SAG: Stars and Galaxies Vol. 6, id. 3, 2023 December 28
c 2023. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝京都大学飛騨天文台ドームレス太陽望遠鏡を用いたエラーマンボムの高度詳細解析
市川椋大 1,∗ , 野澤恵 1
1

茨城大学理学部

Detailed altitude analysis of Ellerman bomb using the domeless solar telescope atthe Hida Observatory, Kyoto University
Ryota I CHIKAWA1,∗ , Satoshi N OZAWA1
1

Ibaraki University College of Science, 2-1-1, Bunkyo, Mito, Ibaraki, Japan, 310-8512∗23nm302at@vc.ibarakia.ac.jp(Received 2023 September 25; accepted 2023 November 29)

概要
エラーマンボムは彩層底部で起こる小規模爆発現象であり、Hα 線中心では吸収、ウィング部では顕著な増光が見られる特徴的なスペクトルプロファイルを示す。発生メカニズムは磁気リコネクションと考えられているが、その詳細は未だに未解明のままである。そこで、エラーマンボムのスペクトル特性から立体的な構造の時間変動を解明することが本研究の狙いである。2022年10月に京都大学付属飛騨天文台の水平分光器を用いて、Hα 線と Ca II K 線で観測した活動領域 NOAA13124 と NOAA13135 の黒点近傍で発生したエラーマンボムを分光観測し、各波長から速度・温度・明るさの物理量の時間変動を求めた。結果、Hα線では彩層下部で磁気リコネクションが発生し、それによる双方向流を観測した。また、ウィング部の速度と明るさに関して、明るさが増加したタイミングで速度が上昇するような相関が確認できた。Ca II K線
では彩層中部以下で磁気リコネクションが発生したと考えられ、K2 コンポーネントに関しては Hα 線ウィング部と同様に速度と明るさに相関が確認できた。

Abstract
The Ellerman bombs are small-scale explosive events that occur at the base of the chromosphere and exhibita characteristic spectral proﬁle, showing absorption in the Hα line center and signiﬁcant brightening in the wing.
While magnetic reconnection is considered to be the mechanism of their occurrence, the details remain unresolved.
Therefore, the aim of this study is to elucidate the temporal evolution of the three-dimensional structure of Ellerman
bombs through their spectral characteristics. Using the horizontal spectrograph at the Hida Observatory, Kyoto
University, in October 2022, we conducted spectroscopic observations of Ellerman bombs that occurred in thevicinity of sunspots in active regions NOAA13124 and NOAA13135, using the Hα and Ca II K lines, and obtained
the temporal variations of physical quantities such as velocity, temperature, and brightness at each wavelength. As
a result, we observed magnetic reconnection at the base of the chromosphere in the Hα line, and bi-directional ﬂow
resulting from it. Furthermore, we conﬁrmed a correlation between the increase in brightness and the subsequent
rise in velocity in the wing. In the Ca II K line, we considered magnetic reconnection to occur below the middle ofthe chromosphere, and we found a similar correlation between the velocity and brightness of the K2 component as
in the Hα line wing.
Key words: Sun : Chromosphere –Sun : Magnetic Reconnection – Sun : Ellerman Bomb

1. はじめにEB 形成についての解釈はこれまでにいくつか提唱されている。Kitai (1983) は彩層の non-LTE 計算により EB
エラーマンボム (EB) は 1917 年に Ellerman により発見さ に特徴的な Hα 線プロファイルの再現を行った。一方で、れた彩層中の小規模な爆発現象である (Ellerman 1917)。 Henoux, Fang, and Ding (1998) はエネルギー粒子ビームに
Hα線による分光観測結果からは、ライン中心では周囲の よる大気加熱を考え Hα 線プロファイルの再現を試みた。
静穏領域と同じ吸収が見られ、ウィング部で増光が見られ 2 つの研究により太陽大気中の低い領域 (彩層下部) によるるという特徴的なスペクトルを持つことが明らかになっ 加熱がEBに特徴的なHα線プロファイルを形成することがた。典型的なサイズは 1 arcsec 程度、寿命は 15分程度と短 示唆された。Pariat et al. (2004)は対流層中の磁束管が周囲く、一般的に浮上磁場領域や黒点半暗部の縁に生じる。高 のプラズマ運動で波打つように変形し、パーカー不安定
空間分解能観測では細長いジェット状をしており、しばし 性によって変位が増大することでΩ型ループが連なったばサージを伴う。
形で磁束管が浮上する。そして隣り合う Ω 型ループの間

