京都大学
大学院 理学研究科 附属天文台
年次報告2000 年 (平成 12 年)

KWASAN & HIDA OBSERVATORIESGRADUATE SCHOOL OF SCIENCE, KYOTO UNIVERSITY

目次
1 はじめに

1

2 沿革と主な施設整備年表

2

3 構成員

3

4 主要な教育研究設備

44.1 主要教育研究設備
4.2 平成 12 年度の主な改修改良事項

445 研究活動

9

5.1
5.2
5.3
5.4

9
9
10
11

太陽系物理学分野
太陽物理学分野
太陽宇宙プラズマ物理学分野
研究トッピクス6 教育活動33

6.1 京都大学大学院理学研究科
6.2 京都大学理学部

33
33

7 主な営繕工事

34

8 共同利用

35

8.1
8.2
8.3
8.4

35
35
36
36

ド ームレス太陽望遠鏡 (DST) 公開共同利用
ド ームレス太陽望遠鏡 (DST) 国際協同観測
外国人研究者短期滞在・研究交流
花山天文台で開催された研究会

9 一般公開37

10 研究成果報告

3810.1 出版
10.2 研究会報告
10.3 天文台出版物

38
42
47

1 はじめに
平成 12 年度は、当天文台にとって、平成 10 年の飛騨天文台 30 周年、平成 11 年の花山
天文台 70 周年記念を経て、更なる新しい活動のステップを踏み出した年でありました。
様々な教育研究活動が当天文台を舞台に活発に繰り広げられ、多くの成果を挙げることが出来ました。部分的ではありますが、教育研究環境の整備も進めることが出来ました。関
係各位のご尽力とご支援にあらためて感謝を申し上げる次第であります。
理工系離れと入学生の学力低下、小中高における理数教育内容の低下など 、科学技術立
国をめざす我が国にとって、早急に改善すべき問題が多い中で、大学における理学教育の果たすべき役割は一段とその重要性を増しております。又一方で、21 世紀は、宇宙ステーションの建設開始や月・火星基地の建設計画に見られるように、人類が宇宙での活動を本格化させる時代であり、宇宙への国民の関心も確実に高まっていると云えます。
当天文台は創設以来、宇宙の中でも我々にとって最も関係の深い太陽及び太陽系天体の観測研究に最も重点を置いて、多くの教育研究成果を挙げきておりますが、更にこれからの宇宙時代に向けて、太陽活動の研究を基盤とした宇宙天気研究、太陽型宇宙活動研究な
ど 、分野横断的な新しい教育研究を発展させると共に、人材の育成、青少年を中心とした生涯教育への貢献など 、当天文台の活動を一段と高めて行く必要があると考えております。
飛騨天文台では、データ通信回線を従来の 384 Kbps から 1.5 Mbps に高速化すると共に、通信時間料金方式から専用回線方式への切り替えを行いました。飛騨天文台に最も近い SINET ノード 校である金沢大学までの専用回線を設置することにより、コスト減を計り実現したものです。これによって、人工衛星や世界主要天文台との国際協同観測及び花山・飛騨両天文台の連携による画像データ解析が一段と促進されることになりました。
11 月にはこの高速専用回線を用いて、花山・飛騨天文台連携同時一般公開を「太陽宇宙デジタルライブ 」と銘打って開催しました。文部科学省の「大学等地域開放特別事業」の後援も得て行われ、訪れた小学生からお年寄りまで広い年齢層の方々に大変好評でした。
職員の少ない当天文台では、一般公開の準備や当日の案内における主役は、大学院生と学部学生諸君でした。自分たちの研究を研究者仲間にではなく、一般の人々に判りやすく説明するという案外難しく大切な課題を実践する場として、学生諸君にとっても、良い体験になったのではないかと思っております。
平成 12 年 10 月には、ゲッチンゲン大学のポスド ク研究員であった野上大作君が助手として採用され 、飛騨天文台に赴任しました。野上君は激変星など 恒星活動の研究において、多くの成果を挙げている大変元気な若手であります。彼の加入によって、当天文台が新しく推進しようとしているテーマの一つである「太陽活動研究を基盤とした恒星銀河活動の研究」にとって、新しいステップが踏み出されたものと考えております。
平成 13 年 9 月
京都大学大学院理学研究科附属天文台
台長 黒河宏企

1

2 沿革と主な施設整備年表
京都大学大学院理学研究科附属天文台は花山天文台と飛騨天文台より構成されています。
花山天文台は、昭和 4 年の創設以来、太陽や月・惑星・彗星・小惑星など 、我々に最も身近で関係の深い太陽系宇宙の教育研究を中心として、天文学の発展と普及に貢献して来ています。現在では特に、太陽活動現象や宇宙磁気プラズマ活動現象の解析センターとしての役割を担うと共に、大学院学生及び学部学生に対する教育観測実習を実施しています。
飛騨天文台は、昭和 43 年に、日本の屋根と呼ばれる中部山岳地帯に設立され、青く澄んだシーイングの良い大空の下、世界第一級の高分解能をもつド ームレス太陽望遠鏡、東洋一のレンズをもつ 65 cm 屈折望遠鏡等を用いて観測の最前線に立ち、次々と新しい成果を挙げると共に、他大学や国立天文台等、他機関の研究者や学生にもこれらの大型装置を公開してしています。
昭和 4 年 10 月
昭和 16 年 7 月
昭和 33 年 4 月
昭和 43 年 11 月

昭和 47 年 4 月
昭和 54 年 5 月
昭和 55 年 3 月
昭和 63 年 3 月
平成 3 年 3 月
平成 4 年 3 月

平成 5 年 3 月
平成 6 年 3 月
平成 7 年 10 月
平成 8 年 3 月
平成 8 年 11 月
平成 9 年 3 月

平成 10 年 3 月
平成 10 年 10 月
平成 11 年 3 月
平成 11 年 11 月
平成 12 年 9 月
平成 13 年 3 月

花山天文台設立
生駒山太陽観測所 (奈良県生駒郡生駒山) 設立
花山天文台及び生駒山太陽観測所を理学部附属天文台として官制化
飛騨天文台設立
宿舎、本館、60 cm 反射望遠鏡ド ーム完工、60 cm 反射望遠鏡を
花山天文台より移設、開所式挙行
飛騨天文台に、65 cm 屈折望遠鏡及び新館完成、竣工式挙行
飛騨天文台に、ド ームレス太陽望遠鏡完成、竣工式挙行
花山天文台に、新庁舎完成
飛騨天文台の、ド ームレス太陽望遠鏡駆動コンピューター更新
飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡塔体パネル営繕工事完了
飛騨天文台 15 m ド ーム駆動装置営繕工事完了
飛騨天文台に、太陽フレア監視望遠鏡及びド ーム完成
花山天文台 5 m ド ーム営繕工事完了
花山天文台にモザイク回折格子制御装置設置 (太陽館分光器室)
花山天文台 9 m ド ーム営繕工事完了
花山天文台太陽フレア観測望遠鏡格納庫仮設
飛騨天文台専用道路落石防護工事施工
花山天文台にデジタル専用回線導入
飛騨天文台研究棟及び管理棟外壁等改修工事施工
飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡に高分解能太陽磁場測定装置新設
飛騨天文台 60 cm 反射望遠鏡カセグレン焦点に分光器設置
飛騨天文台 60 cm 反射望遠鏡 7 m ド ーム駆動部改修工事施工
飛騨天文台 60 cm 反射望遠鏡赤道儀駆動部改修工事施工
飛騨天文台専用道路に光ケーブル敷設工事施工。
高速データ通信回線 (384 Kbps) 開通
花山天文台 18 cm 屈折望遠鏡に太陽 H 単色像デジタル撮影システム完成
花山天文台デジタル専用回線を 128 Kbps から 1.5 Mbps に高速化
飛騨天文台デジタル通信回線を 1.5 Mbps に高速化、且つ専用回線に切替え
飛騨天文台 65 cm 屈折望遠鏡 15 m ド ームスリット等改修工事完了

2

3 構成員 (平成 12 年度)
台長

黒河宏企

併任教官
教授
教授
教授

小山 勝二
荒木 徹
舞原 俊憲

名誉教授

牧田 貢

職員
花山天文台
教授
教授
非常勤研究員
非常勤研究員
事務補佐員
事務補佐員
技能補佐員
技能補佐員
技能補佐員

黒河 宏企
柴田 一成
石井 貴子 (平成 12 年 4 月採用)王 同江 (平成 12 年 6 月採用)
山内 ゆか (平成 12 年 6 月退職)
中岡 恵美 (平成 12 年 7 月採用)
名筋 容子
鴨部 麻衣
人見 久恵 (平成 13 年 2 月退職)

助教授
助教授
助手
助手
技術専門職員
技官
非常勤研究員
技能補佐員
技能補佐員
技能補佐員
臨時用務員

赤羽 徳英
北井 礼三郎
上野 悟
野上 大作 (平成 12 年 10 月採用)
石浦 清美
木村 剛一
吉村 圭司
井上 理恵 (平成 12 年 4 月採用)
門田 三和子
野林 幸彦
福田 秀子 (平成 12 年 4 月採用)

飛騨天文台

リサーチアシスタント (RA)佐野 周作

ティーチングアシスタント (TA)

磯部 洋明

3

4 主要な教育研究設備
4.1 主要教育研究設備
花山天文台

45 cm 屈折望遠鏡、70 cm シーロスタット太陽望遠鏡、花山画像処理システム (KIPS) 、
18 cm 屈折望遠鏡、太陽フレアーモニター望遠鏡
飛騨天文台

60 cm 反射望遠鏡、65 cm 屈折望遠鏡、60 cm ド ームレス太陽望遠鏡、太陽フレアー
監視望遠鏡

4.2 平成 12 年度の主な改修改良事項(1) 飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡観測装置の整備(a) ファブリペローフィルターの導入 (学長裁量経費 教育基盤設備充実経費)
ド ームレス太陽望遠鏡での H 撮像観測は、これまで透過幅 0.25 
A のリオフィルターを用いて行われてきました。より迅速に透過中心波長を変更して、高精度・高時間分解のH 撮像観測ができるように、リシウムニオベート固体結晶エタロンを用いたファブリペ
ローフィルターを導入しました。 これは、固体結晶に印加する電圧を変えることによって、透過中心波長を変えることができるものです。その主な仕様は、

 透過中心波長: 6562.8 A 透過幅: 0.25 AA 波長可変範囲: H 中心から長短それぞれ 2.5 

 口径: 50mm
 温度制御: 変動幅 0.03 度以内の恒温セルです。透過波長の変更は、パソコン制御のもとで行われます。

(b) 高分解 H 単色像データの収納システムの増強・整備
高分解 H 単色像システムでは、1 フレームが 8MB の大きなサイズのデータとなっています。これまでは、2 つの 37GB リムーバブルディスクを交互に用いて、観測時のデー
タ格納、データの DDS テープへの保存を行ってきました。今年度に、データの予備的な整理、及びクイックルック用ムービーの作成システム等が整備されました。これに伴い、これらの処理を、観測と並行して行えるように、新たに 37GB(10000rpm) のリムーバブ
ルディスクを増強しました。

4

(2) 飛騨天文台データ通信への高速専用回線の導入
12 年度秋に、飛騨天文台ではデータ通信用に、それまでの 384 Kbps の電話回線に換え、近隣の SINET ノード 校まで 1.5 Mbps の専用回線を設置し 、より高速な大容量の天体観
測データの送信などが可能となりました。以下にその回線経路の概略、導入の目的を図示します。

5

(3) 太陽フレア監視望遠鏡 (FMT) データの公開
昨年度に引き続き、飛騨天文台太陽フレア
監視望遠鏡 (FMT) の画像データや活動現象の、データベース化と公開を進めて来ました。
中でも 12 年度の特徴的な事項として、下の 2
点があげられます。
(A) 現在の太陽全面の様子をリアルタイムに近い状態でインターネット上で閲覧する事が可能になりました (右図参照)。ただし 、これらの画像は観賞用に加工してあり、研究用には不向きであると思われます。
(B) FMT で観測された活動現象の分類リス
トから、少なくとも目立った現象に関しては複数種類の波長での生の画像データをインター
ネット上で公開し 、観賞用としても研究用としても利用できるようになりました (下図参照)。画像データの形式は GIF 形式で、オリジナルの数値情報がほぼ再現されています。

