花山天文台で行った生徒実習から【4】

黒点磁場の測定－105－

花山天文台で行った生徒実習から【4】

黒点磁場の測定西村昌能（元京都府立洛東高等学校）、黒河宏企（京都大学名誉教授）、石井貴子（京都大学理学研究科附属花山天文台）
1. はじめに2.1

観測装置とスペクトル

太陽の黒点は、肉眼で見たものとしては、観測装置とその諸元は、報告[7]と同じであ

中国に古い記録が見られるが、望遠鏡での観る。観測波長域は 6301Å～6304Å付近で、測はガリレオ（17 世紀初め）が最初である。

こ の 波 長 域 に は 太 陽 大 気 の 中 性 鉄 Fe I

その黒点に磁場があるということが分かった

6301.508Å線、6302.499Å線の 2 本の吸収線のは、次のような経過を辿る。つまり、1892に 地 球 大 気 起 源 の 酸 素分 子 線 O ２ 6302.000

年にヤングは、黒点のスペクトルにある吸収Å線、6302.764Å線がある。Fe I線のうち線の幅が光球のものより広くなり、また 2 本

6302.499Å線は、ゼーマン効果が効きやすいに分かれみえる現象を発見した[1]。一方、ゼ特徴を持つ。

ーマンはナトリウムの炎を、磁場を通してスペクトル観察するとナトリウムの輝線は太く

2.2

観測期間見え、さらに強磁場の下では 2 本に分裂する

黒点磁場の観測を行ったのは、2002 年 8ことを実験によって発見をした。このゼーマ

月 19 日、2003 年 8 月 19 日〜22 日、2004

ン効果の発見は 1896 年のことである[2]。太年 8 月 16 日と 19 日、2015 年 8 月 19 日の 4

陽黒点に見られる吸収線の分岐を精密に測定、 回である。2015 年は、2002 年の観測開始か黒点の磁場強度を 2.6 キロガウスとし、吸収ら太陽活動の一周期余りを経て、最大期は過線の分岐を黒点磁場と結びつけたのはヘール

ぎたものの、未だ大きな黒点が出ていた時期であった[3]。彼は、その後、ニコルソンと共であった。にウイルソン山天文台で、黒点磁場の観測を続け、黒点の先行黒点・後行黒点の双極磁場の極性が太陽の南北半球で逆であり、11 年周期ごとに反転すること（ヘール・ニコルソンの法則）を発見している[4]、[5]。

3. 解析の原理
黒点の磁場測定には、吸収線のゼーマン分岐を用いる。
原子にある電子のエネルギー準位は通常、縮退して一つの準位にあるが、磁界の中では、準位の縮退が解け準位は 3 つ以上に分裂する。

2. 洛東高校の観測
洛東高校 の花山 天文 台太陽観測 実習は、すると線スペクトルはそれに応じた数の線に2002 年から始めたが、最初の年からスペクトなり、線の間隔は磁場の強度に比例してくる。

ル線のゼーマン分岐の検出とゼーマン効果にこの分裂した線間隔の幅をゼーマン分岐量とよる磁場強度の測定がテーマにあった [6]。

よぶ。ゼーマン分岐量が分解能以下の場合、この時期は太陽活動極大期直後で、大きな黒線は分岐せず、太く見える。

点群が見られた。磁場測定は続く 2003 年、つまり、スペクトル線は強い磁場の中でゼ2004 年 と そ れ か ら 次 の 太 陽 周 期 に 入 っ たーマン効果を受けて線が分かれるのだ。ゼー2015 年の 4 回である。

マン分岐量を δλ とし、＜B＞を磁場強度（ガ天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

－106－■

連載■

ウス単位）とすると（1）式の様に書ける。
δλ ＝ gλ z ＜Ｂ＞（１）

ここで、gは有効ランデ因子（Fe I 6302 の場合は 2.487、Fe I 6301Åは 1.669 である[8]。
この値が大きいほど磁場の影響を受けやすくなる）、λ z = 4.67×10 -13 × λ 0 2 、λ 0 はゼーマン
分岐をした スペク トル 線の中心波 長を表す
[9]。
さらに、分裂したスペクトル線は磁場の方向との関係で円偏光や線偏光として観測され

