－30－

■

連載

■

花山天文台で行った生徒実習から【5】フレアの観測西村昌能（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

フレアは複雑な形をした黒点群でよく発生

太陽観測の華はフレアの観測であろう。フすることが知られている。黒点は太陽内部のレアとは、太陽大気中で起こる爆発的増光現磁束管の出口であり、その磁力線は宇宙に向象のことである[1]。この増光は、ガンマ線かかって延びている。

ら電波までの全波長域におよび、大きなフレフレアのエネルギー源は黒点付近の磁気エネルギーである。黒点から黒点上空にコロナ

アでは白色光で観察される。
R. C. Carrington[2]と R. Hodgson[3] はその領域に延 びる磁 力線 がつなぎ変 わるときれぞれ独立して、歴史上最初にフレアを目撃（これを磁気リコネクションという）、磁場した。1859 年 9 月 1 日のことであった。このはじける力によって、上方へ高温度のプラのフレアは巨大フレア爆発で、観測史上最大ズマが宇宙空間に延びる磁力線に沿って飛びの磁気嵐を起こしたことでも有名である。特出し、噴出型プロミネンスとなる。飛び出しに Carrington は細密なスケッチを残していたプラズマをコロナ質量放出（CME）といい、てこのフレアを Carrington イベントという。

これが、地球に届くと磁気嵐を引き起こし、つまり、フレアは光だけでなく、プラズマオーロラを出現させる。下方へは、同じくプも宇宙空間に放出しているのである。

ラズマが黒点に結びつく磁場に沿って彩層へぶつかり、数千万度の高温になって電波や X

2. フレアのメカニズム線を放射する。

ここでフレア のメカ ニズムにつ いて簡単におさらいをしておこう。

可視光線の領域でスペクトルを観測すると、この磁気リコネクションで下方へはじかれるプラズマが彩層や光球などの太陽大気と衝突して、彩層の上部が過熱蒸発すると共に、その下の彩層では、Hα 線（水素線）などが明るく輝く輝線として観測される。この時フレアは、リボン状に活動領域磁場の両極にそって広がり、ツーリボン・フレアが観測される。
このようにフレアは衛星から紫外線や X線・γ 線で観測でき、電波望遠鏡では太陽電波が観測される。これらの観測はフレア上部の情報を私たちに教える。今回試みた Hα 線でのフレア観測は、フレア下部の情報が得られるのである。

図 1

フレ アの磁 気リ コネクショ ンモデル

[4]を一部改変
天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

花山天文台で行った生徒実習から【5】3. 洛東高校の観測

フレアの観測－31－

陽活動の極大をすこし過ぎたころであった。

洛東高校 の花山 天文 台太陽観測 実習は、記念すべき最初の年に M クラスのフレアが2002 年から始めたが、この年の観測初日にフ発生し、観測に成功したのだった。M クラス

レアが出現した。たいへん幸運な実習が太陽というのは、X 線フラックス量を用いたフレ活動の極小期に向かうまで続いたのである。

ア強度の対数関数の指標で弱いほうから A、また、新しい活動極大期になった頃、2 年続

B、C、M、X となる。M クラスとなるとかなけてリムにフレアが起こる機会にも恵まれた。 り強い方となる（たとえば図 18 と図 26 の縦大きく複雑な黒点群があると、数日前から軸を参照）。

GOES の X 線フラックスモニター[5]は X 線

このフレアは UT2002 年 8 月 20 日（実習フラックス値が大きく変動し、フレアが発生初日）03 時頃に黒点群 NOAA0069 で発生ししていることを知らせてくれる。観測実習中

た（図 2）。直ちに分光観測に入り、03：01にそのような黒点群に出会うと X 線フラック〜03：06 の間にたくさんのスペクトル画像をスモニターを常時見ながら実習を進めること得ることができた。になる。X 線フラックスモニターで急激なフラックス増加を見つけたら、つまりフレアがひとたび起こると、ザートリウス望遠鏡の Hα画像モニターで、フレアの位置を確認し、太陽館のシーロスタットは分光器の波長を Hα線領域に変更した上で、その Hα モニター上でフレアを探し求めて慌ただしく観測をしていくのである。その間、およそ 2 時間。観測者全員が輝いている時でもある。
3.1