6

(4) 飛騨天文台 60cm 反射望遠鏡の赤経・赤緯軸高精度エンコーダの取り付け
この望遠鏡での観測対象はこれまで惑星等の明るい天体が主でした。そのため観測視野
への天体の導入は赤経軸のみに取り付けられた精度 15 分のエンコーダ出力をもとに、ガイド 望遠鏡で目視をしながら行なうようになっていました。しかしこれから惑星と比べて数万分の 1 以下の明るさしかない恒星の活動現象を観測していくにあたり、この手法では導入に大変な手間が掛かり観測効率を著しく落としてしまいます。そのため天体の位置のみから観測視野に導入できるよう、赤経軸及び赤緯軸に OMRON 社製の高精度インクリ
メンタル型ロータリーエンコーダを取り付けました。これにより望遠鏡方向の取得精度が赤経方向 1 秒、赤緯方向 10" となり、天体の位置さえわかればどんな暗い天体でもすぐに視野に導入できるようになりました。

(5) 花山天文台の計算機ネット ワークの整備
計算機関連では以下の整備を行ないました。

1. 太陽観測衛星 TRACE データアーカイブ用 RAID ハードデ ィスクの導入
2. フレアーモニター望遠鏡データアーカイブの作成
3. 解析用パソコンと大容量ハードデ ィスクの導入
飛騨天文台で観測された太陽の可視光画像は、観測衛星による X 線画像や極紫外線画像と比較解析することで、より多くの情報を引き出すことができます。
そのために必要なデータアーカイブとして、今年度は、太陽観測衛星 TRACE 用に 2 台の RAID ハードディスク (それぞれ容量 300GB と 400GB) を導入しました。また飛騨天文台フレアモニター太陽望遠鏡による太陽全面画像のアーカイブを作成しました。現在これらのデータにネットワークを通じてアクセスできる態勢が整っています。
さらにこれらの大量の画像データを処理・解析するために、大容量ハードディスク (80GB)を塔載した解析用パソコン、及び解析支援ソフトウェア IDL を多数導入しました。

(6) 雷被害防止用避雷装置設置
しばしば起こる花山天文台での雷被害への対策として、平成 12 年度予算で避雷装置を設置しました。
構内電柱上の開閉器、避雷器の接地抵抗がこれまで高く、正常な動作が期待できません
でしたので、本館脇で接地工事を行いました。本館脇のキュービクル内および新館分電盤に保安器 (大阪ヒューズ LP-BW2B) を取り付けました。
さらに、24 時間運転を行っている花山計算機システムサーバ計算機 (kipsu 系列、kipsufを除く) および主要プリンタに避雷器を取り付けました。計算機システム用避雷器は電源系にサンダープロテクター TP-102A(大阪ヒューズ製) 、 ネットワーク系にサージプロテ
クター MTJ08ERJ45 を、kipsua に付いているファクスモデムにはファクシミリ用保安器
LP-301A(大阪ヒューズ製) を取り付けました。
これらの装置の設置により、休日夜間など花山天文台に人のいないときの突然の雷雨にも対処できるようになりました。

7

(7) 花山天文台ザート リウス H-alpha 太陽全面撮像光学系の設計製作
花山天文台ではザートリウス製 18cm 望遠鏡に Halle 社の Lyot フィルターと Kodak 社の CCD カメラを取り付けて、太陽 H-alpha 単色像のルーチン観測を行っています。ザー
トリウス望遠鏡の焦点距離は約 3m で、約 28mm の太陽像が結像されているのに対して、
現在は、1; 600 2 1; 000 ピクセル (14mm 2 9mm) の CCD カメラを使用しているため、一度に撮影できる視野は太陽面の約 1/6 に過ぎません。この為、太陽全面のパトロール観測を行うのに、午前、午後それぞれ約 30 分位の時間が掛かかり、その間協同観測のターゲッ
ト領域の連続観測が抜けるという問題点があります。
これを解決する為に、太陽全面を一度に撮影することを考えました。その為には、まず望遠鏡からの光を太陽全面に亘って蹴られなく Lyot フィルターを通さねばなりません。
又、この際同時に Lyot フィルターへ入射する光束の角度を限度内に収める必要があります。更には、太陽全面が CCD カメラの受光面サイズに収まるように縮小することも必要となります。これらを同時に満たす光学系を設計製作しました。なおこの時使用する CCD
カメラは Kodak 社のメガプラス 4.2i (2; 000 2 2; 000) として設計しました。CCD 撮像 PC
システムのソフト開発が現在未だ進行中ですが、これらのシステムが実際に稼動すれば 、
ザートリウスによる太陽観測がより効率良く行われるものと期待できます。

(8) 花山天文台ザート リウス望遠鏡の極軸調整
前述のザートリウス製 18cm 屈折望遠鏡の極軸に狂いが生じており、モータードライブ
による追尾を行っても観測対象の黒点群を 1 時間程度しか視野内にとどめておけませんでした。そこで、黒点を用いて極軸のずれを測定し 、その結果をもとに極軸の調整をしなおしました。
極軸のずれを測定した結果、赤経成分が西へ 0.3 度、赤緯成分が北へ 0.4 度ずれている
いることが分かりました。このずれの程度は、仮に、この望遠鏡が花山天文台設立当時の約 70 年前に極軸をきちんと調整されて設置されていたとしても、70 年の間の歳差運動により生じる程度の大きさでした。
極軸の調整は、測定したずれをもとに、まず東へ 0.3 度、南へ 0.4 度動かして調整した
のち、再びずれを測定し 、まだずれている分をさらに細かく調整するという方法で行いました。合計 3 回の調整を行った結果、ずれを 0.1 度以下に押え、数時間の追尾が保証されるようになりました。

8

5 研究活動
5.1 太陽系物理学分野
惑星・衛星・彗星の大気構造及び地殻構造の観測的研究、太陽系天体の起源と進化の研
究、惑星表面現象の変化の観測に基づく惑星気候の長期変動の研究、天体観測法及び観測装置・システムの開発等の研究が行われています。具体的には次のようなテーマについての研究が行われています。

 火星大気の大循環と季節変化の研究
 火星表面の雲、砂嵐発生のメカニズムの研究
 火星極冠の形成縮退の年変化の観測と長期気候変動の研究
 木星の大気構造の研究
 彗星の構造と起源進化の研究
 月、水星の地殻構造の研究

5.2 太陽物理学分野
太陽はその外層大気の基本的構造を具体的に観測して解析できる唯一の恒星です。星の内部で再生産され捻られた天体磁場が、表面に浮上して引き起こす様々な磁気プラズマ活動現象を、具体的に解析できる唯一の天体です。このことから太陽は宇宙プラズマの実験室と呼ばれています。又その太陽活動の変化は、今後益々盛んになる人類の宇宙活動をはじめとした、近代文明に大きな影響を与えますので 、そのメカニズムの解明が急がれています。このような観点から、太陽表面爆発現象のエネルギー蓄積解放機構の研究をはじめ、次のようなテーマについて研究が行われ、多くの成果を挙げています。

 太陽外層大気 (光球、彩層、遷移領域、コロナ) の微細構造の研究
 粒状斑パターンの連続追尾による、太陽光球速度場の研究 太陽活動領域の構造と進化の研究
 太陽活動現象 (黒点、紅炎、フレアー) の構造と発生機構の研究
 双極磁場領域の浮上と再結合過程及びそれに伴う活動現象の研究
 磁気シアー構造の発達過程と太陽面爆発のエネルギー蓄積解放機構の研究 太陽コロナループの熱力学構造と加熱機構の研究

95.3 太陽宇宙プラズマ物理学分野
本分野では、太陽プラズマ活動現象の観測的・理論的研究とともに、太陽活動現象に類似の宇宙プラズマ活動現象 (恒星フレア、宇宙ジェットなど ) の理論的研究が行なわれています。わが国得意のスペース X 線観測 (ようこう) 、地上高分解可視光観測 (飛騨天文台)による太陽研究で発見された様々な法則を、スーパーコンピュータや理論を用いて天体フ
レアや宇宙ジェットに応用することにより、大きな成果があげられています。2000 年度はとくに以下の研究がなされました。

I. 太陽プラズマ活動現象の観測的研究
1) 太陽フレアにおける加熱と冷却のメカニズムの解明
2) カスプ型フレアの多波長観測: 1997 年 5 月 12 日の LDE フレア
3) 太陽コロナのアーケード 生成における dawn-dusk asymmetry4)EIT wave と同時観測された Moreton wave
5) ようこう SXT 、SOHO EIT と H-alpha コロナグラフの同時観測によるプロ
ミネンス突然消失の解析
6)CME とコロナルホールの発生位置に関する法則
II. 太陽プラズマ活動現象の理論シミュレーション研究
7) アルヴェン波によって生成されるスピキュールの 2 次元モデル
8) アルヴェン波による太陽浮上磁気ループ中のコロナ生成
9) 浮上磁場の 3 次元モデル
10) 光球下からの孤立捻れ磁束管浮上11) フレアの磁気流体シミュレーション { 熱伝導・彩層蒸発・放射冷却の効果
12) 光球リコネクション
III. 宇宙プラズマ活動現象の理論シミュレーション研究
13) 宇宙ジェットの MHD シミュレーション
14) カーホール磁気圏から噴出するジェットの一般相対論的 MHD シミュレー
ション
15) ブラックホールへの降着流中における衝撃波形成のシミュレーション
16) 晩期型巨星彩層における星風生成 { MHD 数値シミュレーション17) 星間媒質中における磁気リコネクション
18) 太陽・恒星フレアの HR 図: EM{T ダ イアグラム
IV. 国際共同研究
19) 太陽コロナおよび地球磁気圏における磁気リコネクション
10

5.4 研究トピックス(1) 火星南極冠
火星の極冠は観測しにくい位置に在るとはいえ、その生長過程を見た人は誰もいません。い
くつもの探査機が火星を観測していますが 、その探査機ですら極冠の生長過程を見ていません。
極冠が見えるのは極冠が最大に達しとけ始める頃からです。南極冠は南半球の春分あるいはその少し前から地上観測にかかるようになります。
早春の頃の南極冠は南極点を中心にして南緯 60度辺りまで緯線に平行に広がっています。南極冠の縁は早春から後退を始め、中春になりますと後退速度は経度により差がでてきます。経度 0 から 90 度辺りでは後退速度が遅く、その反対側の 図 1. 西経 60 度における 1997 年の南極180 度から 270 度辺りでは後退速度が速くなって 冠の後退曲線
います。即ち南極冠の中心は極点からずれてきます。夏至頃になりますと、極冠の後退は止まり永久極冠のみとなります。西経 240 度付
近では極冠は極点付近まで後退しています。一方、北極冠は極点を中心にほぼ同心円的に後退します。北極の永久極冠の中心はほぼ極点と一致しています。南極冠の後退速度が経度により差が出てくるのは南極地方の地形の影響によるものと思われます。
南極冠の大きさや後退速度は年ごとに異なります。それを比較する場合は経度を指定しなければなりません。図 1 は西経 60 度
において 、1997 年の南極冠の大きさと 50
年間の平均値 (1907 から 1956 年までの平均) とを比較したものです。横軸は火星か
ら見た太陽黄経 (Ls ) で 、季節を表しています。Ls = 180 が火星南半球の春分です。
1997 年の南極冠は平均的な大きさであった
ことがわかります。もっと詳しく他の観測年と比較したものが図 2 です。南極冠の後退の仕方は年により様々である事がわかり
図 2. 1997 年と他の年の南極冠の比較ます。特に太陽黄経 Ls = 250 付近ではばらつきが大きくなっています。その原因は不明で今後の課題です。南半球の晩春から
初夏 (Ls = 180 前後) では砂嵐 (ダストストーム) が発生します。大気中に漂うダストは太陽光を吸収するために、地表に達する太陽エネルギーは減少します。従って大気中のダス
ト量によって極冠の後退速度が左右されるのではないかと想像できます。しかし 、具体的な計算によりますと、大気中のダスト量が極端に多くないかぎり (ダストの光学的厚さが10 以上) 、大気中のダスト量は南極冠の後退速度に影響しません。

11

極冠の後退速度を理論的に追跡することは非常に興味深いことです。正確には地形の影響を考慮した大気大循環モデルを作らなければなりませんが、それは非常に難しいことです。しかし 、火星では水平方向の熱の移動は
上下方向の 1/10 程度ですから、大気の水平方向の移動 (循環) を無視しても可成り良い近似が得られます。私たちは上下方向の熱収支のみを考慮したモデルをつくりました。どのよ
うなモデル計算にも二つの大きな制約がつきます。その一つは火星探査機 Viking Landersが観測した大気圧の季節による変化です。極冠の大部分はド ライアイス (火星大気の主成である炭酸ガ スが凍ったもの) からできていますから、極冠の生長収縮に伴い火星大気圧は 20%も変動します。二つ目の制約は観測された極冠の後退曲線です。この二つを再現できるモデルを作れば良いのですが、それは簡
図 3. 北極冠の後退曲線
単でなく、まだ誰も成功していません。図 3 は
北極冠についてのモデルを示しています。地面の反射能を 0.25 、極冠の反射能を 0.55 とすれば 、観測値を説明できます。図 4 は北極冠のモデルに南極冠を加えたものです。ただし 、南極地方の地面の反射能を 0.45 、南極冠のそれを 0.75 としてあります。大気圧の季節変動を、完全とはいえませんが 、可成りよく再現できました。このモデルによりますと、北極冠と南極冠とでは反射能が異なります。反射能の信頼できる観測値がありませんので、その差が真実か否かは断言できませんが 、北極冠の反射能 0.55 は飛騨天文台での観測値 0.5{0.6 と可成りよく合っています。

