光
0.12

8.5

8.0

8.5

0.04

0.8

8.5

0.6
8.0

0.4

0.06
7.5

1.00.80.100.08

Fe I 8468 Å

9.0

7.5

0.2

0.6
8.00.47.5

0.2

0.02
0.00

7.0
1.5

2.0

2.5

K I 7664 Å

9.0

0.0

7.0

3.0

1.5

0.4

2.0

2.5

1.5

Ca II 8498 Å

9.0

0.0

7.0

3.0

2.0

2.5

3.0

Ca II 8542 Å

9.0

Y [Mm]

0.06
0.3

8.5

8.5

0.05

0.04
8.5

0.03

0.04
0.2

8.0

0.1

7.5

8.0

8.0

0.03
0.02

7.5

0.02
7.5

0.01

0.01
0.0

7.0
1.5

2.0

2.5

X [Mm]

n0.00

7.0

3.0

LP degree [%]Y [Mm]

0.14

Fe I 8514 Å

9.0

1.5

2.0

2.5

X [Mm]

3.0

LP degree [%]Fe I 8515 Å

9.0

0.00

7.0
1.5

2.0

2.5

3.0

X [Mm]

彩層ジェットを駆動する磁場・速度構造からの偏光分光信号を十分検出できる‒ ３次元輻射MHD数値シミュレーション

2018/03/19

太陽最前線ツアー

42

光子計測型X線撮像装置
コロナから放出されるX線光子のエネルギーを測定する⇒太陽コロナの加熱・加速機構を定量的に調べる。
n「ひので」軟X線望遠鏡

黒点周辺黒点から離れた領域

2018/03/19

太陽最前線ツアー

43

光子計測型X線撮像装置
nn光子の持つエネルギーに比例した信号を出す検出器で、光子のエネルギーを光子１個毎に計測すること1秒間に連続~1,000回の露光が必要
X線源をCMOSカメラで撮像

Fe 55
5.9 keV
2018/03/19

太陽最前線ツアー

44

FOXSI-3への参加
nnn

FOXSI は、鏡を使って集光するX線撮像分光するロケット実験
2018年夏の3度目のフライトに参加
7本の望遠鏡のうちの1本に光子計測用のカメラを日本から供給

2

2018/03/19

太陽最前線ツアー845

小さな飛翔体の将来展望
FOXSIロケット実験
公募型小型衛星
Solar-C̲EUVST (提案中)

CLASP1, CLASP2ロケット実験

SUNRISE3気球実験

次世代大型衛星2030ʼs -大型地上望遠鏡の観測装置
2018/03/19

太陽最前線ツアー46

超大型太陽望遠鏡: DKIST

Daniel K. Inouye Solar Telescope
nnn

ハワイに建設中の口径4m「究極」の太陽望遠鏡(現在の最大は1.6m)
2019年にファーストライト
光球・彩層の高解像観測・高精度偏光観測©NSO‒ 分解能∝ 口径-1
‒ 光子数∝ 口径2n

コロナグラフ観測n

絶対、観測したい！！

2018/03/19

太陽最前線ツアー

47

日震学: 太陽の内部を探るn

太陽の「地震」を観測して、内部構造を調べる

音速分布 (観測-モデル)‒ 固有振動数 ↔ 内部構造

周波数音速2∝ 温度/平均分子量波数2018/03/19

太陽内部の回転角速度©NASA/ESA
太陽最前線ツアー

48

星震学: 恒星の内部構造も分かる
12

Kurtz et al.

in the outer layers. The situation also permits the following simplified two-zone modelling.
In constructing a two-zone model, in which the angular velocity Ω(r) has the form!
Ω1 (0 ! r ! rb )Ω(r) =(15)Ω2 (rb ! r ! R)

KIC11145123の内部回転速度外層の方が速く回っている?

with a prescribed position of the boundary rb , one usually fits observed rotational shifts of frequencies. Here, however, because of
the segregation of their kernels, we can simply average g-mode
data and p-mode data separately and use them to obtain a two-zone
model. Namely, we define the mean rotational shift for g modes as"δωg =cg,nlm δωn,l,m ,(16)gwhere the summation is taken over the g modes we use for the analysis. The weighting coefficients cg,nlm are inversely proportional
tonthe formal uncertainty in δωn,l,m , and the sum of all the coefficients is unity. Using the same weighting coefficients, observation
errorsn are propagated to δωg , and we also introduce a mean splitting
kernel for g modes, including the factor m(1 − Cn,l ):"cg,nlm m(1 − Cn,l )Kn,l (r)(17)
Kg (r) =(Hatta et al.)ケプラー衛星Figure 13. The step functions are the rotational frequencies (Ω(r)/2π) of
the two-zone model obtained from 15 g modes and 2 dipole p modes, for the
精度の高い測光データが得られた
boundary position rb /R = 0.3, 0.4, 0.5, 0.6 and 0.7. The g-mode kernel
Kg (r) (solid curve) and the p-mode kernel Kp (r) (dashed curve) are also
shown to be well separated. The kernels are multiplied by the stellar radius
R to render them dimensionless.