2

R. Ichikawa and S. Nozawa(bald patch) での磁気リコネクションによって EB が発生する resistive emerging ﬂux tube モデルを提唱した。Pariat etal. (2007)による浮上磁場領域のEBの統計解析からは、発生したEBの半数近くが浮上磁束管のbald patchに局在することが明らかになった。Isobe, Tripathi, and Archontis (2007)
は 2 次元の MHD シミュレーションを行い resistive emerging
ﬂux tubeモデルの再現を行い、磁気リコネクションの結果彩層が加熱されたジェットが発生する様子を再現した。磁気リコネクションは、コロナ高層での太陽フレアの主要なエネルギー放出のメカニズムであると考えられているが、低層でも起こり、EB をもたらす可能性がある。太陽フレアを引き起こす磁気リコネクションと EB を引き起こす磁気リコネクションは発生高度の違いだと考えられているが、この違いをもたらす原因はわかっておらす、最近Chae,Moon, and Park (2003)は、磁気リコネクションは光球と彩層の異なるレベルで起こり、優先的な高さはないと提唱した。彩層で起こる磁気リコネクションはコロナで起こるものと比べ規模は小さいが、プラズモイド形成・スローモードおよびファーストモードのショックなど、リコネクションにとって重要な特徴は観測されている。(Lin & Ni 2019)
このような研究から磁気リコネクションが EB を引き起こすという考えが有力であるが、EBの発生メカニズムとエネルギー変換機構の詳細はまだ明らかになってはいない。
EB の異なる高度での速度導出は過去様々な観測が行われている。光球では、Severny (1968) が EBs 大気で 1–3km s−1 の上昇流を報告している。一方、Georgoulis et al.
(2002) は EBs の統計的研究を行い、80%以上の EBs が 0.1–0.5 km s−1 の下降流を伴うことを発見した。彩層では、6km s−1 の上昇流がいくつかの EB で観測されている(Kitai1983)。Kurokawa et al. (1982) も EBs の増光期に 8 km s−1の上昇流を発見している。Chen, Fang, and Ding (2001) はこれらの上昇流を彩層での磁気リコネクションの数値シミュレーションによって再現した。また、Matsumoto et al.
(2008)がHα 線の単波長分光観測からEB発生時の光球・彩層間の平均速度を求めた。結果として光球では0.1–0.3 kms−1 の下降流、彩層では1–2 km s−1 の上昇流が確認できたことから、このことが EB 中における磁気リコネクションの証拠となると主張している。しかし、EB を伴う彩層間での磁気リコネクションの特徴などはわかっていない。この研究の目的は、EB領域を多波長高時間分解能分光観測を行うことで異なる高さにおける速度・温度・明るさの変化からEBの高さ方向への伝搬についての解析を行い、その形成・発展過程について考察をすることである。
以下、第2章に観測、第3章では解析方法・結果、第4章で議論、第 5 章ではまとめである。
2. 観測
観測対象を図 1 に示す。図 1 は京都大学飛騨天文台のSolar Magnetic Activity Research Telescope （SMART）で撮像されたHα 線中心から1.25 Å 短い波長の画像である。上図は2022年10月16日の活動領域NOAA13124、下図が10月31日の活動領域NOAA13135である。右の画像は左図の黒枠内を拡大したもので赤枠内が解析対象である。
この観測対象を京都大学飛騨天文台 ドームレス太陽望遠鏡（Domeless Solar Telescope : DST）の水平分光器を用いてHα 線(6562.8 Å)とCa II K線(3933.7 Å)の二つの波長で観測を行なった。観測概要は表 1 に示す。

3.