観測装置とスペクトル観測装置とその諸元は、報告[6]と同じである。観測波長域は Hα 線を中心とする 6560

図2

黒点群 NOAA0069 に発生したフレア

ザートリウス望遠鏡で得られた Hα画像Å〜6565Åである。
3.2

観測期間

実習中にフレアが出現したのは、2002 年、2003 年、2004 年、2011 年、2012 年であった。このうち、2004 年の実習では同じ日の午前と午後に別の黒点群でフレアが発生し観測に成功している。また、2011 年と 2012 年は太陽リムで発生したフレアの観測であった。
4. 生徒の観測と解析結果
4.1

2002 年の観測[7]図3

図 2 と同時刻の高分散スペクトル

この花山天文 台での 観測の最初 の年は太天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

－32－

■

連

図 3 はそのうちの一枚（03：01）のスペク
トル画像を IDL でスペクトルトレースに変載■

例であるが、分解能が低いため地球大気の吸収線の線幅が広くなっている。

えたものである。フレア部分も吸収線のように少し周りより暗くなっていたが、非フレア領域（バックグラウンド）のスペクトルトレースを引き算すると輝線成分が見えてきた。
この黒点の磁場の強度はフレア終了後に測定され 2.6kG とされた[8]。
4.22003 年の観測[9]2003 年は、8 月 19 日から 23 日まで実習を行った。観測実習初日の機器調整中にフレアが発生し、フレアカーネルを確認した。フレ
アリボンの内部には、構造があり、特に明る図 5観測されたフレアカーネルのスペクトルトレースの例

い領域をフレアカーネル（輝点） という（図4）。フレアが起こって時間がすこし経過したころに観測ができた。UT18 日 02：25 から02：43 までに 17 枚のスペクトル画像が得られた。ただ、機器調整中でスリット幅が未調整でかなり大きく分解能は通常の観測より落ちていた。

図6

Hα線の輝線成分の時間変化

図の左側が長波長になる。

図 6 は規格化したフレアスペクトルからバックグラウンドを差し引いて得られた Hα 輝線のスペクトルトレースを重ねたものである。
バックグラウンドのコンティニュームを０としている。図 6 からフレアの明るさ（エネルギー量）が大きく変動していることが分かる。
図 7 は図 6 を利用して Hα 線の静止波長に
図4

黒点群 NOAA で観測されたフレアカーネ

ルのザートリウス Hα画像

対する Hα 輝線の強度 0.075 での線幅中央値の波長差を視線速度にしたものである。
視線速度（ここでは v とする）を調べるた図 5 は観測されたスペクトルトレースの一めには、観測されたフレアの Hα 線波長とそ

天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

花山天文台で行った生徒実習から【5】フレアの観測－33－の静止波長の差（ここでは Δλ とする）を調

ネルギーの時間変化を求めたものである。図べ、以下の式に代入して得ることになる。

7 と比べてみるとフレアが明るいときにHαｖ＝（Δλ/λ）×C（1）

輝線は赤方偏移していて、フレアが収まってくると偏移量は 0 となった。図 7、図 8 のフ式 （ 1） で v （ km/s ） は Hα線 の 視 線 速 度 、レアが起こっているときの急激な減光や視線λはHα線の静止波長（6562.808Å）、Cは光速速度の変化は分光器のスリットがフレアカー（3×10 5 km/s）である。