図1

黒点半暗部で観測されたゼーマン分岐

る。吸収線の場合は、磁場と見る方向との関のスペクトルトレース（自然光）。図中×印

係で分離の仕方が決まる。磁場の方向から見は CCD 上のゴミによるノイズを表す。

ると 2 本の成分が見え、互いに逆向きの円偏光をしている。円偏光の向きから磁場の方向

4.22003 年[12]つまり、極性が分かる。磁場に対して横方向続く、2003 年も黒点に恵まれた。この年は、から見ると 3 本の成分のうち、中央成分が磁観測期間中、図 2 のように太陽中央に大きな場方向に直線偏光し、両側の成分は磁場と直黒点群が存在し続けたので、黒点磁場の時間角方向に直線偏光する。一般的な角度では、変化を狙うことにした。

楕円偏光する[10]。
つまり、ゼーマン分岐を示す吸収線を分光すると、強い磁場を持つ黒点の場合、自然光
でもゼーマン分岐が観察されるので磁場が測定でき、偏光を用いた場合は黒点の極性とある程度弱い磁場の場合でもその強さが測定できるである。
4 生徒の解析と結果
4.1

2002 年[11]2002 年 8 月 19 日 3 時 09 分（UT）、黒点群 NOAA0069 の中心黒点の半暗部で 2 本にゼーマン分岐した Fe I 6302Å線が観測され

図 2

白色 光の観 測当 日の太陽画 像（松本孝氏提供[13]）た （ 図 1 ）。 ゼ ー マ ン 分 岐 量 を 測 定 す る と0.1216Åとなり、（1）式より、半暗部での磁図 3 は、観測対象にした黒点群画像を拡大場の強さが 2.6 キロガウスと求まった。このしたものである。生徒たちは、先行黒点を b、値は通常の黒点が示す磁場の強さの典型であ後行黒点を a とした。a の直径は約 20000kmるといえる。なお、このときの観測グループであった。

は、太陽の赤道での自転速度を分光解析で求めている。

図 4 は大きい方の黒点 a と黒点の無い静穏領域で得られたスペクトルトレースである。

天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

花山天文台で行った生徒実習から【4】表１

黒点磁場の測定－107－

黒点 a と b のスペクトルで得られた半値幅と予想される磁場強度

表 1 から、この黒点磁場は 1 キロガウス程度であることが、分かった。生徒たちの考察
図3

観測した黒点群のクローズアップ[13]では、黒点 a、b の大きさはそれぞれおよそ20000km、5000km で 4 日間大きさに変化が無くまた、磁場の強さも 1 キロガウス程度で一定であったとしている。さて、黒点の持つ磁気エネルギーE は一時近似で(2)式のように表せる。
E = B 2 × L 3 /8π（2）ここで、B：磁場の強さ、L：黒点の直径を表す。
生徒たちは（2）式を利用して黒点a、bのエネルギー量を計算し、それぞれaは 3×10 32
図4

黒点 a と静穏領域のスペクトルトレースエルグ、bは 5×10 30 エルグと求めた。そして、フレアのエネルギー量（10 29 〜10 32 エルグ）

図 4 から、この黒点では、ゼーマン分岐が見られないことがわかる。その理由は、一つと比較して黒点bは単独ではフレアを起こさないと考えた。にはシーイングが悪いことがあげられる。しかし、磁場の強さが弱いとも考えられた。ゼ4.3

2004 年の観測[15]ーマン分岐が見えないので、著者の得意分野

この年は、さらに研究手法を一歩進めて、である恒星分光学の手法を用いて磁場強度を磁場測定のために 1/4 波長板と偏光板を利用調べることにした。太陽大気モデルで、合成することにした。前述のように、磁場中を通スペクトルを作成し生徒たちに示すことにしる光は偏光するので、これらを通してスペクたのである。利用したスペクトル合成ツール

トルを観察するとゼーマン分岐によって分けSPTOOL は、国立天文台の竹田洋一氏から提られた偏光成分の波長のずれの方向から黒点供を受けていたものである[14]。の極性が分かる。これは、京都大学理学部 3観測スペクトルの半値幅（FWHM）を調べ回生の課題演習に使われている装置であるが、て、磁場強度を変えた合成スペクトルのそれその演習経験者である清原淳子さんに TA とと比較することで磁場強度を求めた。結果をして参加して頂けたのは幸いであった。

表 1 に示す。

円偏光を 1/4 波長板で直線偏光に変換し、その偏光の方向を偏光板によって測定するこ
天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

－108－■

連載■とによって極性が分かるという仕組みである。
偏光板角度 225 度のスペクトルが短波長にずれる方が N 極で、偏光板角度 135 度のスペクトルが短波長にずれる方が S 極であると清原さんから生徒たちは教えていただいた。