Vol. 6,

解析方法・結果

本研究では、Hα 線とCa II K線での各速度、温度、明るさを導出した。それぞれの導出方法を述べるにあたり、以後使用する表記と物理量を表 1 に示す。

3.1. エラーマンボムの同定
エラーマンボムを分光観測すると、図2の左図の赤矢印にあるようなライン中心から両端に増光している画像となる。また、赤矢印のラインでプロファイルをとると右図のような分光プロファイルが得られる。縦軸が輝度、横軸が波長(Å)である。このような増光が確認できる分光画像を目視で見つけだした。
今回の観測では各波長が同時に増光するエラーマンボ
ムを観測できなかった。

3.2. Hα 線の温度導出
Hα 線の温度導出方法として Hong et al. (2014) が提案した Two Cloud Model を使用した。Cloud Model とは Beckers(1964) によって考案されたモデルで、Hα 線のコントラストプロファイルを用いて、彩層上空に浮かぶ雲の物理量を推定することができる。さらに、エラーマンボムでは下層大気の特定の層では加熱が起きるが、彩層上部はほとんど加熱の影響を受けないことから Hongは加熱領域と非加熱領域での 2 つの雲を用意する Two Cloud Model を提案した。
具体的な式として、観測によって得られるコントラストプロファイルに対して以下の式でフィッティングを行う。
SL[1 − exp(−τL )] exp(−τU )I0
SU+[1 − exp(−τU )] ,(1)I0C = exp [−(τL + τU )] +2
τL = (1 − αL )τL,q = (1 − αL )τL0 δ2 + (λδ − λL )2 ,[ λ − λ 2] τ = (1 − α )τ0UUU U,q = (1 − αU )τU exp −( W ) ,(2)21S = 2hc
λ5 b2 exp( hc ) − 1 ,b3λkT S = (1 − β)S .
LL,q

ここで、添え字の「L」, 「U 」, 「q 」は下層雲と上層 雲 、静 穏 時 の パ ラ メ ー タ ー を 表 す。パラ メ ー タ ー は
αU , αL , β, τU0 , τL0 , δ,W, λU , λL , TU , TL の11つであるが、すべてを自由パラメーターにすると計算時間が大きくなる
ため、αU , αL , β 以外の各パラメーターに制限を設けた。
δ, W はプロファイルから 0.3 Å から 0.6 Å と 0.2 Å から 0.6
Å とし、λU , λL はプロファイルを６次関数近似した時の頂点位置を初期値とし、上限は設けなかった。L, TU , TL
に関しては VAL-C 静太陽モデル (Vernazza et al. 1981) から下層大気に対応する温度を 300 km から 700 km の高度に、上層大気に対応する温度を 1500 km から 2000 km の高度に対応する温度とした。τU0 , τL0 は先行研究からフィッティングへの寄与率が低いことが分かったため、先行研究と同様の 0.4 と 0.2 の固定値とした。
図 3 は Two Cloud model で求めた Hα 線のウィング部の温度時間変動のグラフである。図にあるように、今回温度に関してはうまく導出できなかったため、議論の対象から外した。

エラーマンボムの高度詳細解析

id. 33Fig. 1. Images taken on October 16, 2022 (top) and October 31, 2022 (bottom) at a wavelength 1.25 Å short of the center of Hα observed with the Solar
Magnetic Activity Research Telescope (SMART) at Kyoto University’s Hida Observatory. The right ﬁgure is an enlarged view of the region indicated by
the black frame in the left ﬁgure, The red frame is the slit-scan observation area.