図 4. 火星大気圧の年変化(赤羽 徳英 記)
12(2) 火星エリシウム山の昼雲
火星北半球の春から夏の季節には赤道地方や北半球中緯度帯に朝雲、昼雲、夕雲が発生します。朝雲と夕雲は北半球の低・中緯度地方のほぼ全域に見られますが、昼雲は北半球の特定の場所に限られます。ここでいう昼雲とは正午前後あるいは午後早めに発生する雲のことです。朝雲や夕雲は広い範囲を覆うのにたいして、昼雲は小さな斑点に見えます。
昼雲は北半球低中緯度帯の巨大な火山の山頂あるいは山腹に発生します。エリシウム山、
オリンパス山、アルバ山にかかる昼雲は明るく大きいですから、地上から容易に見られます。その他タルシス 3 山にも昼雲が発生します。今日までの地上観測から昼雲の発生場所として確認されているのは上記 6ヵ所だけですが、ハッブルスペーステレスコープによりますと、タルシスにある小さな山にも昼雲が発生します。

図 1. エリシウムの昼雲 (1999)。各行の左端の像は赤色光によるもの、その他は青色光によるものです。

13

エリシウム山は北緯 25 度、西経 214 度に位置し、直径約 500km 、周囲からの高さ 15,000mの大火山です。晩春から盛夏にかけてエリシウムは厚い朝雲で覆われます。朝雲は真昼には消滅するか可成り薄くなります。朝雲が薄くなってきますと、エリシウム山に明るい斑点が見えてきます。それが昼雲です (図 1) 。その昼雲は時間とともに明るくなってきます。
図 2 はエリシウム山にかかる雲の明るさの時間的変化を示したものです。朝方には昼雲が発生する位置に朝雲がかかています。図 2 で雲の明るさが午前中減少しているのは時間がたつにつれて朝雲が衰退するからです。昼雲は正午頃から目立つようになり、夕方まで明るさを増しています。多分夜間には昼雲は消滅または衰退するのでしょう。昼雲は朝方には見られません。そして昼頃になると再び明るく見えてきます。エリシウム山の昼雲はかような日変化を仲春から盛夏まで毎日規則的に繰り返しています。図 2 は見かけ上の明るさの日変化でして、それが雲の活動の日変化を表しているとはいえません。雲の活動を推定する一つの方法に雲を真上から見た場合の光学的厚さがあります。図 3 はエリシウム山
昼雲の光学的厚さの日変化を示したものです。図 2 と同じような日変化をしています。エ
リシウム山の昼雲は夕方になるまで厚さを増しているように見えます。しかし 、15 時以
降ではエリシウム山に夕雲も発生します。昼雲は夕雲と重なっている可能性がありますから、昼雲は夕方まで厚さを増加し続けるとは断言できません。どの程度昼雲と夕雲とが重なっているのか、あるいは昼雲は夕雲の影響を全く受けていないのかは撮像観測だけでは解決できません。1982 年におけるオリンパス山の昼雲は 14 時{15 時に光学的厚さがピークになり、その値は 0.7 ほどでした。同じ時刻のエリシウム山の昼雲もほぼ同じ値になっています。

図 2: エリシウム山昼雲の相対輝度の日変化。図 3: エリシウム山にかかる雲の光学的厚さ。

(赤羽 徳英 記)

14(3) 木星の偏光観測
東京理科大学理学部川端潔教授と共同で制作した惑星偏光観測装置が完成しました。これはウオラストンプリズムと半波長板を用いて惑星面上の偏光を二次元的に観測するものです。まだテスト観測の段階ですが、得られた資料は学術的にも充分に使えるものです。
その装置で得られた像の一例を図 1 に掲げます。ウオラストンプリズムにより光の振動方向が光軸と平行な像と垂直な像とが同時に撮影できます。図 2 は偏光の強さを示したもの
で、明るい箇所ほど 偏光度が高くなっています。

図 1: 偏光観測装置で得られた木星像。

図 2: 木星の偏光度の分布。

(赤羽 徳英 記)

15

(4) 2000 年の木星観測トピックス(1) 撮像観測の目的
木星の撮像観測の目的は、模様の時間変化を追跡することです。木星の模様は渦のような流体力学的な現象ですので、撮像観測によりの渦の時間変化が明らかになります。
(2) 大赤斑とその他の斑点
図 1 に白色光 (赤外線のみカット ) 、赤色光、青色光で撮影した大赤斑の画像を示します。図の左下に写っている大きな斑点が大赤斑です。大赤斑は高気圧性の渦で、その名の通り赤いので、赤色光では明るく、青色光では暗く写ります。

図 1. 2000 年 9 月 21 日、飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡で撮影。(左) 白色光 (中) 赤色
光 (右) 青色光

大赤斑の南側に接するように南温帯縞と呼ばれる縞がありますが 、そこには永続白斑 (White Oval) という楕円形をした明るい斑点が 3 個ありました。この斑
点の色は白色ですが、高気圧性の渦で、大赤斑の小型のものと考えられます。そのうちの 2 個が 1998 年春に衝突し合体し 、残った 2 個も、2000 年の 3 月に合体
してしまいました。結局残った 1 個が図 2 の左下にかすかに写っています。この図の右下の黒点は衛星の影です。
その他にも木星には実に多くの斑点があります。図1 の大赤斑の下には 2 個の明るい斑点がほぼ同じ緯度に並んでいます。
(3) 画像処理
図 2. 2000 年 9 月 29 日、飛騨天文
従来、アンシャープマスクという画像の細部を強調
台ド ームレス太陽望遠鏡で撮影。
する手法を用いてそれなりの画像を得てきました。最青色光。
近最大エントロピー法という方法で画像の復元の試み
たところ良好な結果が得られました。ここで紹介した画像も全てその方法で処理しています。

(浅田 正 記)16

(5) 火星のブルークリアリング現象
火星には明暗の模様があることが知られていますが、青い光だけで観測すると、模様が判別できません。そのかわりに水蒸気の雲が明るくみえます。しかし 、時々、青い光でも模様がはっきりと見えるときがあります。この現象はブルークリアリング現象と呼ばれています。私達は 1982 年の観測報告に基づいて、ブルークリアリング現象は

1. 衝付近で地表面の反射能が著しく増大する現象 = 衝効果
2. 赤道帯に発生する氷晶雲帯による地表面のコントラストの増幅効果= クラウドエフェクト (「氷晶雲効果」)という 2 つの成因によって起こるという仮説を提唱してきました。

1997 年春に飛騨天文台で、1999 年にアリゾナ大学附属スチュワード 天文台で、それぞれ観測した際に大シルティス領域でブルークリアリング現象が起こりました。
大シルティスは赤色光では暗い模様として観測されます。赤色光のデータから大シル
ティス (暗い領域) と両側の明るい領域の場所をわりだし 、青色光のデータでの暗い領域と明るい領域の明るさの比を求めました。これを「ブルークリアリング度」と名付け、その日変化を調べました。また、独自に開発した輻射輸達計算プログラムを用いて各地点の雲の光学的深さを算出し 、その日変化も調べました。更に、明暗 2 領域の光学的深さの差と火星地方時の関係についても調べました。
これらの研究の結果、青色光で輝く氷晶雲が大シルティス及び周辺領域上空に存在し 、さらにその光学的深さの日変化の幅が明暗 2 地域で差があることによって、コントラストを増幅する効果が現れることが分かりました。私達の発見した氷晶雲によるこの効果 (クラウド エフェクト ) は前述の仮説 (2) を強く支持します。さらに、正のブルークリアリン
グ度とその各時刻に於ける各地点上空の雲帯の光学的深さについて、各観測日毎に線形回
帰分析を行って、明暗どちらの地点の光学的深さがブルークリアリング現象の主要な役割を担っているのかを検証しました。その結果、(明るい) 大シルティス上空の雲の光学的深さがブルークリアリング度と相関があるケースが多いという結論を得ました。
上記の内容は、学術雑誌 (Journal of Geophysical Research) に掲載されました。この研究で取り上げた氷晶雲の活動は、火星の気候変動における中核的役割を果たすものとして近年注目されてきています。そこで、現在私達は、他の国内外の研究機関との共同研究も視野に入れながら、赤道氷晶雲帯の緯度分布の季節変化や雲帯の衰退・消失の実態を明らかにする等の研究を進めています。

(中串 孝志 記)

17(6) 数値シミュレーションにおける火星極冠の季節変動
火星の極地方に白く輝く極冠は、水や二酸化炭素が凍って形成されたものです。そして一年中とけないでいる極冠を永久極冠と呼びます。この永久極冠が北極と南極で若干異なることが、火星探査機バイキングの観測で明らかになりました。永久北極冠が水だけで形成されているのに対して、永久南極冠は水と二酸化炭素 (ド ライアイス) で形成されているのです。火星地表面での水と二酸化炭素の凍結温度はそれぞれ 190K 、148K なので、二酸化炭素のほうが水よりもとけやすいことになります。しかし火星の公転軌道を考えると、南半球が夏の時期に火星は近日点に位置するため、南半球の夏のほうが北半球よりも暑くなります。なぜより暑くなる南半球の夏に、水よりもとけやすい二酸化炭素が残ることができるのか、その原因はいまだに明らかになっていません。
我々はこの違いの原因として、火星地表面のアルベド 1に注目してみました。アルベドが高いと地表面が吸収する太陽放射量が減るため、地表面温度の上昇が妨げられ、凍結している二酸化炭素が昇華せずに残ることができると考えたのです。数値シミュレーションによって南極付近における二酸化炭素の堆積量の季節変化を調べたところ (図 1) 、たしかにアルベドを北極の値よりも高くすることで、夏の間もある程度の二酸化炭素が昇華せずに残ることが確認できました。
しかし本当に北極と南極でアルベドが異なるのか、またその原因は何によるものなのかは明らかになっていません。ただ大気圧が年間約 25% も変動する火星特有の現象も、南極のアルベドを北極よりも高くすることで再現できていますし (図 2) 、アルベドに違いがあるのは確かかもしれません。その考えられる原因としては南北半球の標高差、大ダストストームによるダスト分布の偏り、アルベドと太陽入射量との関係2などが考えられます。
しかし火星の極地方に関する情報は非常に少なく、現在精密な観測を行なっているアメリ
カの Mars Global Surveyor を含め、これから火星観測が計画されている数々の火星探査機によって極地方の詳細が明らかになることに期待せざるをえません。
140

9.5

120

9

Pressure at the Ground (mb)

CO2 Ice Amount (g/cm2)

100

80

60

8.5

8

7.5

40

7

20

0

6.5
0

50

100
150
200
250
300
Areocentric Longitude of the Sun Ls (deg)

350

0

50

100
150
200
250
300
Areocentric Longitude of the Sun Ls (deg)350

図 1(左): 南緯 87.5 度における CO2 極冠の堆積量の季節変化。実線が南極のアルベドを北
極のアルベドと同じ値にした場合、点線が北極よりも高くした場合。図 2(右): 南極の地
表面アルベドを北極よりも高くした場合の地表面大気圧の年間変動。実線がバイキングの測定データで、点線が我々の一次元モデルによる数値計算の結果。

(早川 知範 記)
1 地表面に入射する太陽エネルギーを反射する割合

2 太陽放射が増大するほど 、極冠のアルベドが高くなる (Paige, 1985)18

(7) 国際協同観測によって明らかになった、太陽の捩れた磁束管構造
昨年 (2000 年) の 5 月から 6 月にかけて、米国ロッキード 太陽天体物理研究所の SOUP
観測チームが La Palma で観測する時期に合わせて、飛騨天文台でも協同観測を実施しました。これは昨年 (2000 年) 2 月に筆者らが Lockheed を訪ねた際に 、Allan Title 、Tom
Berger 、Richard Shine 達と実施について打ち合わせておいたものです。飛騨天文台での観測が終わる (08{09UT) 頃に、La Palma での観測が始まるので、高空間分解能の観測を連続して行うことが出来るということが、国際協同観測の狙いです。TRACE もこの期間、同一領域を観測しました。
この協同観測期間中に、幸いにして、我々の目的に合致した活動領域 NOAA9026 が出現して、強いフレア活動を起こしました。図 1 に飛騨天文台のド ームレス太陽望遠鏡のH-alpha 撮像装置で得られたこ領域の進化を示しています

