資料１ （第３版）

1「ひので」による太陽の新しい磁場生成機構の発見について
東京大学/国立天文台 石川遼子
国立天文台 常田佐久
日米ひので可視光望遠鏡チーム

資料１ （第３版）

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発表要旨• 「ひので」可視光・磁場望遠鏡の観測によって、黒点などとはまったく異なる性質の磁場(短寿命水平磁場)が発見された。この磁場は非常に微細で(1000km)、短寿命(4分)、太陽表面に対して水平である。また、この短寿命水平磁場は太陽全面に大量に存在している。
• これらの短寿命水平磁場の性質は、太陽表面付近の対流に起因する新しい磁場の生成機構があることを示唆する。
• この磁場生成機構は、太陽全面に大量の磁場を供給することから、太陽の様々な活動を引き起こす新しい磁気エネルギー源として期待される。

資料１ （第３版）

イントロダクション3

太陽の磁場(1)
黒点は磁石である• 太陽黒点は巨大な磁石

黒：S極
白：N極

黒点は、磁力線の切り口

N極
磁場S極

（白い部分がN極、黒い部分がS極） 太陽の縁にある磁気ループの様子。それぞれのループの足元には黒点がある。

資料１ （第３版）

イントロダクション

太陽の磁場(2)太陽は磁場である• 太陽全体を無数の磁力線が覆っている

青線：閉じた（太陽表面から出て、太陽表面へ戻ってくる）磁力線
黄線：開いた（太陽表面から出て、宇宙空間へとつながる）磁力線4資料１ （第３版）

太陽の磁場(3)
磁場のエネルギー解放:フレア

イントロダクション• 太陽コロナ中で起きる大爆発現象であるフレアは、磁場に蓄えられたエネルギーが解放されることによって起きる。
ねじれたループ構造（磁力線がねじれてエネルギーが蓄えられている）

フレア前

緩やかなループ構造（蓄えられていたエネルギーが解放された）

フレア後

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資料１ （第３版） 研究の背景

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活動領域と静穏領域
活動領域:黒点などの磁場がたくさん集まった領域

2万km
430.5nmを中心とした波長帯で観測

静穏領域：磁場がまばらにしか存在しない場所

430.5nmを中心とした波長帯で観測資料１ （第３版） 研究の背景

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黒点の磁場
活動領域:黒点などの磁場がたくさん集まった領域

黒点磁場の断面図
磁力線

太陽表面

2万km430.5nmを中心とした波長帯で観測•黒点をはじめ、磁場は全て太陽表面に対して垂直だと考えられていた

資料１ （第３版） 研究の背景

黒点磁場を生成するグローバルダイナモ

8• 太陽の差動回転により、南北方向の磁場を回転方向に引き伸ばし、増幅させる。
北極

北極

北極

南極

南極

磁力線*

南極

回転の向き
（極域に比べて赤道付近の方が自転速度が速い：差動回転）*磁力線はゴムひものように振舞う

差動回転により、東西方向にリング状になった磁力線の一部が表面に浮かび上がって黒点が形成される

資料１ （第３版）

新たな磁場生成機構の発見
太陽観測衛星「ひので」極紫外線撮像分光装置

X線望遠鏡

可視光・磁場望遠鏡（SOT）:口径50ｃｍ
大気圏外にいるため、常に回折限界（0.2-0.3秒角）を達成。太陽表面の詳細なベクトル磁場を観測。

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資料１ （第３版）

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可視光・磁場望遠鏡の優れた性能• 宇宙からの観測で大気の影響がないため、磁場測定性能が飛躍的に進歩した– 高解像度強度の画像

像がぼけず、太陽表面の細かな磁場構造が観測できるようになった– 高感度
弱い磁場の信号まで捉えることができるようになった

磁場の画像– 速い時間変化を捉える
常に良質のデータが取れるため、細かな磁場構造の時間変化が追えるようになった

「ひので」

地上観測例
（米国立太陽天文台）

資料１ （第３版）「ひので」による水平磁場の発見（1/2）
連続光でみた太陽表面

1391000km

20000 km

大気の影響がないため、粒状斑と呼ばれる明るいセル状の構造がはっきりと捉えられている。

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資料１ （第３版）

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粒状斑の構造太陽表面付近の対流の様子
明るい粒状斑部分で、太陽内部からものが湧き上がっている「ひので」可視光・磁場望遠鏡でみた太陽表面の様子

断面図
対流によるものの流れ
1000km

粒状斑間の暗い部分
ではものが沈み込む

可視光で見られる明暗模様は太陽表面で 起きている対流運動を表す。明るい部分を「粒状斑」と呼び、ものが太陽内部から湧き上がっている部分に対応している。粒状斑の周囲の暗い部分はものが沈み込んでいる。