ネル中心から外れていた可能性があるが、フこの図からは Hα 線には、観測のはじめ頃レアが起こ った初 期の 短時間に視 線速度がはおよそ 4km/s の赤方偏移が見られたこと、4km/sの赤方偏移から 0km/sに大きく変化し、時間の経過とともに視線速度が 0km/s になそれにともなってHα線のエネルギー放射量ったことが分かる。輝線成分の一番明るいとは 6×10 23 erg/sから 2×10 23 erg/sへと減少したころで求めると 10km/s 以上の赤方偏移となといえる。

り、Hα 輝線輪郭には長波長側に膨らみが見られ、非対称性が確認される。

4.3

2004 年の観測[10]2004 年は 8 月 16 日から 20 日の実習期間に 4 回のフレアが観測できた。このうちNOAA10656 で JST8 月 18 日 10 時 18 分 16秒に発生したフレアと NOAA10661 に 8 月18 日 14 時 11 分 54 秒に発生したフレアの Hαプロフィールについて解析を行った。
4.3.1

NOAA10656 領域で 8 月 16 日 10 時に発生したフレアの観測
図7

Hα輝線のスペクトルトレース（図 6）から求めた輝線成分の視線速度変化

NOAA10656 で 8 月 18 日 10 時 18 分に発生したフレ ア輝線 スペ クトルの変 位量は＋0.26Åで、ドップラー効果の式（1）から＋

図8

フレアの放出エネルギー量時間変化
図9

図 8 はHα輝線トレースの面積と太陽面の静穏領域の光度からフレアカーネルの放出エNOAA10656 で 8 月 16 日 10 時 16 分 16 秒に撮影したフレアの分光器スリット面 Hα像
画面中央の細黒線がスリットにあたる。

天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

－34－■

連載■

12km/s の速度で遠ざかっていることがわかった。

図 10

図 8 の時刻のフレアのスペクトル画像

図 13

NOAA10661 のフレアスペクトル画像

40000

1.5

1

カウント数

相対強度

2Ｈαセンター30000①フレア（明るい）②フレア（ちょっと明るい）

20000
0.5

200

300400500

長波長側

波長（ピクセル単位）

600③バックグラウンド

700

100000短波長側

図 11 図 10 の輝線成分とバックグラウンドのスペクトルトレースを引き算して作った Hα輝線プロフィール

長波長側

図 14

200

400

波長（ピクセル単位）

600
短波長側

フレア領域とバックグラウンドのスペクトルトレース
20000

NOAA10661 領域で 8 月 18 日 14 時に発カウント数

4.3.2

生したフレアの観測

①－③
10000
②－③00
長波長側

図 15

Ｈαセンター200
400600短波長側波長（ピクセル単位）

図 14 のフレアの明るい部分と少し明るい部分の輝線成分
このフレアは典型的なツーリボンで 2 本の
図 12

NOAA10661 に発生したフレア

2004 年 8 月 18 日 14：11：54の Hαモニター画像

分光器スリットフレアが確認された（図 12）。
活動領域 NOAA10661 に JST8 月 18 日 14
時 11 分 54 秒に発生したフレアの輝線成分と天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

花山天文台で行った生徒実習から【5】フレアの観測－35－

バックグラウンドを引き算し、輝線成分を取り出した（図 14）。輝線スペクトルでカウン
ト数 2500 での半値幅を輝線中央値と調べた（図 15）。
結果として Hα 線中央値と輝線成分中央値の変位量は①のフレアの明るい領域で＋0.16Å②のフレアの少し明るい領域で＋0.20Åとなり、このずれがドップラー効果（式（1））と考えると
図 16①：＋7.5km/ｓ

8 月 15 日 05 時 16 分 59 秒（UT）にザ②：＋9km/s

ートリウス Hα 望遠鏡で撮影されたフレアの速度でどちらも遠ざかっている（落ちてい領域る）ことがわかった。
フレアを起こしたNOAA110661 は磁場強度 2.2kG、磁場エネルギー量は 1.5×10 33 erg
であること が別の 班の 研究で分か っている[11]。
4.44.4.1