図 1: 活動領域 NOAA9026 の発達衰退過程。(上) H-alpha center (下) H-alpha -5.0 A
図から判るように 6 月 6 日から 6 月 7 日にかけて、中央の黒点が急激に回転して 8 日には崩壊を始めています。面白いことにこの間に X クラスフレア 3 個と M クラスフレ
ア 2 個、合計 5 個の強力なフレアが発生しました。我々はこの間の磁場構造と黒点の固有運動などを人工衛星のデータを用いて調べて、図 2 のような捩れた磁束管が浮上するモデルを作りました。この我々の図によって、捩れた磁束間が浮上する際に、磁束管全体の捩れが中央部に集められて delta
型の黒点を作るとともに、不安定化によっ
図 2: 捻れた浮上磁束管のモデル。
て急激に回転したことが始めてはっきりと示されました。この時にその捩れのエネル
ギーが解放されて強力な 5 個のフレアが発生したと考えることが出来ます。

(黒河 宏企 記)
19

(8) 太陽・恒星フレアの HR 図: EM{T ダイアグラム
太陽・恒星フレアのエミッション メジャー (EM = n2 L3 ) は温度 (T ) とともに増大することが知られている (図 1)。(ただし 、n は電子密度、L はフレアサイズ、また、EM 、T は、フレア時のそれぞれのピーク値をとる。) これはマイクロフレアや、原始星フレアに対しても成り立っており、6 2 106 < T < 108 K 、1044 < EM < 1056 cm03 という広い
パラメータ領域で成り立つ (統計的な) 相関関係である。一昨年、Shibata and Yokoyama(1999, ApJ 526, L49-L52) は、熱伝導と彩層蒸発を含む磁気リコネクションの数値シミュ
レーションと理論に基づいて、この相関関係を良く説明する次のようなスケーリング則を発見した：
EM ' (B=50G)05 (T=107 K)17=2 (n0=109 cm03)3=2 cm03(1)
ただし 、B は磁場強度、n0 はプリフレア電子密度である。観測から EM; T; n0 がわかりさえすれば 、フレアを分解して観測できなくても、このスケーリング則より、磁場強度 Bがわかり、さらにはフレアループのサイズ L もわかる。これは星を分解して観測できなくても星の光度と表面温度だけ (HR 図上の位置) から星のサイズがわかるというのに似ている。フレアの EM-T 関係は、いわば 、フレアの HR 図とも言えよう。このような EM-T関係の重要性に鑑み、このダ イアグラムの物理的意味と理論的予言を詳しく調べた結果、
以下のことが判明した (Shibata and Yokoyama 2001, in preparation)。
1)EM-T ダ イアグラムには禁止領域 (磁気ループによるプラズマの閉じ込めができない領域) が存在する。
2) フレアはピーク温度がリコネクション加熱 = 熱伝導冷却で決まる系列であり、放射冷却は効いていない。密度は圧力平衡 (磁気圧 = ガス圧) または熱伝導 = エンタルピーフ
ラックス (彩層蒸発) から決まる。これに対して、加熱時間が長引いて定常的になると加熱 = 熱伝導 = 放射冷却が成り立ち、密度は放射冷却 = 熱伝導で決まる。これは、コロナの系列であり、EM / T 15=2 for T < 107 K(2a)

EM / T 13=2 for T > 107 K(2b)となる (図 1)。太陽コロナ活動領域の EM-T 関係 (Yashiro 1999, Thesis) は、この理論的予測とほぼ合っている。
図 1: 太陽フレア (右下のハッチ領域) 、恒星フレア (右上の記号) および太陽コロナ (左下のハッチ領域)のエミッション・メジャー (EM) ー
温度 (T) 関係。実線は理論的に予測されたフレアの系列 ((1) 式で B =一定の線) 、1 点鎖線がコロナの系
列 ((2) 式、加熱フラックス = 一定の線) を表す。

(柴田 一成 記)
20

(9) 画像補償光学実験
太陽活動現象の謎を解くためには、太陽表面上の細かな模様の変化をとらえることが大事です。ド ームレス太陽望遠鏡では、望遠鏡周辺の「かげろう」よる太陽像の乱れをできるだけ抑えて、太陽表面上の極めて細かなものまで観測しています。もっと細かな模様の変化を観測するには、上空大気の乱れなどの補正をすることが必要です。この補正を行う方法の一つに、補償光学的手法を導入することがあります。これは、望遠鏡への入射光の波面の乱れを検出し 、形状可変鏡で波面の乱れを補正して、望遠鏡の性能限界までの細かな模様を観測するものです。この補償光学的手法を導入するための基礎実験を種々行ってきました。まず、入射波面の乱れを Shack-Hartman 法で検出する方法をテストしました。これは、マイクロレンズアレーによって、主鏡の色々な部分からくる光の波面の傾きを検出するものです (図 1 参照)。9 月の実験では、2-3 秒角の波面の乱れがあることがとらえられました。この Shack-Hartman 法でとらえた波面乱れを用いて、同時に撮影した
G-band 像の補正を行ったところ、微細な模様が得られることが確認できました。この他に、フーコーテストにより、主鏡上での波面乱れの分布の様子を調査しました。9 月の実
験では、波面の乱れは、主鏡上で 15cm 程度の大きさであることが分かりました。これらの実験資料は、補償光学装置設計の基礎データとなります。

図 1. Shack-Hatman 法による波面乱れ検出の様子。右下の図の小黒点の位置のずれから主鏡の各部分からくる光の波面の傾きをとらえる。

(北井 礼三郎 記)

21

(10) 飛騨マグネトグラフでの観測
12 年度も前年度に引き続き、ド ームレス太陽望遠鏡に付設している太陽表面の磁場ベクトルを測定する「マグネトグラフ」の精度向上実験観測や、海外を含む他観測所との協同観測などを行ないました。
中でも、重要な２件の協同観測の例を以下に御紹介します。
(a) 飛騨・乗鞍協同偏光同時観測 (2000 年 8 月 28 日  9 月 1 日)
マグネトグラフは 、観測したい太陽表面上にスリットを置いて少しずつ場所をずらし(スキャンし ) ながら測定して行くため、広い領域をカバーする様な観測を行なおうとすると時間が掛かってしまいます。そこで、将来的に人工衛星等も含め複数の観測施設と協力し合って時間間隔の短いデータシリーズを得る事が求められます。そのための準備観測として、私達は前年度より国立天文台乗鞍コロナ観測所の磁場測定用装置との協同観測を行なって来ています。同一の黒点領域の同じ場所にスリットを配置し 、各々からどのような器械的な個性を持った磁場の物理量が得られるのかを検証し合い、最終的に解析ソフト等も含め、互いのデータを共有しあえる様にデータの質を規格化し 、かつ向上させて行く事を目的としています。下図に、観測した領域の画像や、求めた磁場の性質がかなり一致している様子を示します。
(b) 飛騨・SacramentPeakObservatory・Yohkoh 協同観測 (2000 年 11 月 14 日  23 日)
この協同観測は、太陽のコロナ中で見られる X 線を放出するような様々なサイズの爆発現象が、より下層大気の磁場のどのような振舞いと関係しているのかを突き止めるために行なわれました。飛騨天文台や Sacrament Peak Observatory(アメリカ) においては
太陽表面の光球の磁場の大きさや方向などの変化を追う観測を行ない、X 線望遠鏡を搭載
している人工衛星 Yohkoh からは、より上空のコロナの構造の時間変化を X 線にて撮影する、と言う観測を平行して行ないました。この協同観測において飛騨天文台のマグネトグ
ラフから得られた磁場の視線方向成分のマップなどの例を次ページに示します。

飛騨・乗鞍協同で観測した黒点領域のモニター画像と、分光した部分を示した図 (左図。
図中の何本かの直線は、2 観測所で共通して分光用スリットを置いた場所です)。右の 2 つのグラフは両観測装置のデータから各々出した磁場の大きさと視線に対する傾きの分布を比較した例。

22

中性水素ガス (H ) 吸収線から 1:2 
A 離れた連続光を通す状態のフィルターでモニターした黒点領域の様子 (縦方向に入っている線は分光用のスリット )。

上図と同じ黒点領域を、スリットをスキャンして分光したスペクトルから作成した、連続光の強度のマップ (左図) と、磁場の視線方向成分のマップ (右図) 。白色は地球向き方向の磁場の強い所を、黒色は逆向きの磁場の強い所を表しています。

(上野 悟 記)23

(11) 激変星おおぐま座 DV 星の大増光
激変星とは青い白色矮星 (主星) と赤い晩期型主系列星 (伴星) が重力で結び付いてお互いの回りを公転している連星系です (図 1)。伴星の方の表面のガスが流れ出して主星の回りに降着円盤を作っています。公転面の傾いてる角度によっては、伴星が降着円盤や伴星を軌道周期毎に隠す『食』が観測されます。食中にどのように暗くなっていくのかを観測・解析することによって、降着円盤の形状や温度の分布を調べることができます。降着円盤は激変星のみならず、ブラックホール X 線連星や活動銀河核等の変動現象も引き起こしており、降着円盤の状態が調べられる食を示す激変星は大変重要です。
この激変星の一つ、DV UMa (おおぐ ま座 DV 星) が 1995 年と 1997 年に増光 (アウトバースト ) した時に詳しい観測を行ないました。特に 1997 年のものは 100 倍以上も明るくなり、18 日以上も続く大きな増光でした。このアウトバースト中の光度曲線が図 2 です。
急に暗くなってまた明るくなっている部分が食で、約 2 時間に繰り返し起こっています。
この食は観測初日にはやや継続時間が長く、浅い食であるのに対し 、段々日が経つにつれて継続時間が短く、また深い食になっているのがわかります。これはこのアウトバースト
ご く初期に降着円盤が大きく広がっていて、徐々に小さくなっていくことを示しています。このことは降着円盤不安定性から理論的に導き出される結果とピタリと一致します。
また食以外に周期的に明るくなるなっているのがわかります。これは激変星の中でもSU UMa (おおぐま座 SU 星) 型矮新星のスーパーアウトバースト中にしか見られないスーパーハンプと呼ばれる現象です。この観測によって、DV UMa が史上 5 例目の食を示す
SU UMa 型矮新星であることが確定しました。
スーパーハンプは軌道周期より数%長い周期を持つのが特徴で、スーパーハンプが 0.5等もの振幅を示す図 2(b){(d) で 、スーパーハンプの極大の位置が食の直後からだんだんとずれていくのが見えています。図 2(e){(g) ではまだアウトバーストが継続中であるのにスーパーハンプが減衰してしまっている、珍しいスーパーアウトバーストでした。
(a)

(b)

(c)

(d)

(e)

(f)

(g)

図 1(左): 左下にあるのが晩期型主系列星。右上が小さな白色矮星とそのまわりの降着円盤。この降着円盤によって様々な変動が引き起こされる。図 2(右): 長いアウトバースト
中の光度曲線。(Nogami et al.,2001, MNRAS, 322, 79 より)(野上 大作 記)
24

(12) ト ルコ日食データの解析
1999 年 8 月 11 日、20 世紀最後の皆既日食がヨーロッパからインドに至る多くの地域で見られました。京都大学の観測チームは、トルコ共和国エラズー市郊外を観測地に選び 、
この日食中のコロナの撮像を行いました。今回の観測の特徴の１つは、京都大学チームとして初めて CCD を検出器に採用したことです。約 200022000 画素の大容量 CCD の利用
により、これまでの写真観測に比べて測光精度のよいデジタルデータを得ることができました。図 1 にその例を示します。太陽北西縁の活動領域上空のコロナが 3 つの異る波長域で観測されています。

図 1. 1999 年 8 月 11 日のコロナ。(a) 波長 637.4nm: 約 100 万度のコロナの指標。 (b)530.3nm: 約 200 万度のコロナの指標。(c) 連続光: 温度に依らない全密度分布の指標。

今回の日食のもうひとつの特徴は、前回 (約 10 年前) の京都大学チームによる日食観測の際には 1 つも存在しなかった人工天体が、大気圏外から同時に太陽を観測している点です。1991 年 8 月に打ち上げられ現在も順調に観測を続けている日本のＸ線観測衛星「ようこう」や、1995 年よりヨーロッパの国々とアメリカが共同で運用している SoHO(ソーホー) 、1998 年に打ち上げられたアメリカの衛星 TRACE(トレース) などによる観測デー
タが、インターネットをはじめとする電子技術の発達により、国境を越えて手軽に入手できるようになりました。これらのデータと我々のデータを総合的に解析する試みが現在も続けられています。