資料１ （第３版）「ひので」による水平磁場の発見（1/2）
連続光でみた太陽表面

1391000km

20000 km

大気の影響がないため、粒状斑と呼ばれる明るいセル状の構造がはっきりと捉えられている。

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資料１ （第３版）「ひので」による水平磁場の発見
（2/2）

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可視光望遠鏡でみた、太陽表面に対して水平な磁場の様子。黄色部分が水平磁場の強い領域に対応している。

粒状斑と水平磁場の重ね合わせ

1391000km

20000 km

太陽表面に対して水平な磁場が太陽表面に点在。
サイズは粒状斑より小さい（～1000km以下）。

資料１ （第３版）

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太陽表面と水平磁場の想像図
対流層からウミヘビのような磁束管の一部が出現対流によるものの流れ

磁束管

資料１ （第３版）

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太陽表面にウミヘビ発見!?

資料１ （第３版）

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水平磁場の時間変化を追う (1/2)
4000 km

20000 km

太陽表面の対流の様子

粒状斑の断面図
粒状斑（明るいセル状部分）は、太陽内部から浮き上がってきた対流に対応している。

対流が絶えず起こっている資料１ （第３版）

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水平磁場の時間変化を追う (2/2)
明らかになった水平磁場の性質
1. 絶えず、出現、消滅を繰り返し、発生頻度が非常に高い
2. 大きさが1000km以下と非常に小さい
3. 寿命も平均４分と短い⇒短寿命水平磁場と命名

4000 km

太陽表面と水平磁場の想像図

粒状斑の断面図
粒状斑（明るいセル状部分）は、太陽内部から浮き上がってきた対流に対応している。

黄色：水平磁場の強い所(400ガウスくらい)資料１ （第３版）

ユビキタス短寿命
水平磁場（1/2）19水平磁場が視野全体に分布している。粒状斑があれば、必ず水平磁場が存在する。
黄色部分が水平磁場の強い領域に対応。

120000km

250000km資料１ （第３版）

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ユビキタス短寿命
水平磁場（2/2）
黒点が出現することのない、極域にも短寿命水平磁場は存在する
青、緑の点状のものが水平磁場

南極点(南緯90度)

南緯85度

南緯80度

南緯75度

南緯70度

資料１ （第３版）

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1000km20000 km

20000km資料１ （第３版）

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短寿命水平磁場の起源を探る
可能性２：太陽表面付近の対流による局所的磁場生成機構

可能性１：黒点と同じ起源

太陽表面
太陽表面
黒点
数万km

例：黒点からはがれた磁場が短寿命水平磁場の元となる

磁力線

1000km

対流セル

粒状斑の対流運動によって引き伸ばされて増幅した磁場の一部が太陽表面に現れた• 活動領域の方が発生頻度が大きければ、-黒点を形成する磁場由来（可能性１）• 発生頻度が同じならば、-周りの磁場の有無が関係しない可能性２磁場がたくさん集まった活動領域と磁場がまばらにしか存在しない静穏領域の水平磁場の性質（特に発生頻度）を比較

資料１ （第３版）「ひので」で観測した２つの領域
活動領域

静穏領域
黒：S極
白：N極

観測領域

観測領域

75000km

活動領域には、たくさんの垂直磁場が集中しており、その磁束量は静穏領域の約８倍にも達する。

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資料１ （第３版）

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比較の結果(1/2)
活動領域

静穏領域
黒：S極
白：N極

観測領域

85分間に95個（頻度：1.1x10−4Mm−2 s−1）

観測領域

86分間に109個 75000km（頻度: 1.2x10−4Mm−2 s−1 ）垂直磁束量が８倍あるにも関わらず、短寿命水平磁場の発生頻度はほぼ同じ

資料１ （第３版）

比較の結果(2/2)
短寿命水平磁場の磁場強度分布• 各領域から水平磁場を取り出し、その磁場強度の分布を調べた。
• その結果、静穏領域と活動領域の水平磁場強度分布
はぴたりと一致した。

短寿命水平磁場の性質は、静穏領域でも活動領域でも変わらず普遍的である。

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資料１ （第３版）

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黒点と全く異なる短寿命水平磁場の生成機構
黒点を形成する磁場の生成機構

短寿命水平磁場の生成機構• 太陽の差動回転で磁場を増幅する「グローバルダイナモ」• 粒状斑の対流運動で磁場を増幅する「ローカルダイナモ」

北極

北極

北極

磁力線

南極

差動回転のエネルギー

磁力線が対流で引き伸ばされて増幅される

南極

南極

磁場のエネルギー

これまで知られていた機構

対流セル

対流の運動エネルギー

1000km磁力線

磁場のエネルギー

新たに発見された機構

資料１ （第３版）

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短寿命水平磁場の巨大なエネルギー• 太陽表面は6000度なのに、なぜ、彩層は1万度、コロナは100万度もの高温に加熱されているのか？この問題は、未だ解明されていない。
静穏領域