図8

NOAA10661 のスペクトル

偏光板角度 135 度
O2 6302.7640Å

O2 6302 .000Å

40000

強度

FeI 6301 .508Å

30000

図5

観測当日の白色光画像[13]FeI 6302 .499Å

中央にある黒点群が観測対象の NOAA10661 である。
0

また、左側に若い黒点群 NOAA10662 が見える。

長波長側

600
400200波長（ピクセル単位） 短波長側
破線
太実線
細実線

図9

偏光板角度２２５度
偏光板角度１３５度
黒点ではないところ

NOAA10661 のスペクトルトレース

破線が偏光板角度 225 度、太実線が 135 度、細実線は静穏領域で得られたスペクトルである。

図6

NOAA10661 付近の拡大図[13]図 7 と図 8 は黒点群 NOAA10661 の西側にある黒点の偏光板の位置をそれぞれ 90 度傾けて得られたスペクトル画像である。図 9 はそれらのスペクトルトレースと比較のための黒点の無い静穏領域でのスペクトルトレースである。偏光板角度 225 度、135 度のスペク
トルを見るとどちらもゼーマン分岐していることが分かる。酸素線のブレンドがあるので注意が必要であるが、詳しく見ると分岐した
吸収線の一番深い波長は偏光板の角度によっ

図7

NOAA10661 のスペクトル

偏光板角度 225 度

左の Fe I 6302Å線にゼーマン分岐が見られる。て異なることが分かる。
図 10 は 生 ま れ た ば か り の 黒 点 群
NOAA10662 である。このような黒点群を磁場浮上領域という[16]。

天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

花山天文台で行った生徒実習から【4】

黒点磁場の測定－109－

FeI6302.499Å

FeI6301.508Å

相対強度

10.5

O2 63027640Å
O2 6302.000Å

長波長

図 1000短波長400200600
波長（ピクセル単位）
EFP 破線：偏光板角度 １３５度
実線：偏光板角度 ２２５度

若い黒点群 NOAA10662[13]先行黒点を efp(N 極)、後行黒点を eff(S 極)とした。

図 13

図 11 と図 12 のスペクトルトレースを重ねたもの
地球大気線の波長に比較して 135 度は長波長側に 225 度は短波長側にずれているのが分かる。

図 11efp135 度

図 14

後行黒点 eff で偏光板角度 135 度のス

ペクトル

図 12efp225 度

図 10 の先行黒点を efp、後行黒点を eff と名付けた。それは浮上磁場領域を emerging
flux region と呼ぶからであり、先行は pre、後行は following に因む。さらに先行黒点では図 13 から偏光板角度 225 度のスペクトル

図 15

後行黒点 eff で偏光板角度 225 度のスペクトルが短波長にずれているのが分かる。このずれはが N 極を示す。
天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

－110－■

連載■

ようということになった。
FeI6302.499Å

FeI6301.508Å

で得られたスペクトル画像は FITS 画像とし

1
相対強度

この年から CCD カメラが更新され分光器て保存されるようになった。使用した波長域は Fe I 6301、6302 を中心とする 6299Å～0.56304Åの範囲に広がった。

O2 63027640Å
O2 6302.000Å

長波長

短波長

00600
400200波長（ピクセル単位）
EFF 破線：偏光板角度 １３５度
実線：偏光板角度 ２２５度

図 16

図 14 と図 15 のスペクトルトレースを重ねた
図 16 を見ると後行黒点 eff では偏光板角度
135 度のスペクトルが短波長にずれるのが分かる。これはこの黒点の極性が S 極であるこ

図 17とを示す。

小さな黒点がたくさん見られる。黒点には A～I

生徒は、この研究で次のことを見いだした。

2014 年 8 月 19 日の太陽の様子の記号を付け区別した。

NOAA10661 について
観測実習は 2014 年 8 月 18 日〜21 日まで（1）ゼーマン分岐量：0.1Å（2）磁場強度 B：2.2 キロガウスの 4 日間行った。そのうち 8 月 19 日の 10 時

（3）黒点のもつ磁場エネルギー量Eは黒点の00 分〜11 時 06 分（JST）の間に A〜I まで

直 径 が 2 万 ㎞ で あ る の で (2) 式 か らの黒点のスペクトルを合計 65 枚得た。
表 2 に黒点の太陽面経緯度の測定値を上げ

1.5×10 エルグ
33

NOAA10662 若い黒点（磁場浮上領域）ではた。黒点 A、B、I は太陽の端にあり、黒点を（1）ゼーマン分岐量：0.035Å

かなり斜めから見ているので磁場も大きく傾（2）磁場強度 B：750 ガウス

いていることが想像された。そのため、今回（3）黒点の直径 6000kmだから磁場エネルギの研究からは除外した。また、黒点 F と G’