Table 1. Observation summary

Date (JST)2022, October-16 9:06-9:24

2022, October-31 10:32-10:50

Targetnear NOAA13124

near NOAA13135

CameraAVT Prosilica GE1650

AVT Prosilica GE1650(02-2075A-06004)(02-2075A-06052)

Pixel number

800 × 600

800 × 600

Center wavelengthHα(6562.808 Å)Ca IIK(3933.682 Å)Spatial sampling

about 0.34 arcsec pixel−1

about 0.32 arcsec pixel−1

Wavelength sampling

about 0.04 Å pixel−1

about 0.018 Å pixel−1

Exposure time

0.06 sec

0.14 sec

Slit0.1 × 50 mm

0.2 × 20 mm

Scan width

35 arcsec

35 arcsec

Scan time

10 sec10 secSpectral images in one scan

about 56 images

about 56 images

4

R. Ichikawa and S. Nozawa

Vol. 6,

Table 2. Notation and physical quantities to be used afterwards.

Notation

Physical quantities

Notation

Physical quantities

SSource Function

I0Quiet Region Intensity

τOpacity thickness

δDamping constant [Å]W

Doppler shift [Å]λWavelength [Å]hPlanck constantc

Light velocityb

departure coefﬁcients ofT

Quiet Region Temperature [K]βnew parameterthe hydrogen atom at energy levels
αnew parameter

Fig. 2. The left ﬁgure is a Hα-line spectral image, and the red arrow shows an Ellerman bomb with a wing section that is intensiﬁed. The right ﬁgureshows proﬁles of Ellerman bomb (solid line) and quiet region (dashed line).

3.3. Hα 線のドップラー速度の導出

Fig. 3. Temperature time variation within the altitude region of the Hαwing obtained by the TwoCloud Model.

Hα線のドップラー速度導出では図4の右図の様に、吸収線に対して４次関数でフィッティングを行いその頂点位置を求め、ドップラーシフト量を求め速度を導出した。ウィング部では左図のように静穏領域に対してのコントラストをとることでウィング部の増光部を顕著に表したプロファイルを生成し、バイセクター法を用いてウィング部のドップラーシフト量を求め速度を導出した。基準となる波長位置は観測ファイル (約 30000 枚) を時間空間平均して制作したプロファイルを同様のフィッティングを行って導出した。
図5がHα線およびTi線のドップラー速度の時間変化である。横軸が時間で縦軸が速度。負の値の場合、太陽から湧き出るような上昇流を表している。緑色の線がHα center、紫色が線が Hα wing、水色の線が Ti の線の速度である。
センター部の速度が上昇流、ウィング部の速度が下降流であることから、今回発生したエラーマンボムは各波長に対応した高度 500 km から 1500 km の間で発生し、その双方交流を観測したと考えられる。センター部とウィング部の速度に注目すると、センター部では時間が経つと強い上昇流に、ウィング部は速度が0に近づくような時間変化が確認できる。このことから、2つの可能性が考えられ、一つ目はリコネクションポイントが時間が経つととエラーマンボムの高度詳細解析

id. 3

5Fig. 4. The right ﬁgure is the result of a quadratic function approximation of the central wavelengths of the Hα and Ti lines. The red line is the ﬁtting
result and the dashed line is the vertex position. The left ﬁgure shows the Doppler shift of the wing area obtained by the bi-sectoral method in contrast
with the background proﬁle.

Fig. 5. Time variation of the Doppler velocity of the Hα and Ti lines.
The green line is the velocity time variation of the Hα center, the purpleline is the velocity time variation of the Hα wing, and the light blue lineis the velocity time variation of the Ti line. Negative velocities indicate
an upwelling that seems to spring from the sun.

Fig. 6. Results of ﬁtting each component of the Ca II line individually.
The dashed lines indicate the vertex position of each component..