2011 年の観測[12]観測

しばらく静穏 であっ た太陽面に も黒点群が出現しだして、少しはにぎやかになってきた。フレアの発生は無いだろうかと注目していたが、2011 年はリムに発生したフレアを捉

図 17

HINODE 衛星の X 線画像[13]えることができた。
2011 年 8 月 15 日 5 時（UT）に太陽面上の東端に C クラスのフレアが発生した。そのフレアは活動領域 NOAA11271 が太陽のリム上にあった時に起こったものであった。太陽の分光観測を試みているときしばらく雲が太陽を覆った。雲が晴れた時、フレアがすでに発生しているのがわかった。そこで、UT 2011年 8 月 15 日 5 時頃から約 1 時間、リムフレアのスペクトルを 181 枚撮影した。平均 20秒に一コマの撮影をすべて手作業で行った。
そのうち、画像が良好でフレアを撮影できたと思われる画像 12 枚を解析した。

図 18

GOES データ

矢印部分がこのフレアのフラックス（C クラス）

天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

－36－

X線フラックス×10-6]

■

連載

■

1.5
フレア最終確認
1
観測開始

観測終了

0.5
04h

505h

100

1506h

時刻 2001081504(UT)

図 19

図 18 の矢印部分を拡大したもの

観測の開始と終了時刻、フレアの終了時刻を記

図 21

入してある。

フレア領域からバックグラウンドを割算して得られた Hα輝線4.4.2

輝線波長法（バックグラウンドで割横軸の左側が長波長側算する方法）
花山天文台で取得した観測データは学校へ戻ってから国立天文台提供の画像処理ソフト「マカリ[14]」を利用して画像データからデジタルデータに変換した。画像データのスケールは波長に関して、1 ピクセルが 0.0032Åであることが分かった。
フレアの視線速度の測定は、フレアの起きていないバ ックグ ラウ ンドデータ でフレア（Hα 線）のデータを割算した。そうして輝線成分が得られ、その半値幅とバックグラウ
ンドの Hα 線の半値幅の差を Δλ とし、式（1）

図 22

フレアの視線速度変化を利用してドップラー偏移量を求め、時間変化を調べた（図 22）。最初は−10km/s から−20km/s 程度の青方偏移が時間の経過と共4.4.3

濃淡輪郭法

スペクトル画像ではフレアがもう少し短波に赤方偏移に変わっていったことがわかった。 長側に偏移していたように見えた。そこで、フレアがよ く見え るよ うに白黒反 転させた
（図 23）。

図 202011 年 8 月 15 日 05 時 00 分 25 秒に得られたスペクトル画像

図 23

マカリ画面上のフレアと濃淡境界

天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

花山天文台で行った生徒実習から【5】太陽面状のスリット長－37－からだと思う。一方、輝線波長法では、フレ700

アの平均したものを見ていると考えられる。
フレアの大きさ（幅）が 5000km とも分か

★

600

った。
青方偏移は双極磁場に沿ってこちらに向か
500
100

200700って落下するプラズマの様子が見えているとバックグラウンドのHα線中心考えられる。ただ、分光器のスリットが、正300400500
波長（ピクセル単位）○：白い部分の境界★：フレアの中心

図 24

フレアの観測600

しくフレアのしかも同じ場所に当たっていた

濃淡境界から求めたフレアの青方偏かどうか、検討する余地はある。

移

視線速度（km/s）

4.4.5
－

指導者・教員との対話

上記は生徒の解析と考察であるが、指導者

100から次のようなコメントをした。
1）青方偏移だけでなく、レッドシフトも見－ 50

えている。ブルーシフトは、ガスが落ちていくというより、フレアループの膨張が見えて00500
1000
時刻（秒）
2011年8月15日5時00分00秒（UT)を0とする。