図 2. 人工衛星によるコロナ画像。(a)TRACE 17.1nm: 約 100 万度。(b)TRACE 19.5nm:
約 150 万度。(c)Yohkoh/SXT 約 300 万度。

(武田 秋 記)25

(13) サージ活動と磁束の減少 (La Palma で得られたデータの解析より)
スペイン・カナリー諸島にある La Palma 島は、世界で最も観測条件の良い場所のひとつです。ここにある Swedish Vacuum Solar Telescope で得られた高い空間・時間分解能を持つ多波長域データを用いて、磁束管浮上領域の初期段階の活動性の研究をしています。
ここでは、既存の黒点の近くに磁束管浮上領域が現れる過程が捉えられている観測を紹介します。磁束管浮上領域の出現は、まず G-band 画像での粒状斑模様（光球の模様）の「乱れ」として確認されます。これは、浮上する磁束管が光球を横切るときにみられる現象です。その後、H 線画像で、磁束管浮上領域から、黒い模様が細長く伸びていくのが見られます。これは、温度が一万度の彩層物質がコロナへと勢い良く吹き出していく様子を表しています。サージと呼ばれる現象です。サージ発生の原因は、磁気リコネクションであると考えられていますが、直接的な証拠はまだありません。
同じ時間帯に、SOHO 衛星に搭載されている MDI による磁場のデータがあったので、磁場の変化とサージの活動性とを比較することが可能でした。その結果、サージの活動と磁束の減少（正極・負極の相殺）との間に、時間的・空間的に強い相関があることがわ
かりました。また、TRACE 衛星による紫外線画像でみられる輝点も、時間的・空間的にサージ活動と強い関連性がありました。

図. 左は H 線像で、サージの長さが最大となったときの様子を表しています。磁束管浮上領域は、この図中の正方形 (一辺は 25000km ）で囲まれた部分で、これを拡大したものが右にあります。更に、この拡大 H 線像と同じ視野の磁場・紫外線像が隣に並んでいます。磁場データの中の楕円で囲まれているのは磁束の現象が特に顕著であった部分を示しており、サージの足元 (物質が吹き出しているあたり) に相当します。また、紫外線像ではこの部分に輝点が存在するのがわかります。

これらのことは 、磁気リコネクションとサージとの因果関係を示唆する観測的証拠です。更に、これらの観測事実の詳細を総合することで、サージ活動の前後での磁場の立体構造などが明らかになるかもしれません。

(吉村 圭司 記)26

(14) 活動領域 NOAA 8948 における黒点群の発達過程とフレア活動
太陽における急激な増光現象である太陽フレアは、太陽の活動領域 (黒点群) と呼ばれる場所で発生します。活動領域は磁場の強い領域で、そこにみられる黒点は磁石の N 極 S
極と同じように極性をもっています。活動領域は複数の黒点から形成されることが多く、それぞれの黒点の極性は互いに異なっています。通常多くの黒点群は、双極 (N 極 S 極のペア) で現われますが、フレア活動は双極の黒点群よりも、もっと複雑な磁場構造 (N 極 S
極が入り乱れた黒点群) で活発であることがわかってきました。
太陽活動極大期を迎え1 私たちは、京都大学花山・飛騨天文台や SOHO・TRACE 等の
太陽観測衛星によって得られたデータをもとに、中規模 (M-class) 以上のフレアが発生した黒点群と発生しなかった黒点群の違いを調べています。
活動領域 NOAA 8948 は、2000 年 4 月 4 日から 16 日まで太陽面上に存在し 、8 回の中規模フレアや多くの小規模フレアを発生させました。花山天文台ザートリウス望遠鏡や飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡で得られた H 像や、SOHO 衛星の磁場のデータをもとに、黒点群の発達過程とフレア発生場所の磁場構造を吟味しました。その結果、次々と新しく小黒点 (浮上磁場) が出現した領域にフレアの発生が集中していることが判明しました。

左: 活動領域 NOAA 9848 の毎日様子とその日に発生したフレアの場所。三角は中規模フ
レア、プラスは小規模フレアの発生場所を示しています。黒点が増えているときにその場所でフレアが発生していました。右: 4 月 12 日に発生した中規模フレアの様子。一番上の二つは TRACE 衛星の 171 
A 像と可視光像。フレアが発生した領域に小黒点 (可視光像)とそれをつなぐループ (171 
A 像) がみえる。左側の下三つは TRACE 衛星の 171 
A 像で、右側の下三つは花山天文台ザートリウス望遠鏡 H 像で、それぞれみたフレアの様子。

(石井 貴子 記)
1 太陽活動は 11 年の周期で活発になり、2000 年は活発な時期の始まりでした。

27

(15) 2000 年 8 月 26 日の浮上磁場領域の高分解観測
太陽内部で作られた磁場は磁束管となって対流層を浮上し 、やがて太陽表面からコロナへと至ります。こうした磁場がコロナ磁場と再結合することでフレアと呼ばれる大爆発が起こるように、浮上磁束管は太陽活動をひきおこす原因の一つと考えられています。浮上磁束管は彩層での特徴的な模様として観測されます。(図 1) は飛騨天文台のド ームレス太陽望遠鏡により観測された浮上磁場領域の彩層画像です。小さな黒点をつなぐ黒い筋を何本も見ることができますが、この筋それぞれが 、浮上磁束管だと考えられています。

図 1.H 付近の波長でみた彩層での浮上磁場領域。数値は中心波長からの変分。
一方、彩層よりも約 1000 km 下層にある光球では、浮上磁束管はあまり観測されません。光球ではまだ磁束管の浮上速度が遅く、空間的にも小さいために、観測は困難とされています。(図 2) は (図 1) と同時に観測された光球画像です。観測条件の良い、精度の高い観測により、光球での浮上磁束管が捉えられました。彩層と同様の筋状の構造が現われてくるところを見ることができます。

図 2. 光球での浮上磁場領域の時間変化。丸で囲った部分にごく初期の浮上磁束管が出現している。時刻は世界標準時。

(高津 裕通 記)

28

(16) フィラメント 噴出現象と CME について
太陽をフランホッファー線の一つ H 線で観測すると、彩層と呼ばれる太陽大気が見えます。この彩層は白色光で見るのっぺりとした表面とは異なり、無数の模様があります。
その中にあって、プロミネンス (紅炎) とフィラメントは 、活動領域で見られる黒点や明
るいプラージュとは大きく異なる構造です。フィラメント 1 プロミネンスは、名前は違いますが全く同じ構造を指しており、プロミネンスが太陽のリムの外で観測され暗い宇宙を背景にするので明るく輝いて見えるのに対し 、フィラメントはプロミネンスが太陽自転によりディスク内に移動して来る時に見える黒く細長い筋模様を示しています。これらが黒点などと異なる大きな点に、フィラメント (プロミネンス) が太陽大気中 (コロナ) に浮いている存在であることが挙げられます。フィラメントは水素のプラズマが、太陽の強い磁場の力により大気中で支えられていると考えられ、これが太陽表面からの強力な光を散乱することで、黒い筋模様のように観測されます。
さて、このフィラメントは通常数日から数ヵ月に渡り比較的安定にその姿を保つことが知られています。しかしながら、時折、非常に短時間 (数 10 分から数時間) の間に突如として消失する現象 (DB と呼ばれている) が 、古くから観測されてきました。そして他の波長を用いた観測により、DB が起こると、ほぼ時を同じくしてフレアや CME(Coronal
Mass Ejection:コロナ質量放出現象) が伴うことが知られています。この中でも CME はその名の通り、太陽のプラズマを大量に惑星間空間に噴出する現象であり、これが地球に飛来すると、地磁気嵐と呼ばれる現象を誘発して、まれに地上送電線に異常電流を誘導しこれを壊すなどの悪影響があります。このような太陽からのプラズマ噴出現象を研究は、現在「宇宙天気予報」として盛んになりつつあります。
CME と深く関わりのある DB にはは以下の 2 通りの解釈が出来るでしょう。一つに 、フィラメントが何らかの力を受けて重力に抗して上方に加速され、ついには惑星間空間に噴出されるもの (Eruptive Type) と太陽表面に落ちてしまうもの (Not-Eruptive Type) です。しかし 、ディスク上のフィラメントはリムに見えるプロミネンスとは異なり、噴出したか否かが H 線中心の観測だけでは分かりません。私は、地球に影響を及ぼす恐れのある Eruptive Type の DB が Not-Eruptive Type と観測的に如何なる差異があるのかを調べる目的で、京都大学飛騨天文台で観測された約 30 の DB について Eruptive/Not-Eruptiveに分類し 、かつ Yohkoh 衛星の軟 X 線コロナの画像を用いてそれぞれに特徴的なコロナ活動を解析研究しました。
その結果、フィラメントが Eruptive である場合は、軟 X 線コロナでアーケイドと呼ばれるループ集合体が出現するなど 、大規模な変化が伴うが、Not-Eruptive である場合は、
軟 X 線コロナは殆どないし全く変化を示さないことをつきとめました。また、Eruptiveな現象ではフィラメントの位置する領域の磁場の強さが大きな程、アーケイド 形成に於いて開放される単位時間 1 単位体積当たりの熱エネルギー開放量が大きく、それは噴出フィ
ラメントの速度に対し指数関数的に増加する結果も得ました。すなわち、軟 X 線画像とH 線像を解析することにより、フィラメントが噴出したかど うかの判別がある程度可能となったのです。

(森本 太郎 記)

29

(17) 太陽黒点の暗部に見られる、ライトブリッジからのプラズマ放出現象
太陽表面の活動現象は磁場構造の変化に起因していると考えられています。黒点が生まれ成長する段階では、次々と複雑な磁場構造が形成され、盛んな活動現象が起こります。
サージと呼ばれる暗く細い筋状の噴出現象もその一つで、太陽内部から浮上した磁力線が既存磁場と磁気再結合 (磁気リコネクション ) し 、エネルギー解放することで引き起こされると考えられています。一方、崩壊段階にある黒点暗部では、サージなどの活動現象は起こりにくいと考えられていました。ライトブリッジ (light bridge; 黒点暗部内に見られる細長く明るい領域、黒点の崩壊段階で見られることが多い) からのサージについてもごくわずかに観測例があるものの、詳細な解析はなされてきませんでした。
しかし私は、黒点が崩壊する際の磁場構造の変化もまた活動現象に何らかの影響を及ぼすと考えました。そこで私は 2000 年 5 月 2 日に、活動領域 NOAA 8971 にあるライトブリッジを京都大学飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡を用いて H 線で観測し 、そこから噴出するサージを発見しました。ライトブリッジはこれまで、周囲と同一の磁場極性を持
ち磁場構造も単純であると考えられてきましたが、今回の観測で、浮上磁場の存在等複雑な磁場構造をしている可能性が強く示唆されました。この結果は、黒点の進化、特に崩壊段階での磁場構造と活動現象の描像に対して、新たな問題提起となる重要な結果といえます。

図 1. さまざまな波長で見たライトブリッジからのサージ; H 線 (上) 、極紫外線 (171 A;中) 、軟 X 線 (右下)。

(浅井 歩 記)30

(18) 太陽フレアにおけるリコネクションレイト
太陽面爆発 (フレア) は、コロナ中で磁力線がつなぎかわること (磁気リコネクション )による磁気エネルギー解放現象であると考えられています。磁気リコネクションは太陽フ
レアのみならず、他の天体活動現象や、地球磁気圏のオーロラや磁気嵐、核融合プラズマなど様々な宇宙・実験室プラズマで重要な役割をはたす現象ですが、詳しい物理過程はまだよく分かっていません。その物理過程を明らかにする上で重要な物理量がリコネクショ
ンレ イトです。
リコネクションレ イトは 、リコネクションポイントへのインフロー (流入) 速度／アルフベン速度で定義され、磁気リコネクションが進行する速さに対応しています。リコネク
ションレ イトが大きい程、磁気リコネクションとそれに伴うエネルギー解放が速く進むことになります。磁気リコネクションの理論モデルには大きく分けてスイート・パーカー
型とペチェック型があり、それぞれリコネクションレイトを  1007 (スイート・パーカー
型) 、 0:01 0 0:1(ぺチェック型) と予測しています。しかしながら、リコネクションイン
フローの直接観測は非常に困難であるため、これまで太陽フレアにおけるリコネクション
レ イトを観測から導出した例はあまりありませんでした。
本研究では、飛騨天文台フレアモニター望遠鏡の H 線像、ようこう衛星の軟 X 線像、及び光球磁場の観測データを解析し 、そこから得られる物理量の関係から、太陽フレアにおけるリコネクションレイトを間接的に導出する方法を考案しました。多波長の同時観測
データを用いることで、以前の研究よりも少ない仮定のもとでリコネクションレイトを導出することができます。これまでの解析では、リコネクションレ イトは 0:001 0 0:05 というぺチェックモデルの予想に近い値を得ています。この結果は他の宇宙・実験室プラズマの物理にとっても重要な結果であり、太陽の研究がプラズマ物理学の実験的研究としても有効であることを示す一例です。