恒星の内部構造を調べる研究が盛んになってきている
gtonhave the g-mode constraint# Rδωg =Kg (r)Ω(r)dr ,0
2018/03/19−1andΩ). As we see in Fig. 13,
2 /2π = 0.009695 ± 0.000002 (d(18)the estimates do not depend strongly on the choice of rb . Essen太陽最前線ツアー
49
tially, these results strengthen the inference that in this star the sur-太陽に興味をもったきっかけn

中学生のとき、夏休みの自由研究で黒点のスケッチをしたことがきっかけ‒ 日々、形や数が変化して面白い‒ 太陽が自転していることが分かる‒ 中学3年のとき(1991年)、太陽が活発だった

6月5日の太陽(©NAOJ)

2018/03/19

太陽最前線ツアー50

夏休みの自由研究 (1991年/中3)
自分の黒点スケッチ2018/03/19

国立天文台・太陽観測所で記録された黒点スケッチ

太陽最前線ツアー51

夏休みの自由研究 (1991年/中3)
自分で記録した黒点数

2018/03/19

国立天文台太陽観測所

太陽最前線ツアー52

黒点の数の変遷

誕生

中学生 大学院博士取得
入学「ようこう」
打上げ

2018/03/19

太陽最前線ツアー

現在

「ひので」
打上げ

53

どういう仕事?

国立天文台のオフィスにて
2018/03/19

太陽最前線ツアー54

「ひので」可視光望遠鏡 (SOT)の開発
nn

口径50cmの世界最大、最高性能の太陽観測望遠鏡

可視光でハッブル宇宙望遠鏡に継ぐ解像度可視光望遠鏡(SOT)の完成を記念して（国立天文台のクリーンルームにて）
2018/03/19

太陽最前線ツアー55

「ひので」ファーストライト(2006年10月)

2018/03/19

太陽最前線ツアー

56

CLASP(クラスプ)の開発

国立天文台のクリーンルームで開発

2018/03/19

太陽最前線ツアー57

海外の望遠鏡で観測
スペイン・カナリア諸島(2005年)

アメリカ・サクラメントピーク(2015年)

2018/03/19

太陽最前線ツアー

58

国立天文台の太陽研究者
n

太陽天体プラズマ研究部「太陽観測科学プロジェクト」と「SOLAR-C準備室」‒ 教授: 渡邊 (3月まで), 一本 (京大併任)‒ 准教授: 鹿野, 末松, 関井, 花岡, 原, 勝川, 後藤 (核融合研併任)‒ 助教: 石川, 久保, 成影‒ 国立天文台フェロー: 鳥海‒ 研究員: Joshi, Lee, Song‒ 大学院生: 4名 (総研大 3, 東大 1)(*)原は勝川(H30より)が東大併任

n

電波研究部
「チリ観測所 (三鷹)」‒ 助教: 下条‒ 国立天文台フェロー : 岡本

2018/03/19

太陽最前線ツアー

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学部生向けの体験企画
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総研大では学部生(主に2-3年生)を対象に最先端の天文学研究に触れられる企画をおこなっています。
総研大スプリングスクール‒ 国立天文台の研究者による天文学の基礎の集中講義を行う‒ 2-3月に1週間、50名ほど

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総研大サマーステューデント
‒ 国立天文台に滞在し、研究者の指導で、実際の研究を行う‒ 8月に2-4週間、最後に発表会、全体で10名ほど‒ 面白い成果がでたときに、天文学会で発表してもらったこともあります

2018/03/19

太陽最前線ツアー

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最後にn

太陽は近いからこそフロンティア‒ 詳細な観測ができる唯一の恒星

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様々な波長やスペースと地上観測を組み合わせた研究ができる‒ 観測データに誰でもアクセスすることができる

n2018/03/19

新しい観測データを得るには新しい観測が必要。無ければ自分で作るしかない
太陽最前線ツアー

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