もに上昇した可能性。2つ目は、時間がたつにつれ、双方交流の上昇部だけ強くなっていき、逆に下降部は弱くなっていった可能性である。しかし、現段階ではこのどちらが正しいのかは判断できていない。

3.4. Ca II K 線の温度導出方法
Ca II K 線の温度導出方法は熱力学的平衡が保たれている K1 , K2 に対してプランクの法則を適用した。
TEB =hc1()].
[kλ log Iq exp ( hc ) − 1 + 1IEB(3)kTq λ

具体的には、図6にあるように、各コンポーネントに対して 4 次関数でフィッティングを行いその頂点位置を求めた。求めた波長位置と同様の位置の背景プロファイルの輝度値も求め、その値を Iq , IEB に代入した。その後、短波長、長波長の温度を平均することで各コンポーネントでの温度とした。ここで、Tq は静穏時の温度で、約 500 kmに対応する K1 では 4000 K、約 1000 km に対応する K2 では6000 K としている。
図 7 は Ca II K 線の K1 K2 の温度時間変動のグラフである。K2 は静穏時よりも少し温度が上昇していることがわかるが、輝線を見ているためプランクの法則を適用していいかがわからず、うまく議論ができなかった。

3.5. Ca II K線の速度導出方法Ca II K線はK1 , K2 , K3 と3つの吸収線が重なった状態で観測される。そのため、速度導出では各コンポーネントに対して個別にフィッティングを行い各波長位置を求めた。
具体的には、K1 をフィッティングする際にはK2 、K3 を除いた状態でフィッティングを行う(図8)。基準となる波長位
置はHα 線と同様に観測ファイル内を時間空間平均したプロファイルとした。
図9がCa II K線のドップラー速度の時間変化である。横軸が時間で縦軸が速度。負の値の場合、太陽から湧き出6

R. Ichikawa and S. Nozawa

Fig. 7. Temperature time variation within the altitude region of the Hαwing obtained by the Two Cloud Model.

Fig. 8. Results of ﬁtting only the individual components of the Ca II Kline. The points plotted with + are the points used for ﬁtting. The points
plotted in circles are the vertex positions in the approximate curve.

るような上昇流を表している。緑色の線が K3 、赤色が線が K2 、青色の線が K1 の速度である。K1 の速度が一番強い上昇流で、高度が上がるにつれて速度が0に近づくように減少していることから、今回発生したエラーマンボム
はK1 に対応する高度500 kmより低高度で発生したと考えられる。Ca II K線ではHα 線で確認できた速度の時間変化は確認できなかった。

Vol. 6,Fig. 9. Doppler velocity time variation of the Ca II K line. The green
line is the K3 velocity time variation, the red line is the K2 velocity time variation, and the blue line is the K1 velocity time variation.
Negative velocities indicate an updraft that seems to spring from thesun.

逆に光度が減少すると少し遅れて速度が下降流になる様子が確認できる。これは、エラーマンボムが光ったタイミング、すなわち磁気リコネクションが発生したタイミングで光度に変化が現れ、それによって発生した上昇流がタイムラグを生じて現れることを示している。光度が減少したタイミングは、磁気リコネクション発生のインターバルにあたる時間帯のため磁気リコネクションによる上昇流が発生しておらず、相対的に下降流として現れる。また、ウィングのシフトの時間変動図のほうが実際のドップラー速度時間変動より、顕著にこの傾向が現れている。これは、16 日の観測領域が太陽中から西に約 40 度ずれているため、視線方向で考えるとエラーマンボムを斜めから観測したことになる。よって、視線方向速度では実際の速度より低下した状態で観測されるため、シフトの時間変動に比べて上昇、下降の変動が小さかったと考えられる。