Sweet-Parker type

Petschek type

左: ぺチェック型リコネクションモデル。右: スイート・パーカー型リコネクションモデル。

(磯部 洋明 記)31

(19) モートン波と EIT 波
太陽を波長 6563
A の水素原子の吸収線 (H ) で見ると、太陽表面から数百 km 上空の「彩層」と呼ばれる層を観測できます (図 1 左) 。この彩層において、フレアの発生に伴って、フレアを中心に波のようなものが太陽面上を伝わっていくのが観測されます (図 1 右) 。この彩層で見られる波は、第一発見者の名をとって「モートン波」と呼ばれています。
モートン波に関する理論としては、1968 年に出された"sweeping skirt モデル "が最も受け入れられています。このモデルによると、彩層のさらに上の層である「コロナ」にも彩層と同じように、フレアに伴う波があることが予言されます。このモデルが予言する「コロナのモートン波」の候補として注目されているのが、極端紫外線を用いたコロナ観測で見られる、フレアに伴って太陽面上を伝播する「 EIT 波」です (図 2)。
モデルによると、「モートン波」と「コロナのモートン波」は、同じ波面、同じ速度を持つことが予言されます。したがって、EIT 波がコロナのモートン波かど うかを検証する
最も直接的な方法は、あるフレアに対して、モートン波、EIT 波両方が発生したイベントを解析すればいいのですが、モートン波は非常に観測され難いので、そのようなイベント
はまだ世界で 2 例しか報告されていません。また、EIT 波がコロナのモートン波かど うかを検証することができるほどデータの質が良いものは 1 例しかありません。
その 1 例が、飛騨天文台の Flare Monitoring Telescope によってモートン波が観測された 1997 年 11 月 4 日のイベントです。私たちのこのイベントに対する解析で、モートン波、
EIT 波では、平均伝播速度はそれぞれ、約 720km/s 、約 200km/s と大きくことなり、波面の位置も異なることがわかりました。したがって、少なくともこのイベントに関しては、
EIT 波はコロナのモートン波ではない、という結論に至りました。
図 1. モートン波:飛騨天文台/FMT(右の 4 枚の視野は、左の前面像の四角)図 2. EIT 波:SOHO/EIT(時間は左から、5:39 、5:56 、6:13 、6:30)(衛藤 茂 記)32

6 教育活動
6.1 京都大学大学院理学研究科
物理学・宇宙物理学専攻にて太陽系物理学及び太陽物理学分野を担当してます。
講義

1. 太陽物理学 I (黒河 宏企: 平成 12 年度開講)
2. 太陽物理学 II (北井 礼三郎: 隔年)
3. 太陽系物理学 (赤羽 徳英: 隔年)
4. 太陽宇宙プラズマ物理学 (柴田 一成: 隔年)
ゼミナール

1. 太陽系物理学ゼミナール (修士課程及び博士課程): 赤羽 徳英
2. 太陽物理学ゼミナール (修士課程及び博士課程): 黒河 宏企、柴田 一成、
北井 礼三郎、上野 悟
3. 恒星物理学ゼミナール (修士課程及び博士課程): 野上 大作
4. 宇宙物理学ゼミナール (修士課程及び博士課程): 全教官
天文台教官指導大学院生 (平成 12 年度)

 博士課程D3: 佐野 周作、天間 崇文 (平成 11 年 8 月休学、米国ニューメキシコ大学留学)
D1: 高津 裕通、森本 太郎、中串 孝志
 修士課程M2: 早川 知範
M1: 浅井 歩、磯部 洋明
 修士学位早川 知範 (平成 13 年 3 月授与)
「火星の大気大循環 (主に極冠の研究) 」

6.2 京都大学理学部
担当授業科目

1. 天体物理学 I (太陽物理学): 黒河 宏企
2. 電磁流体力学: 柴田 一成
3. 物理科学課題研究 S2 (太陽): 柴田 一成
平成 12 年度研究テーマ: 太陽フレアにおける温度と磁場の関係
4. ポケットゼミ 活動する宇宙 (1 回生向け): 柴田 一成
33

7 主な営繕工事
飛騨天文台
平成 12 年 6 月
平成 12 年 8 月

飛騨天文台専用道路整備完了
飛騨天文台高速専用回線ディジタルリーチ 1500 導入:
昨今の通信量、接続時間の増加に伴い、従来の 384 Kbps 電話回線によるダ イヤルアップ接続では通信料が高額となるため、SINET
ノード 校である金沢大学と高速専用回線 1.5 Mbps で接続しました。
平成 12 年 10 月 管用車いすず・ビックホーンをトヨタ・ランド クルーザー・プラドへ更新
平成 13 年 3 月
研究棟各室遮光カーテン取り付け
平成 13 年 3 月
飛騨天文台管理棟、研究棟、65 cm 屈折望遠鏡棟照明設備取り替え
工事完了:
建設時から使用されていた特別産業廃棄物である PCB 使用照明
設備を全面的に改修しました。
平成 13 年 3 月
管理棟玄関、研究棟入口に内線電話 ( インターホン ) 取り付け平成 13 年 3 月
65 cm 屈折望遠鏡 15 m ド ームスリット等改修工事完了:
ド ームの雨漏りや、雨漏りを原因としてスリットや一部ド ーム本体の木製下地が腐食し 、著しい障害が出ていた 15 m ド ームスリット
等を全面的に改修しました。

花山天文台

1. 台内電話システムの更新:
落雷によって内線制御機が壊れた為、新しい電話システムに更新しました。これによって、ほぼすべての研究室、観測室に合計 30ヶの受話器が設置されました。
2. 高圧電源トランスの更新:
油漏れしていたトランスを更新しました。
3. 高圧電源避雷器の新設:
落雷時の強電流を地中に流す為の避雷器が台内高圧電柱に取り付けられ、導線が地中に埋設されました。
4. 新館電源部に避雷器を設置:
計算機の集中した新館配電盤とサーバー PC 等に避雷器を設置しました。

34

8 共同利用・国際協同観測・研究交流
8.1 ド ームレス太陽望遠鏡 (DST) 共同利用
公開期間 26 週
前期 : 平成 12 年 4 月 10 日  5 月 12 日
後期 : 平成 12 年 7 月 17 日  12 月 8 日
応募・割当週数 6 週
三浦則明 (北見工大) 、馬場直志、北洋 (北海道大工)
太陽粒状斑の動的変化の高空間分解能観測西川宝 (京都経済短大)
H Dark Mottle 及び Spicule の高分解能観測
當村一朗 (大阪工業高専) 、川上新吾 (大阪市立科学館)
ダーク・バンド (彩層下部微細構造) の分光観測
太陽面における磁場と明るさの関係
超高速度カメラによるシンチレーション除去撮像観測
一本潔 (国立天文台) 、北井礼三郎、上野悟 (飛騨天文台)
マグネトグラフによる黒点半暗部の磁場・速度場構造の研究
久保田諄 (大阪経済大) 、時政典孝 (西はりま天文台)
活動領域における Mgi 線ヘリオグラム撮影による Bright point の解明
超粒状斑セル境界における Ci 、Fei 及び Mgi のスペクトル観測秋岡眞樹 (通総研平磯)フィルターテスト (TBD)
水平分光器 + VTR システムによる活動領域の分光

1週
1週

1週
1週

1週

1週

8.2 ド ームレス太陽望遠鏡 (DST) 国際協同観測
5 月 15 日  6 月 16 日
7 月 3 日  7 月 14 日
8 月 18 日  8 月 27 日
8 月 28 日  9 月 1 日
10 月 9 日  10 月 15 日
11 月 6 日  11 月 10 日
11 月 14 日  11 月 23 日
12 月 4 日  12 月 9 日

飛騨・La Palma・TRACE 等 EFR 協同観測
飛騨・TRACE・BBSO・SOHO 等
太陽面活動領域多波長協同観測
飛騨・YOHKOH・SOHO・TRACE 等
Flare Loop Oscillations 解明のためのフレア協同観測
飛騨・乗鞍／活動領域磁場偏光同時観測
飛騨・SOHO・YOHKOH・TRACE・Tenerife 等
Dynamics of Active Regions の協同観測
飛騨・BBSO 太陽フレア協同観測
飛騨・Sacrament Peak・YOHKOH
活動領域磁場偏光、X 線コロナ 協同観測
飛騨・SOHO(CDS)・YOHKOH・野辺山・平磯
活動現象ヘリオグラムの支援観測

35

8.3 外国人研究者短期滞在・研究交流
飛騨天文台

 R.G. Rijmer (長野県小川天文台)
 T.J. Wang (中国科学院北京天文台)
 V. Rusin (Slovakia Academy of Science) M. Minarovjech (Slovakia Academy of Science)
花山天文台

 N. Pogorelov (Moscow, Russia)
 K. Nishikawa (New Jersey State Univ., Rutgers, USA) D. McKenzie (Montana State Univ., Bozeman, Montana, USA) A. Sterling (NASA Marshal Space Flight Center, Huntsvill, Alabama, USA) J. Lin (U. New Hampshire, USA)8.4 花山天文台で開催された研究会
2000 年 5 月 22 日{26 日

第１回 花山データ解析ワークショップ

2000 年 6 月 9 日

第１回 関西プラズマ天体物理フォーラム

2000 年 10 月 11 日{12 日

学振日米共同研究ワークショップ

2000 年 10 月 19 日

Emerging ux 小ワークショップ36

9 花山・飛騨同時一般公開 (太陽宇宙デジタルライブ )「大学等地域開放特別事業」として、11 月 18 日に、花山天文台・飛騨天文台同時一般公開を行いました。望遠鏡観測装置公開、研究成果紹介、大型望遠鏡による太陽・惑星な
どの観望に加えて、二つの天文台をオンラインで結んで、相互に天体画像を送信し 、参加者からの質問に遠隔地からも応答するというデジタルライブを行いました。二つの天文台をあわせて、350 名以上の方の参加がありました。飛騨天文台には、神奈川、千葉、愛知などの遠方からの熱心な参加者もありました。また、花山天文台でも夜遅くまで観望に列をなすというほどの盛況でした。なお、この一般公開の様子は、文部省選定ビデオ「大学から明日が見える|開かれた大学の姿| 」に、＜大学生と地域の交流|宇宙デジタルライ
ブ＞として紹介されています。

花山・70cm シーロスタット望遠鏡

花山・太陽ムービーの説明

花山・図書室での講演

飛騨・ド ームレス太陽望遠鏡 (デジタルライブ )飛騨・65cm 屈折望遠鏡

飛騨・フレアモニター望遠鏡 (観測データ展示)37

10 研究成果報告 (2000 年に発表されたもの)使用された天文台装置の略号は以下のとおりです。
略号

P
D
K
F
O

装置

65 cm 屈折望遠鏡

ド ームレス太陽望遠鏡
花山画像解析システム
フレアー監視望遠鏡
その他

10.1 出版
A. Takeda, H. Kurokawa, R. Kitai, and K. Ishiura,
Contribution and Properties of the Green- and Red-Line Coronal Loops in the K-Corona,
PASJ, vol.52, 375-391 (2000)

(1) O

(2) P

Nakakushi, T., Akabane, T., Iwasaki, K. and Larson, S.M.
Mars: Properties of the aphelion cloud belt Proc. 33rd ISAS Lunar Plan. Symp. (2000)
Hayakawa, T., Akabane, T., and Narumi, Y.
Annual behavior of Mars polar caps and atmospheric pressure in the numerical simulation
Proc. 33nd ISAS Lunar Plan. Symp. (2000)(3) O

Gaensicke, B.T., Fried, R.E., Hagen, H.-J., Beuermann, K., Engels, D., Hessman,
F.V., Nogami, D., and Reinsch, K.
HS 0907+1902: a new 4.2 hr eclipsing dwarf nova A&A 356, L79-L82 (2000)(4) O

Kato, T., Nogami, D., Baba,H., Hanson, G., and Poyner, G.
CR Boo: the `helium ER UMa star' with a 46.3-d supercycle MNRAS 315, 140-148 (2000)(5) O

Baba, H., Kato, T., Nogami, D., Hirata, R., Matsumoto, K., and Sadakane, K.
Discovery of a New SU UMa-Type Dwarf Nova, V 1028 Cygni PASJ 52, 429-436 (2000)

(6) O

(7) F

F Li, H., Sakurai, T., Ichimoto, K., UeNo, S.
Magnetic Field Evolution Leading to Solar Flares I. Cases with Low Magnetic Shear andFlux Emergence Publ. of the Astronomical Society of Japan, v.52, p.465-481(8) F

F Li, H., Sakurai, T., Ichimoto, K., UeNo, S.
Magnetic Field Evolution Leading to Solar Flares II. Cases with High Magnetic Shearand Flare-Related Shear Change Publ. of the Astronomical Society of Japan, v.52,
p.483-497

(9) D

上野 悟

飛騨マグネトグラフの簡易磁場導出法と乗鞍ポラリメータデータとの比較研究会「太陽表面磁場ベクトル導出法の確立」集録、31-40 、(2000)

Kurokawa H. and Sano S.,
H Surges in Emerging Flux Regions as an Evidence of Magnetic Field Reconnection.
Advanced Space Res. Vol.26, pp441-444 (2000)(10) D38

Kurokawa H. and Yoshimura K.,
Relationship between H AFS Loops and Soft X-ray Brightening Loops inEmerging Flux
Regions Advanced Space Res. Vol.25, pp1825-1828 (2000)(11) D

Ishii, T.T., Kurokawa, H., & Takeuchi, T.T.
Emergence of Twisted Magnetic Flux Bundles and Flare Activity in a Large Active Region
NOAA 4201 (2000) PASJ, 52, 337.

