太陽研究最前線体験ツアー：2日目午前

電波による太陽観測
国立天文台・チリ観測所

下条圭美

2018/03/20@MTK/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年から国立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
2000-2015：国立天文台・野辺山太陽電波観測所 助教
2015- 現在：国立天文台・チリ観測所助教•総研大提携教官•これまでの指導した学生（のべ人数）•卒研生３名、修士課程２名、博士課程１名
専門および現在進行中のプロジェクト
観測による太陽活動現象• ALMAによる太陽観測の推進• 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
所属学会
日本天文学会・日本地球惑星連合・IAU・AAS・AGU

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
マイクロ波：この話で扱うのは1 GHz - 1 THz (3cm—0.3mm)

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B
e-

電磁波
p+e-

クーロン力による偏向（クーロン衝突）

e-

電磁波

ローレンツ力による偏向（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一つの電子から放射される電磁波の周波数＝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。
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

c:光速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放射：
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。

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一つの電子から放射される電磁波の周波数＝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。
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

c:光速

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17GHz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。

マイクロ波長期変動の解釈
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？
• 何の情報が電波から得られるのか？
• マイクロ波を出している温度[熱放射＠静音領域]• マイクロ波を出している高エネルギー電子のエネルギー[ジャイロシンクロトロン＠フレア]• 強磁場(>500G@彩層)の存在[ジャイロレゾナンス＠黒点][電波観測の弱点]周波数によっては、全部混ざってる。

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、1.波長 5700 Å (黄色) ⇒ 口径14 cmの主鏡
2.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？

d＊sin
θ

波
か 長λ
ら のの 電電 波
波 源の波面

θdアンテナAアンテナB

#)( 1λ/D

"$D$'D#&!#,*-+.
/cos,*-+.0)
#&!%#an!
8"('/λ/D

!#D#& D1/4
""% "+),*(sin+),*-.
("% $"bn9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.

電波画像が出来るまで。

南北方向の空間周波数

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。
3.観測で得たフーリエ級数を元に、画像を計算。
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-太陽フレアにおける粒子加速メカニズム候補
470

CHAPTER 11. PARTICLE ACCELERATION

Shock wave (CME)

Table 11.1: Overview of particle acceleration mechanisms in solar flares.
Acceleration Mechanisms
DC electric field acceleration:
Sub-Dreicer fields, runaway acceleration
Super-Dreicer fields
Current sheet (X-point) collapse
Magnetic island (O-point) coalescence(Filamentary current sheet: X- and O-points)
Double layers
Betatron acceleration (magnetic pumping)
Stochastic (or second-order Fermi) acceleration:
Gyroresonant wave-particle interactions (weak turbulence) with:whistler (R-) and L-waves
O- and X-waves
Alfvén waves (transit time damping)
Magneto-acoustic waves
Langmuir waves
Lower hybrid waves
Shock acceleration:
Shock-drift (or first-order Fermi) acceleration
Fast shocks in reconnection outflow
Mirror-trap in reconnection outflow
Diffusive-shock acceleration

Electromagnetic fields

Aschwanden 2004

) Holman (1985), Tsuneta (1985), Benka & Holman (1994); ) Litvinenko & Somov (1995),Litvinenko (1996b); ) Tajima & Sakai (1986), Sakai & Ohsawa (1987), Sakai & De Jager• Wu (1979),•Biskamp & Welter (1979), Kliem (1994),(1991); ) Furth et al. (1963), Pritchett &Kliem et al. (2000); ) Block (1978), Volwerk & Kuijpers (1994), Volwerk (1993); ) Brown& Hoyng (1975), Karpen (1982); ) Melrose (1974), Miller & Ramaty (1987), Steinacker &Miller (1992), Hamilton & Petrosian (1992); ) Karimabadi et al. (1987); ) Lee & Völk (1975),
27
Fisk (1976), Achterberg (1979), Barbosa (1979), Stix (1992), Miller et al. (1990), Hamilton

どこで粒子は加速されているのか？

Tsuneta 1996

これまでの電波による観測結果… (野辺山 vs. JVLA)
Nobeyama Radioheliograph (17/34GHz)(Narukage, Shimojo, & Sakao 2014)

Karl G. Jansky VLA (1~1.8 GHz)
(Chen, et al. 2015)28

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地球への影響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で開かれる新た太陽研究

私ALMA（アタカマ大型ミリ波/サブミリ波干渉計）
66台のアンテナで構成される、世界最大の電波干渉計
太陽も観測できる！
それもNoRHの10倍以上高い空間分解能で！！

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。

ALMAはどこを見る？→彩層Band 3/107 GHz

Band 6/248 GHz（アンテナ１台だけ使った観測結果）@QS 100GHz ~7300K, 239 GHz: ~5900K

ALMAで観測した黒点

239 GHz

2015/12/18

100 GHz

2015/12/16

ALMA-Hinode/SOT& NoRH (17GHz)
ALMA 239 GHz 18-Dec-2015 19:39 -- 20:03 UT

Hinode SOT Ca II H 18-Dec-2015 19:49:32.732 UT

ALMAの画像はサーモグラフ

他の波長域では難しい温度も、精度良く決まる！

ALMAの観測は始まったばかり

100 GHzより高周波の高空間分解能(≲1秒角）電波観測は、誰も経験がない。
自分のアイディアでこの分野を開拓できる！

これから太陽電波研究をする為には大学院
1.総合研究大学大学 天文科学専攻 [下条]•ALMAを使った観測的研究[彩層・フレア]
2.東京大学 地球惑星科学専攻 [横山研]•フレアにおける粒子加速の理論的研究
3.名古屋大学 太陽地球環境研究所 [増田研]•硬X線観測を使った粒子加速研究

おわり