いるのではないだろうか。
2）輝線成分の波長から調べる方法では、Hα吸収線の強さの影響を受けている可能性あり、

図 25

濃淡境界から求めたフレアの視線速ウイングで調べるべきであろう[15]。図 21 には Hα 線のウイングに当たる部分に赤方偏移度の時間変化で生じた非対称成分が見える。
その上で、黒色の特に濃い所の境界線の座標を調べ、バックグラウンドの Hα 線中心を4.5求め、そこからフレア中心の座標が離れてい4.5.1

2012 年の観測[16]観測るか調べた。その結果、波長のずれが−0.44

2012 年は、8 月 16 日～21 日の 5 日間観測Åと求まっ た。こ のこ とからこの フレアは実習を行った。生徒たちは、18 日までは中性20.1km/s の速度で青方偏移していることに鉄線で黒点の磁場を調べたり、小さいフレアなる（図 24）。同様の作業をすべてのスペクを調べていたりしていた。18 日は、観測準備トルで行い図 25 を得た。

をして UT0 時 30 分（JST9 時 30 分）頃に観測を開始し、中性鉄線で黒点の磁場測定のた4.4.4

生徒の考察めのスペクトルを撮っていたところ、太陽の輝線波長法では、Hα 線の両側に輝線成分東側のリム上にフレアが発生したのに気付いが見えるときは青い側のみを測定している。

た。そこで、ただちに UT0 時 46 分から Hα濃淡輪郭法で調べると図 25 のようにフレア線を中心にしたスペクトルの観測を開始した。

最大の時（UT 5 時）では−20km/s の青方偏途中に雲に覆われて中断もしたが、UT0 時移であるがその 300 秒後には−120km/s と大46 分から UT2 時 24 分までフレアの観測を行きくなって緩やかに速度が低下していった。

った。この間に最短で 5 秒に一コマの 157 個

これは、特にフレアの明るい部分を見ているのスペクトルデータを取得することに成功し天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

－38－■

連載■

た。この内、分光器が高分散過ぎてフレアのア輝線が画像からはみ出していることが分か明るい部分の波長幅がスペクトル画像の波長った。そこで、図 28 のように、撮影波長域範囲を超えて解析できないものを除外した。

をずらしたスペクトル画像を合成してフレア結果として 66 個のスペクトルデータが解析の全体像を調べてみた。図 28 から Hα 輝線のに使われることになった。図 26 を見るとフ幅は 6.4Åであることが判る。このため、Hαレアのピークは UT01 時ころである。このこ輝線のドップラー幅は分光器の CCD の大きとからフレアの立ち上がり時期から終了までさを超え、速度に直すと 300km/s にもなる。

カバーできているのが分かる。

このため、以下の解析では、Hα 線中心部のこの観測では、飛騨天文台の SAMRT（太陽磁場活動望遠鏡）の Hα 画像を利用した（図特にフレアの明るい部分（コア）を用いた（図29）。

27）。活発にフレアが起こっているのが確認された。

図 28

二つのスペクトル画像を合成して得られたフレアスペクトルの全体像

図 26

GOES

X 線フラックスデータ

中央のピークが観測したフレア

図 29撮影されたフレアスペクトル画像の一つ（UT 01h02m01s）
図 29 は、フレア最盛期のスペクトルである。この画像を見ると、画像に Hα 線が吸収
図 27

飛騨天文台の SMART で得られたリムフ

レア[17]（UT 8 月 18 日 01 時 01 分）線としてみえる。これは太陽縁ぎりぎりの場所でフレアが輝いていることを示している。
解析は、マカリを用いた 2011 年のフレア

4.5.2

解析に用いた濃淡法を利用した（図 30）。

解析

観測中に分光器の波長幅が狭いため、フレ天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

花山天文台で行った生徒実習から【5】フレアの観測－39－単位に換算した。
4.5.2-3

フレアの大きさ（幅）の測定

同じ手法で、フレアの大きさを測定した。
先の視線速度解析で用いたフレア輝線のスリット方向の幅はスリット面でのフレアの大きさに対応するので、上端と下端のピクセル座標差を求めた。あらかじめ、得ていた１ピクセルあたり 48km を座標差に乗じてフレアの
図 30