(12) D

Takeuchi, T.T., Yoshikawa, K., & Ishii, T.T.
Tests of Statistical Methods for Estimating Galaxy Luminosity Function and Application
to the Hubble Deep Field (2000) ApJS, 129, 1.

(13) O

Takeuchi, T.T., Ishii, T.T., Hirashita, H., Yoshikawa, K., Matsuhara, H., Kawara,
K., & Okuda, H.
Exploring Galaxy Evolution from the Infrared Number Counts and Cosmic Infrared Background (2001) PASJ, in press.

(14) O

Ishii, T. T. , Takeuchi, T.T., Hirashita, H., & Yoshikawa, K.
Cosmic Star Formation History Required from Infrared Galaxy Number Count : Future
Prospect for Infrared Imaging Surveyor (IRIS) (2000) in Star Formation from the Small
to the Large Scale, 33rd ESLAB Symposium, SP-445, 421.

(15) O

Takeuchi, T.T. , Ishii, T. T., & Yoshikawa, K.
Tests of Statistical Methods for Estimating Galaxy Luminosity Function and Applications
to the Hubble Deep Field : Implication to the Cosmic Star Formation (2000) in Star
Formation from the Small to the Large Scale, 33rd ESLAB Symposium, SP-445, 527.

(16) O

Takeuchi, T.T., Ishii, T. T. , Hirashita, H., & Yoshikawa, K.
Dusty Era of the Universe: Infrared Galaxy Number Counts and Cosmic Infrared Background (2001) in The Physics of Galaxy Formation, ASP Conference Series, to appear(17) O

Takeuchi, T.T., Yoshikawa, K. , & Ishii, T. T.
Galaxy Luminosity Function: Applications and Cosmological Implications (2001) in New
Cosmological Data and the Values of the Fundamental Constants, IAU Symposium 201,
to appear(18) O

Ishii, T. T. , Takeuchi, T.T., & Kurokawa, H.
Active Region Evolutions and Flare Activities: From the Photosphere to the Corona(2001) in Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere: Highlights fromSOHO and Other Space Missions, IAU Symposium 203, to appear(19) K

Takeuchi, T.T., Hirashita, H., Ishii, T. T., & Yoshikawa, K.
Galaxy Evolution in the Infrared: Galaxy Number Counts and the Cosmic Infrared Background (2001) in The Extragalactic Background and Its Cosmological Implications, IAU
Symposium 204, to appear(20) O

Okuda, H., Kawara, K., Matsuhara, H., Taniguchi, Y., Sato, Y., Sofue, Y., Matsumoto, T., Wakamatsu, K., Takeuchi, T.T., Hirashita, H., Ishii, T. T., Yoshikawa, K.,
Cowie, L. L., Sanders, D. B., & Joseph, R. D.
Two Bands FIR Survey of the Lockman Hole by ISO: Burst formation of Star-burst
galaxies in the period around z = 0:7 (2001) in FIRSED 2000, to appear(21) O

39

Kawaguchi, T., Mineshige, S., Machida, M., Matsumoto, R., and Shibata, K.
Temporal 1/f Fluctuations from Fractal Magnetic Fields in Black Hole Accretion Flow,
PASJ, 52, L1-L4 (2000)(23) O
Koide, S., Meier, D., Kudoh, T., and Shibata, K.,
General Relativistic Simulations of Jet Formation in a Rapidly Rotating Black Hole
Magnetosphere, Ap. J., 536, 668-674 (2000)(24) O
Chou, W., Matsumoto, R., Tajima, T., Umekawa, M., and Shibata, K.
Dynamics of the Parker-Jeans Instability in a Galactic Gaseous Disk, ApJ, 538, 710-727(2000)(25) O
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Shimojo, M., and Shibata, K.,
Physical Parameters of X-ray Jets, ApJ 541, 1100-1108 (2000)(27) O
Zhang, H. Q., Sakurai, T., Shibata, K., Shimojo, M., Kurokawa, H.,
Soft X-ray ares and magnetic con guration in a solar active region in February 1992,
Astronomy and Astrophysics, 357, 725-734 (2000)(28) O
Magara, T., Chen, P. F., Shibata, K., and Yokoyama, T.,
A uni ed model for CME-related type II radio bursts, ApJ 538, L175-L178 (2000)(29) O
Chen, P. F., and Shibata, K.,
An Emerging Flux Trigger Mechanism for Coronal Mass Ejections, ApJ, 545, 524-531(2000)(30) O
Kuwabara, T., Shibata, K., Kudoh, T., and Matsumoto, R.,
Resistive Magnetohydrodynamic Simulations of Jet Formation and Magnetically
Driven Accretion, PASJ, 52, 1109-1124 (2000)(31) O
Shibata, K.,
Plasmoid-Induced-Reconnection Model of Flares(invited talk), in Proc. Yohkoh 8th Anniversary Symposium,\Explosive Phenomena in Solar and Space Plasmas , ed. T. Kosugi,
T. Watanabe, and M. Shimojo, ISAS, pp. 69-72, 2000.
(32) O
Terasawa, T., Shibata, K., and Scholer, M.,
Comparative Study of Flares and Substorms, Adv. Space Res. 26, 573-583. (2000)(33) O
Shibata, K., Koide, S., Kudoh, T., Aoki, S.,
Jets from Black Hole Magnetospheres (invited talk), in Highly Energetic Physical Processes and Mechanisms for Emission from Astrophysical Plasmas, Proceedings of IAU
Symposium 195, P. Martens (ed.), Astronomical Society of the Paci c, San Francisco, p.
26-272 (2000)(34) O
Shibata, K.,
MHD Simulations of Jets from Magnetized Accretion Disk (invited talk), in AstrophysicalPhenomena Revealed by Space VLBI, H. Hirabayashi, P. G. Edwards, and D. W. Murphy(eds.), ISAS, 29-30 (2000)(22) O40

Yokoyama, T.; Shibata, K.
Numerical Simulations of Solar Flares 2000 IAUS..195..445-446(36) O
Kudoh, T.; Matsumoto, R.; Shibata, K.
Collimation of Magnetically Driven Out ows from Accretion Disks 2000 IAUS..195..407408(37) O
Kato, S. X.; Kudoh, T.; Shibata, K.
Which Forces Accelerate Jets? 2000 IAUS..195..401-402(38) O
Aoki, S. I.; Koide, S.; Shibata, K.; Kudoh, T.
General-Relativistic MHD Simulation of Jets from a Geometrically Thin Accretion Disk
Around a Schwarzschild Black Hole 2000 IAUS..195..373-374(39) O
Saito, Takao; Shibata, K.; Dere, K. P.; Numazawa, S.
Non-Radial Unipolar Coronal Streamers in Magnetically High Latitudes and Radial Bipolar Streamers at the Magnetic Equator of the Sun 2000 AdSpR..26..807-810(40) O
Hayashi, Mitsuru; Shibata, K.; Matsumoto, R.
Recurrent Magnetic Reconnection in Protostellar Magnetosphere 2000 AdSpR..26..567570(41) O
Matsumoto, R.; Tonooka, H.; Tajima, T.; Chou, W.; Shibata, K
Three-Dimensional MHD Simulations of the Emergence of Twisted Flux Tubes 2000
AdSpR..26..543-546(42) O
Magara, T.; Shibata, K
Resistive Processes in the Pre are Phase of Eruptive Flares 2000 AdSpR..26..521-524(42) O
Tonooka, H.; Matsumoto, R.; Miyaji, S.; Martin, S. F.; Can eld, R. C.; Reardon, K.;
McAllister, A.; Shibata, K.
Simultaneous H ; and X-ray Observations of Prominence Eruption and Disappearance
2000 AdSpR..26..473-476(43) O
Ohyama, Masamitsu; Shibata, Kazunari
X-Ray Plasma Ejection and Magnetic Reconnection 2000 AdSpR..26..461-464(44) O
Shimojo, M.; Shibata, K
Observational Evidence of Magnetic Reconnection in Solar X-Ray Jets 2000
AdSpR..26..449-452(45) O
Kato, T.; Kato, M.; Shibata, K.
Time Dependent Ionization Balance in Solar Flares 2000 AdSpR..25.178-181(46) O
Yashiro, S.; Shibata, K.; Shimojo, M.
Thermal Evolution of Coronal Active Regions Observed with the Yohkoh Soft X-Ray
Telescope 2000 AdSpR..25.177-180(47) O
Tanuma, S.; Yokoyama, T.; Kudoh, T.; Shibata, K
2D Numerical MHD Simulation of Magnetic Reconnection As the Origin of Interstellar
Hot Plasma 2000
AdSpR..25..509-512(35) O

41

Yokoyama, T.; Tanuma, S.; Kudoh, T.; Shibata, K.
Magnetic Reconnection Model of X-ray Plasmas in the Galactic Center 2000 AdSpR..25..505508(49) O
Matsumoto, R.; Valinia, A.; Tajima, T.; Makishima, K.; Shibata, K.
Formation of Localized Strongly Magnetized Regions in Galaxies and Clusters of Galaxies
2000 AdSpR..25..499-502(48) O(50) O

柴田一成

プラズマ・核融合学会誌 Vol. 76, No.7 (2000) pp.631-632 小特集 宇宙ジェットの物理

S.UeNo, R.Kitai, K.Ichimoto, T.Sakurai, D.Soltau, and P.N. Brandt
Preliminary Study of the Evolution of Solar Magnetic Structures and Photospheric
Horizontal Velocity Fields Adv.Space Res. Vol.26, No.11, pp.1793-1796, 2000

(51) D

10.2 研究会報告
VSOP symposium (宇宙研) 1 月

Shibata，K.
MHD Simulations on Jets Ejected from Magnetized Accretion Disks(1) O

枚方市立枚方第 1 中学校講演 1 月
(2) O

柴田一成

学者・研究者とはどんな職業か?
L5 ミッション研究会 (宇宙研) 2 月
(3) O

柴田一成

L5 ミッションによる太陽研究
太陽圏シンポジューム「太陽活動と太陽圏」(名古屋大) 2 月(4) D

北井 礼三郎飛騨・花山天文台での太陽磁場・速度場の観測
U. Tokyo Symposium on "Magnetic Reconnection in Space and Laboratory Plasmas"(東大山上会館) 2 月

Shibata, K.
What is the condition for fast reconnection ? { Implication from the solar obser vations
and numerical simulations {(5) O

第二回「ディスクとジェット の相互作用」研究会 (国立天文台三鷹) 3 月
(6) O

柴田一成

宇宙ジェットの磁気流体加速機構
齋藤衛教授退官記念講演会 (京大宇宙物理教室) 3 月
(7) O

柴田一成

コロナの加熱42

日本天文学会 2000 年春季年会 (東京大学) 4 月
中串孝志、赤羽徳英、岩崎恭輔、S.M. Larson(8) P

Syrtis Major 領域に於ける Blue Clearing 現象に対する Martian Equatorial Clouds の寄与(9) D

高津祐通、北井礼三郎、船越康宏

太陽黒点 NOAA8465 領域における速度場構造(10) D

上野悟、北井礼三郎、吉村圭司、篠田一也、一本潔、山崎高幸

光球面同一領域の飛騨・乗鞍偏光同時観測によるデータの比較検討(11) O

八代誠司、柴田一成

コロナ加熱メカニズムと光球磁場の関係(12) O

真柄哲也

Expansion Process od emerging ux tubes II(13) O

野沢恵、柴田一成

浮上磁場の３次元モデル：対流の効果(14) F森本太郎、黒河宏企

プロミネンス (フィラメント ) 消失とコロナアーケード 生成の相関について(15) D

時政典孝、久保田諄

1998 年 5 月 20 日のフィラメントの突然消失について(16) O

花岡庸一朗、桜井隆、一本潔、北井礼三郎、高津祐通

太陽フレアの高速 H 撮像とそのサイエンス(17) O

武田秋、黒河宏企、北井礼三郎、石浦清美

1991 年の日食データ解析から導かれるコロナの新しい描像(18) O

石井 貴子、竹内努、平下博之、吉川耕司

Cosmic Infrared Background Requires Rapid Evolution in Cosmic Star Formation History
京大春秋講演 (京大本部) 5 月(19) O柴田一成