4.2. Ca II K 線 速度と輝度の相関図 11 は Ca II K 線の K2 での速度時間変化 (上図)、輝度時間変化 (中図)、ウィングのシフトの時間変化 (下図) を縦に並べたもの。それぞれ、時間変動のおおまかな動きが見やすいように1分間の移動平均を図示してある。Ca II K線
では、速度と輝度(上図と中図)に強い相関が見られなかった。これは、31日のエラーマンボムがK2 コンポーネントより K1 コンポーネントに近い位置で磁気リコネクションが発生したため、磁気リコネクションにより発生した光4. 議論度とK2 コンポーネントの光度変化が直結していないため
4.1. Hα 線 速度と輝度の相関と考えられる。なので、相関を見るにはより磁気リコネHα 線のウィング部に速度と輝度の相関が確認できた。 クションに近いK1 コンポーネントの時間変動で相関を確
図 10 は Hα 線のウィング部のでの速度時間変化 (上図)、輝 認しないといけないが、K1 コンポーネントでは増光が小度時間変化 (中図)、ウィング部のシフト時間変化 (下図) を さいため、細かい時間変動が確認するのが難しく弱い相縦に並べたものである。ここで、ウィング部のシフトと 関関係しか確認できなかった。
はコントラストをとった時の短波長側のピーク値から長波長側のピーク値を引いたもので、短波長側が優勢(値が 5. まとめ0以上)の場合は上昇流、長波長側が優勢の場合は下降流傾
本研究では、飛騨天文台ドームレス太陽望遠鏡の水平向であることを示している。それぞれ、時間変化の流れを分光器を用いてエラーマンボムの多波長同時分光観測を見やすくなるように1分間の移動平均を図示してある。図から、光度が増加すると少し遅れて速度が上昇流になり、 行い、その高度を細分化した時の物理量の時間変動につid. 3

エラーマンボムの高度詳細解析

Fig. 10. Correlation between Ha line velocity and intensity. From top
to bottom, the time variation of velocity, intensity, and shift of the wing
section are shown. One-minute moving averages are taken to make iteasier to see the large trends in time variation.

いて解析を行った。観測波長は Hα 線と Ca II K 線である。
今回の観測ではHα線とCa II K線が同時に増光している様子が観測できなかったため、それぞれの波長で増光したエラーマンボムを個別に解析した。
Hα線で増光が起きた10月16日のエラーマンボムでは光球から 300 km 上空の彩層下部に対応するウィング部では上昇温度は300 Kから2000 Kの範囲であった。ドップラー
速度ではウィング部で下降流、ライン中心では上昇流だったため、16日のエラーマンボムは高度300 kmから1500 kmの間で磁気リコネクションが発生したと考えられる。また、速度が時間が立つにつれ上昇流に変化していく様子が確認できたが、これは磁気リコネクションが時間が立つにつれて上空に移動したためだと考えられる。彩層底部のウィング部では速度と光度に相関がみられたが、これは増光するタイミングで磁気リコネクションが発生し、少し遅れて上昇流を速度として観測したためである。シフトの時間変動に比べて、ドップラー速度の時間変動での相関が小さかったがこれは観測領域が太陽中心からずれていたため、視線方向速度が低下したためと考えられる。先行研究に比べ上昇流の値が小さいのもこのせいであると考えられる。以上の点から磁気リコネクションは彩層下部で発生しているというモデルを考察した (図 12)。
Ca II K 線で増光が起きた 10 月 31 日のエラーマンボムでは、光球から 1000 km 上空の彩層中部に対応する K2 コン

7Fig. 11. Correlation between Ha line velocity and intensity. From top
to bottom, the time variation of velocity, intensity, and shift of the wingsection are shown. One-minute moving averages are taken to make iteasier to see the large trends in time variation.

ポーネントで 1500 K から 2500 K ほどの上昇温度が得られた。ドップラー速度ではK1 , K2 , K3 コンポーネントと、観測高度が高くなるごとに上昇流が弱くなることから、31日のエラーマンボムは高度 500 km より低い高度で磁気リコネクションが発生したと考えられる。K3 コンポーネン
トでは速度が 0 なので、エラーマンボムは高度 2000 km の彩層上部に届かなかといえる。Ca II K 線では速度と光度に相関が弱かったが、これはK2 コンポーネントよりK1 コンポーネント近くで磁気リコネクションが発生したため、K2 コンポーネントの光度は磁気リコネクションの発生と直結した変動をしなかったためと解釈した。

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