マカリ画像上のフレア実長（幅）を求めた。

図 30 のように、明るく輝いているブレア領域を縁取るように 25 点ほどポイントを決め、画像データ上の座標をピクセル単位で求める。得られた座標からフレア中心位置を求める。また、スリット方向のフレア幅をフレアの大きさとした。
図 31 フレアの視線速度の時刻変化
4.5.2-1

視線速度解析

記号は、丸は彩層上層、四角は彩層下層、三角

生徒たちは、フレアの Hα 線成分の輝線スは光球での観測結果を表す。

ペクトルを得て、このフレアの視線速度について式（1）を用いて調べることにした。
Δλ は次の手続きで得た。
1）バッググラウンドの Hα 線で深さがおよそ半分になるところ（ただし、地球大気の吸収線の影響が出ないところ）の線幅中央値をピクセル単位で求める。
2）マカリ上で、フレアが見え明るく輝いている部分の座標をとり、長波長端と短波長端

図 32

フレアのドップラー幅の時刻変化のピクセル座標の平均をとり、それを Hα 輝

記号は図 31 と同じ線中心とする。
3） 2）と 3）の差に 1 ピクセルの波長 0.0032Åを掛け合わせる。
4.5.2-2

輝線ドップラー幅解析

生徒たちは、輝線の波長幅にも注目した。
先の視線速度解析で用いたフレア輝線の長波長端と短波長端の差を輝線ドップラー幅とし

図 33

フレアの大きさの時刻変化た。当然、ピクセル単位の測定値を波長（Å）

記号は図 31 と同じ

天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

－40－

4.5.3

■

連

生徒の考察載■る。

図 31〜33 から、X 線強度ピークの時点か

研究内容は差動回転の検出、5 分振動の検ら光球にフレアが見られるようになったこと

出、浮上磁場領域の速度場、サージの速度場、がわかる。フレアが明るくなり光球でも観測フレアの観測、黒点磁場の測定である。利用されるようになったため、スペクトルが撮れした解析方法は磁場測定を除き、ドップラーるようになった可能性がある。

効果を利用した視線速度測定で、生徒に理解高さが異なるにも関わらず、フレア上層、しやすいものであった。

下層、光球での測定値はほぼ同じ−60km/s でこの実習企画は 14 年間続いた。SSH 等のあった。符号が−で青方偏移であるので、こ高校でもなく、また部活動でもなく、そしてちらに向かった運動であることが判る。また、文系生徒がたくさん参加した一般公募の企画

どの位置でも時刻の経過とともに視線速度がで一つの高校が太陽の分光観測をテーマに継大きくなる傾向が見られた。

続的に取り組めたのは驚異に値する。これにまず、観測期間中、視線速度はほぼ 60km/sは、天文台の存在が大きいと思う。花山天文の青方偏移を続けていた。青方変位というの台は地元の天文台であり、麓の小学校の校歌は、フレアを起こしているプラズマがこちらにも歌われている。そのような研究施設で研に近づいていることを意味している。フレア究ができることは若い人たちに大きな夢を与を起こしている黒点が見えていなかったので、 えていたといえる。
フレアの東側だけが見えていると判断できる。

洛東高校の活動記録を残すことによって、このことからフレアはほぼ等速で膨張してい今後も花山天文台の施設が教育面でも大いにた事と判断した。図 31 では、フレアの視線活用されるよう、祈念して筆を置きたい。

速度が徐々に増加している様子も分かる。

なお、花山天文台太陽館のシーロスタット

フレア開始時直後の観測はできなかったが、 望遠鏡と高分散分光器については天文台のホフレアの X 線強度ピークの時刻を捉える事がームページに詳しいので参照して欲しい[19]。