活動する宇宙Astronomy in Ukraine-2000 and beyond (impact of international cooperation)
Ukraine) 6 月(20) O(Kiev,

野上大作、加藤太一、山岡均、植村誠International Cooperation on Transient Object Observations: its Importance and Recent
Results (Invited Talk)
日本惑星合同学会 (代々木) 6 月(21) O

早川知範、赤羽徳英、鳴海泰典

火星極冠の形成シミュレーション

43

米国地球物理学会 asian-paci c session (東京代々木) 6 月(22) O柴田一成

A Uni ed View of Solar Flares and Plasmoid-Induced-Reconnection Model「プラズマ科学のフロンテア」研究会 (核融合研, 岐阜県土岐市) 7 月(23) O

柴田一成

天体磁気流体現象
第 33 回 月・惑星シンポジウム (宇宙研) 8 月(24) P中串孝志、赤羽徳英、岩崎恭輔、S.M. Larson

Mars: Properties of the aphelion cloud belt(25) P

赤羽徳英、中串孝志、岩崎恭輔、S.M.Larson

火星のエリシウム山にかかる昼雲の日変化: 1999 年の観測
(26) P早川知範、赤羽徳英、鳴海泰典

Annual behavior of Mars polar caps and atmospheric pressure in the numerical simulation
IAU Symposium 203, Recent Insights into the Physics of the Sun and Heliosphere:
Highlights from SOHO and Other Space Missions (イギリス) 8 月

Ishii, T. T., Takeuchi, T.T., & Kurokawa, H.
Active Region Evolutions and Flare Activities: From the Photosphere to the Corona(27) KIAU Joint Discussion 7,

Space Weather (イギリス) 8 月

Ishii, T. T., Takeuchi, T.T., & Kurokawa, H.
Characterictics of Flare-productvire Sunspot Groups(28) D

太陽工業・二木会 (大阪) 9 月(29) O

柴田一成

太陽面爆発をさぐる{近未来の宇宙天気予報ビジネスへ向けて{「宇宙シミュレーション・ネットラボラトリーシステムの開発」研究会 (千葉大) 9 月(30) O柴田一成

天体シミュレーション・ネットラボラトリー・システムの開発{ 太陽 MHD シミュレーショ
ンを例にとって{COSPAR Colloquium on Space Weather (Paci c Green Bay, Taiwan) 9 月

Shibata，K.
A Uni ed View of Solar Flares and Plasmoid-Induced-Reconnection Model(31) O

S-Ramp meeting (Sapporo, Japan) 10 月

Chen and Shibata,
EMERGING FLUX TRIGGER MECHANISM FOR CORONAL MASS EJECTIONS(32) O44

日本天文学会秋期年会 (群馬) 10 月
(33) O

野上大作、 B.T. Gaensicke, K. Reinsch, D. Engels, R. Novak, and E.P. Pavlenko

SU UMa 型矮新星 HS 1449+6415 の発見(34) O

野沢恵、柴田一成

浮上磁場の 3 次元モデル：対流の効果その 2(35) O

斉藤卓弥、工藤哲洋、柴田一成

アルフベン波によって生成されるスピキュールの 2 次元モデル(36) D

上野悟、北井礼三郎、吉村圭司、篠田一也、一本潔、山崎高幸

光球面同一領域の飛騨・乗鞍偏光同時観測によるデータの比較検討 II.
(37) D

吉村圭司、黒河宏企

磁束管浮上領域内の H 線像でのある種の黒い模様の様子(38) D

黒河宏企、王同江、石井貴子、吉村圭司、高津裕通、森本太郎、浅井歩、北井礼三郎、
上野悟、柴田一成、磯部洋明、Richard Shine 、Alan Title
強いフレアー活動を起こした NOAA9026 領域の浮上磁束管構造について(39) D

下条圭美、黒河宏企、吉村圭司

Post-Flare Loops of Transient Brightening(40) D

石井 貴子、黒河 宏企

Sunspot Evolution and Its Relation with Flare Activity Level(41) D

浅井歩、石井貴子、黒河宏企

Light Bridge wirh Surges Formed in tje Active Region NOAA8971(42) F高津祐通、柴田一成、森本太郎、磯部洋明、衛藤茂、北井礼三郎、横山央明、下条圭美

1999 年 2 月 16 日に飛騨 FMT で観測された Moreton 波(43) F

衛藤茂、磯部洋明、成影典之、浅井歩、森本太郎、柴田一成、王同江、北井礼三郎、
黒河宏企

Moreton wave と同時観測された EIT wave について
(44) D森本太郎、磯部洋明、高津祐通、衛藤茂、成影典之、柴田一成、横山央明、下条圭美

カスプ型フレアの多波長観測 I. フィラメント噴出と EIT Wave(45) D

磯部洋明、森本太郎、高津祐通、衛藤茂、成影典之、柴田一成、横山央明、下条圭美

カスプ型フレアの多波長観測 II. Decay Phase におけるリコネクションレートの導出(46) O

横山央明、柴田一成

フレアの磁気流体シミュレーション−熱伝導・彩層蒸発・放射冷却の効果

Chen，P.F.、柴田一成
An Emerging Flux Trigger Mechanism for Coronal Mass Ejection(47) O(48) D

北井礼三郎、上野悟、吉村圭司、高津祐通、末松芳法、馬場直志、北洋、三浦則明

飛騨天文台ド ームレス太陽望遠鏡での波面乱れ測定実験

45

学振日米共同研究ワークショップ (花山天文台) 10 月
(49) O

柴田一成

太陽コロナにおける磁気リコネクション
上宝村立本郷小学校 全校集会講話 10 月(50) O

上野悟

天文のお話
日本惑星科学会 (つくば ) 10 月
(51) O

早川知範、赤羽徳英、鳴海泰典、岩崎恭輔

火星の年間気圧変動と極冠の後退曲線
名大太陽地球環境研将来計画シンポジウム (名大東山地区) 11 月
(52) D

黒河宏企

太陽物理研究から STE 研に期待するもの(53) O柴田一成

太陽物理と名大 STE 研
太陽望遠鏡ワークショップ 2000 (三鷹) 11 月
(54) K

石井 貴子

第 23 極大期の概況
Solar-B Sience Meeting (相模原) 12 月

Shibata，K.
Overview of Solar B Mission(55) O

Ishii, T. T., Takeuchi, T.T., T. Wang, & Kurokawa, H.
Characterictics of Flare-productvire Sunspot Groups(56) K

H. Kurokawa, T. Wang, and T.T.Ishii
Twisted Structures of Emerging Magnetic Ropes to cause Solar Eruptive Phenomena(57) D

Kitai，R.
Relationship between Solar-B and Ground-based Observations { Present Status and Projectin Near Future at Hida Observatory(58) D

Kozu, H., and Kitai, R.
Convective Structure Derived From Local Correlation Tracking Method(59) D

Yoshimura K. and Kurokawa H.
A small Filament Structure in an Emergin Flux Region(60) D

美星天文台講演 (岡山県美星町) 12 月
(61) O

柴田一成

太陽フレアの謎

46

京都私立中高校理科教員集会講演 (花山天文台) 12 月
(62) O

柴田一成

太陽フレアの謎
MLA 分光観測報告会 (京大理宇物教室) 12 月
(63) O吉村圭司

MLA 観測データの解析法と解析例(64) O

北井礼三郎

飛騨天文台での MLA を用いた波面乱れ測定実験
理論天文懇談会シンポジウム (京大基研) 12 月
(65) O柴田一成

MHD 的宇宙ジェットの物理

10.3 天文台出版物
CONTRIBUTIONS FROM THE KWASAN AND HIDA OBSERVATORIES

Terasawa, T., Shibata, K., and Scholer, M.,
Comparative Study of Flares and Substorms,
Adv. Space Res., 26, 573.

No. 349

Ohyama, M., and Shibata, K.,
X-Ray Plasma Ejection and Magnetic Reconnection,
Adv. Space Res., 26, 461.

No. 350

Kawaguchi, T., Mineshige, S., Machida, M., Matsumoto, R., and Shibata, K. ,Temporal 1/f Fluctuations from Fractal Magnetic Fields in Black Hole Accretion Flow,
PASJ, 52, L1.

No. 351

Kurokawa H. and Yoshimura K.,
Relationship between H AFS Loops and Soft X-ray Brightening Loops in Emerging Flux
RegionsAdv. Space Res., 25, 1825.

No. 352

Kurokawa H. and Sano S.,
H Surges in Emerging Flux Regions as an Evidence of Magnetic Field Reconnection.
Adv. Space Res., 26, 441.

No. 353

Ishii, T.T., Kurokawa, H., and Takeuchi, T.T.
Emergence of Twisted Magnetic Flux Bundles and Flare Activity in a Large Active Region
NOAA 4201
PASJ, 52, 337.

No. 354

47

Takeda, A., Kurokawa, H., Kitai, R., and Ishiura,
Contribution and Properties of the Green- and Red-Line Coronal Loops in the K-Corona,
PASJ, 52, 375.
No. 356
F Li, H., Sakurai, T., Ichimoto, K., UeNo, S. ,Magnetic Field Evolution Leading to Solar Flares I.,
PASJ, 52, 465.
No. 357
Takeuchi, T.T., Yoshikawa, K., and Ishii, T.T.
Tests of Statistical Methods for Estimating Galaxy Luminosity Function and Application
to the Hubble Deep Field,
ApJS, 129, 1.
No. 358
Zhang, H. Q., Sakurai, T., Shibata, K., Shimojo, M., Kurokawa, H.,
Soft X-ray ares and magnetic con guration in a solar active region in February 1992,
A&A, 357, 725.
No. 359
Chen, P. F., and Shibata, K.,
An Emerging Flux Trigger Mechanism for Coronal Mass Ejections,
ApJ, 545, 524.
No. 360
Takeuchi, T.T., Tomita, A., Nakanishi, K., Ishii, T.T., Iwata, I. and Saito, M.,
Photometric Properties of Kiso Ultraviolet-Excess Galaxies in the Lynx-Ursa Major Region,
ApJS, 121, 445.
No. 361
Takeuchi, T. T., Ishii, T. T., Hirashita, H., Yoshikawa, K., and Mazmine, K.,
Exploring Galaxy Evolution from Infrared Galaxy Number Count,Star Formation 1999, 58.
No. 362
Takeuchi, T. T., Ishii, T. T., Yoshikawa, K.,
Tests of Statistical Methods for Estimating Galaxy Luminosity Function and Applications
to the Hubble Deep Field : Implication to the Cosmic Star Formation,
Proc. of 33rd ESLAB Symposium, SP-445, 527.
No. 363
Ishii, T. T. , Takeuchi, T.T., Hirashita, H., and Yoshikawa, K.,
Cosmic Star Formation History Required from Infrared Galaxy Number Count : Future
Prospect for Infrared Imaging Surveyor (IRIS),
Proc. of 33rd ESLAB Symposium, SP-445, 421.
No. 364
UeNo, S., Kitai, R., Ichimoto, K., Sakurai, T., Soltau, D., and Brandt, P. N.,
Preliminary Study of the Evolution of Solar Magnetic Structures and Photospheric Horizontal Velocity Fields,
Adv. Space Res., 26, 1793.
No. 365
Nogami, D., Engels, D., Gansicke, B. T., Pavlenko, E. P., Novak, R., and Reinsch,K.,
A newly discovered SU UMa-type dwarf nova, HS 1449+6415
A&A, 364, 701.

No. 35548

京都大学大学院理学研究科附属天文台
花山天文台〒 607-8471

京都市山科区北花山大峰町

飛騨天文台〒 506-1314

岐阜県吉城郡上宝村蔵柱

天文台分室〒 606-8502

京都市左京区北白川追分町
京都大学大学院理学研究科

TEL: 075-581-1235
FAX: 075-593-9617
TEL: 0578-6-2311
FAX: 0578-6-2118
TEL: 075-753-3893
FAX: 075-753-4280