ー量は 4.8×10 エルグと分かった。

は微小黒点であり、位置同定に不安があるた

30（4）また、偏光板の使用により磁場の極性め、研究から除外した。

が容易に判定できることが確認された。
ただ、感想では、かなり難しく理解できな

表2黒点の太陽面経緯度

いと嘆いていた。
4.4

2014 年の観測[17]太陽活動の極小期には、黒点磁場の研究はできなかったが、2015 年は連なった微小な黒点が見られるようになり、磁場測定を再開し天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

花山天文台で行った生徒実習から【4】表 2 の黒点直径は黒点の撮像画像から求め軸方向）を測ったものの平均値であることに注意して欲しい。

－111－

0.3

FeI 6302 半値幅（Å）

たものではなく、スペクトルでの暗部の幅（y黒点磁場の測定0.250.20.150.10

暗部

図 2010000
黒点の直径（ｋｍ）

20000

FeI 6302のFWHMと黒点の直径の関係

黒点の暗部で Fe I6302Å線にみられた黒点の直径と線幅の関係
図 18

得られた黒点スペクトルの例

破線は静穏領域での線幅を表す。スペクトルご暗部と半暗部が分かる。強い 2 二本の吸収線のとに黒点暗部の幅 を見 積もった値を黒点 の直うち左側のものが Fe I 6302Å線である。ゼー径としている。

マン分岐を分からないが、線幅は太くなってい0.35
FeI 6301 半値幅（Å）

ることが分かる。

0.30.25
0.20.1501000020000
黒点の直径（ｋｍ）
暗部 FeI 6301のFWHMと黒点の直径の関係

図 21
図 19

図 18 のスペクトルトレース

黒点の暗部で Fe I 6301Å線にみられた黒点の直径と線幅の関係

上が静穏領域のスペクトル、下が黒点暗部のス

破線の意味と黒点直径の測定法は図 20 と同じペクトルを表す。ゼーマン分岐は見られない。

である。

図 20 と図 21 を見ると黒点の直径（スペク2014 年は、スペクトル合成で磁場測定を行トル上での黒点の差し渡し幅）と線幅には、わなかった。そこで、米坂ら[12]の論文にあ強い一定の関係が見られた。つまり、黒点がった半値幅（FWHM）と磁場強度をグラフに大きいほど、線幅が広くなる、つまり磁場がしてみた。そうすると直線関係が見られ、式強くなるという関係である。さらに、表 2 のに直すと式（3）が得られた。

黒点の直径（スペクトルでの暗部の差し渡し幅）の平均値を用いて、黒点の大きさと線幅

Y = 8.9X - 0.89

(3)の関係を調べると Fe I 6302Å線、Fe I 6301

ただし Y は磁場強度（キロガウス）、X はÅ線それぞれで図 22、図 23 のようになった。

Fe I 6302 線の半値幅（FWHM、Å）である。

天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

－112－■

連

ゼーマン分岐量と磁場強度の関係は（1）

載■ためだと考えている。

のみの一次関数であることがわかる。

線幅（Å）

0.30.250.2

磁場強度（キロガウス）

式の通りであるから、吸収線の幅は磁場強度

1.5

10.5
0.15

0.15
0.1
02FeI10000
黒点の大きさ（km）
FeI6302 暗部

0.20.25
半値幅（Å）

0.3

6302Å線の半値幅と磁場強度

20000

図 24

米坂ら[12]半値幅と磁場強度のデータを引用して求めた Fe I
図 22

Fe I 6302Å線における黒点の大きさの平均値と線幅平均値の関係

6302Å線における半値幅（FWHM）と磁場強度の関係

0.35線幅（Å）

5．研究者との対話
2014 年の研究の報告を校内での報告会、日0.3

本天文学会のジュニアセッション、高校生天文活動発表会などで発表した。生徒は発表す0.25

るものの質問の応答は苦手のようであった。
0.2
0

図 23

ジュニアセッションや高校生天文活動発表
10000
黒点の大きさ（km）
FeI6301 暗部

20000

Fe I 6301Å線における黒点の大きさの平均値と線幅平均値の関係

会では、ある研究者の方々の指摘に、ランデ因子が大きな吸収線を利用した今回の方法では磁場強度に比例せず、上限値しか求まらないというのがあった。一方、校内発表会では、指導者からは、「 ある観測では磁場が強い黒点黒点の暗部で調べた図 22（Fe I 6302）とほど暗く、別の研究では大きな黒点ほど暗い