出来た。視線速度では、X 線強度ピーク時に大きな変化はなかったが、ドップラー幅と大文

きさ（幅）は大きくなっている。ドップラー[1] 柴田一成（2011）『総説 宇宙天気予報』

幅の原因には、温度成分、温度以外の物質の柴田一成,上出洋介編著,京都大学学術出版

運動など考えられる。温度だけで説明しよう

会，p.137とすると大変な高温度になる。

献[2] Carrington R.C. 1859 “Description of aSingular Appearance seen in the Sun on
September 1, 1859” MNRAS 20, 13

5. おわりに

acurious

扱ってきたものは、花山天文台太陽館の高分

Appearance seen in the Sun”

MNRAS

散分光器を用いて行った分光観測でできたこ

20, 15

この回で連載は終了する。この連載で取り[3]

HodgsonR.

1859“Onとのすべてである。さて、この連載に先立っ[4] 柴田一成・大山真満（2004）『写真集 太て黒点の発生時期に見られる浮上磁場領域の陽−身近な恒星の最新像−』p.48，裳華房

アーチフィラメント構造の速度場を調べた観[5]http://www.swpc.noaa.gov/products/goes測を報告している[18]。この論文も含めて合計 6 本をまとめて参照して頂ければ幸いであ-x-ray-flux[6]西村昌能・黒河宏企・石井貴子（2016）

天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）

花山天文台で行った生徒実習から【5】『連載

花山天文台で行った生徒実習から【1】太陽の 5 分振動の検出』，天文教育
Vol.28 No.4（2016 年 7 月号），pp.36-42[7] 幾山幸治、後藤達也、澤田弘剛、柳 真之、
山 崎 史 裕 、 林 貴 子 、 松 本 悠 佑 （ 2003 ）フレアの観測－41－48』日本天文学会第 15 回ジュニアセッシ
ョン集 p.110[17]https://www.hida.kyoto-u.ac.jp/SMART/index_j.html[18] 西村昌能・岡和田健文・黒河宏企・石井『NOAA0069 で観測されたフレアの Hα ス

貴子（2011）『2010 年洛東高校ペクトル』，日本天文学会第 5 回ジュニア

台 太 陽 観 測 実 習 報 告 』， 天 文 教 育 Vol.23

セッション集録，p.44

No.5（2011 年 9 月号），pp.51-54[8] 柳 真之、山崎史裕、林 貴子、松本悠佑、
幾山幸治、後藤達也、澤田弘剛（2003）[19]https://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/general/facilities/taiyoukan/index.html『高分散スペクトルを利用した太陽の自転速度と黒点磁場の検出』，日本天文学会第 5回ジュニアセッション集録，p.42[9] 小田村愁、本田遼平、津田和昌（2004）『2003 年 8 月 19 日に観測されたフレアカーネルの Hα スペクトル』，日本天文学会第6 回ジュニアセッション集録，p.46[10] 福島円香、幾山靖代、若林

花山天文愛（2005）

日本天文学会第 7 回ジュニアセッション集録，p.40[11] 兼田 匠、山中 渉（2005）『太陽黒点の磁場の極性と強さ』，日本天文学会第 7 回
ジュニアセッション集録，p.36[12] 松本 遵、吉田明正、田中風汰、藤本弘輝、中尾拓海、池田誓汰、上野郁美、林 薫里、西川真史、野村みのり、瓶子実紗央、大仁田 萌、西村友佳 『リムフレアの高分散スペクトル』，日本天文学会 第 14 回ジュニアセッション集録, p.58
[13] http://hinode.nao.ac.jp[14]http://makalii.mtk.nao.ac.jp/index.html.ja[15]Ichimoto K. and Kurokawa H. 1984
“Red asymmetry of solar flares” Soph
93 105[16] 各務正浩、小林亮介、瓶子実紗央、藤弘輝、松本 遵、大仁田 萌、西村友佳、野村みのり、板谷由菜、林 由樹 2013 『M クラスフレアの分光観測 on 黒点 NOAA115
天文教育 2017 年 3 月号（Vol.29 No.2）