図 23（Fe I 6301）を比較するとほぼ同様なということが分かっている。これらから大き一次曲線になっている。また、黒点の直径がな黒点ほど磁場が強いことが分かる（たとえ5000km で 0.9 キロガウス、10000km で 1.1

ば[18]参照）。」という指摘をいただいた。生

キロガウス、15000km で 1.3 キロガウス、徒たちが観測した黒点の大きさと磁場の強さ

20000km で 1.6 キロガウス程度の磁場を持つの関係は図 20～図 23 をみて分かるようにあことが図 22 と図 23 と米坂らの研究図 24 とる程度の黒点の大きさ/磁場の強さ以上で傾の比較で分かった。

きがなまっていて、飽和しているようである

一方、ここでは、図示していないが半暗部と生徒たちと話し合った。

では、磁場強度は黒点の大きさに暗部より関係が少ないが比例しているが、ばらつきは大きい。これは、半暗部では磁場が傾いている
天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）

花山天文台で行った生徒実習から【4】文

黒点磁場の測定－113－[11] 柳 真之、山崎史裕、林 貴子、松本悠佑、献[1] 清水一郎・小野実・小山ひさ子（1969）

幾山幸治、後藤達也、澤田弘剛（2003）『高『太陽黒点の観測』，恒星社厚生閣，p.38

分散スペクトルを利用した太陽の自転速度[2] Zeeman P., 1897, “On the Influence ofと黒点磁場の検出』，日本天文学会第 5 回

Magnetism on the Nature of the Light
Emitted by a Substance.” ApJ, vol.5,

ジュニアセッション集録，p.42[12] 米坂聡一郎、和田光男、畑中滋生（2004）『高分散スペクトルを利用した太陽黒点p.332の見積もり』，日本天文学会第 6 回ジュニ

[3] Hale, George E. 1908 “On the Probable
Existenceofa

Magnetic

Fieldin

アセッション集録，p.42[13] 松本 孝 http://sunspots.sakura.ne.jp

Sun-Spots” ApJ, vol. 28, p.315[4]清水一郎・小野実・小山ひさ子（1969）ibid.

[14] Takeda Y.,1995 PASJ 47, 287[15] 兼田 匠、山中 渉（2005）『太陽黒点のpp.39-40[5] 磯部洋明（2011）『 総説

磁場の極性と強さ』，日本天文学会第 7 回

宇宙天気予報』，

柴田一成,上出洋介編著,京都大学学術出版

ジュニアセッション集録，p.36[16] 西村昌能、岡和田健文、黒河宏企、石井会，p.593[6] 西村昌能（2016）『花山天文台観測実習の貴子 『2010 年洛東高校

花山天文台太陽14 年』，第 30 回天文教育研究会（2016 年

観測実習報』天文教育

Vol.23 No.5 (201

天文教育普及研究会年会）集録 pp.194-197

1 年 9 月号)

[7] 西村昌能・黒河宏企・石井貴子（2016）『連載pp.51-54[17] 板谷由菜、上籠俊輝、野上隼紀、大江貴

花山天文台で行った生徒実習から裕（2015）『太陽黒点の大きさと磁場の強【1】太陽の 5 分振動の検出』，天文教育さ』，日本天文学会第 17 回ジュニアセッシ

Vol.28 No.4（2016 年 7 月号），pp.36-42

ョン集録，p.116[8]http://vald.astro.univie.ac.at/~vald3/php[18]一本/vald.php

柴田一成, 上出洋介編著, 京都大学学術出[9] 花岡洋一郎（2009）『シリーズ現代の天文学

10

潔（2011）『総説 宇宙天気予報』，版会，p.106

太陽』桜井隆・小島正宣・小杉健郎・柴田一成編集, 第 4 章 4.1.3 「より高精度に偏光をとらえる ゼーマン効果」，日
本評論社，pp.62-66．
[10] 桜井 隆（2011）『総説 宇宙天気予報』，
柴田一成, 上出洋介編著, 京都大学学術出版会，p.64

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天文教育 2017 年 1 月号（Vol.29 No.1）