コロナ

1,000,000度
彩層 10,000度

太陽表面6,000度

活動領域

短寿命水平磁場のエネルギー~2x106 erg cm-2 s-1 ~5x106 erg cm-2 s-1

彩層加熱に必要なエネルギー~4x106 erg cm-2 s-1~2x107 erg cm-2 s-1

コロナ加熱に必要なエネルギー~3x105 erg cm-2 s-1~107 erg cm-2 s-1

短寿命水平磁場の持つ磁気エネルギーは、彩層やコロナを加熱するのに必要なエネルギーに匹敵する。

資料１ （第３版）

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まとめ• 「ひので」可視光・磁場望遠鏡によって、短寿命水平磁場が太陽全面を埋め尽くしていることが発見された。
• 短寿命水平磁場の性質（発生頻度など）は活動領域と静穏領域で差がなく、短寿命水平磁場はどこでも同じように出現することがわかった。
• これにより、全く新しい、太陽表面付近の対流（粒状斑）による磁場増幅機構（ローカルダイナモ機構）が存在することが明らかとなった。
• 短寿命水平磁場の持つエネルギーは非常に大きく、彩層・コロナ加熱に必要なエネルギーに匹敵することがわかった。

資料１ （第３版）

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今後の展望
• 非常に大きな短寿命水平磁場のエネルギーが解放されれば、彩層・コロナを加熱している可能性がある。我々は、この短寿命水平磁場に着目し、彩層・コロナ加熱を解明したいと考えている。
• 恒星・原始星・降着円盤・星間分子雲などにも対流が存在する。短寿命水平磁場は、これらの天体の活動現象や進化に影響を及ぼしている可能性がある。

資料１ （第３版）

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参考文献
•Ishikawa, R. and Tsuneta, S.: Comparison of transient horizontal magnetic fields in a plage region
and in the quiet Sun, 2009, Astronomy and Astrophsyics, 495, 607-612•Lites, B. W.; Kubo, M.; Socas-Navarro, H.; Berger, T.; Frank, Z.; Shine, R.; Tarbell, T.; Title, A.;Ichimoto, K.; Katsukawa, Y.; Tsuneta, S.; Suematsu, Y.; Shimizu, T.; Nagata, S.: The Horizontal
Magnetic Flux of the Quiet-Sun Internetwork as Observed with the Hinode Spectro-Polarimeter,
2008, ApJ, 672, 1237-1253•Lites, B.; Socas-Navarro, H.; Kubo, M.; Berger, T. E.; Frank, Z.; Shine, R. A.; Tarbell, T. D.; Title,A. M.; Ichimoto, K.; Katsukawa, Y.; Tsuneta, S.; Suematsu, Y.; Shimizu, T.; Nagata, S. HinodeObservations of Horizontal Quiet Sun Magnetic Flux and the ``Hidden Turbulent Magnetic Flux'',
2007, PASJ, 59, 571-576•Orozco Suárez, D.; Bellot Rubio, L. R.; del Toro Iniesta, J. C.; Tsuneta, S.; Lites, B. W.; Ichimoto,K.; Katsukawa, Y.; Nagata, S.; Shimizu, T.; Shine, R. A.; Suematsu, Y.; Tarbell, T. D.; Title, A. M.:
Quiet-Sun Internetwork Magnetic Fields from the Inversion of Hinode Measurements, 2007, ApJ,670, L61-L64•Centeno, R.; Socas-Navarro, H.; Lites, B.; Kubo, M.; Frank, Z.; Shine, R.; Tarbell, T.; Title, A.;
Ichimoto, K.; Tsuneta, S.; Katsukawa, Y.; Suematsu, Y.; Shimizu, T.; Nagata, S.: Emergence ofSmall-Scale Magnetic Loops in the Quiet-Sun Internetwork, 2007, ApJ, 666, L137-L140•Ishikawa, R.; Tsuneta, S.; Ichimoto, K.; Isobe, H.; Katsukawa, Y.; Lites, B. W.; Nagata, S.;
Shimizu, T.; Shine, R. A.; Suematsu, Y.; Tarbell, T. D.; Title, A. M.: Transient horizontal magnetic
fields in solar plage regions, 2008, A&A, 481, L25-L28•Tsuneta, S.; Ichimoto, K.; Katsukawa, Y.; Lites, B. W.; Matsuzaki, K.; Nagata, S.; Orozco Suárez,D.; Shimizu, T.; Shimojo, M.; Shine, R. A.; Suematsu, Y.; Suzuki, T. K.; Tarbell, T. D.; Title, A. M.:
The Magnetic Landscape of the Sun's Polar Region, 2008, ApJ, 688, 1374-1381

資料１ （第３版）

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補足資料

資料１ （第３版）

32「ひので」打ち上げ前の太陽磁場の概念• 全て太陽表面に対して垂直だと考えられていた
数100km

黒点から離れた領域（＝静穏領域）

太陽表面

磁束管の断面が明るく見えている
430.5nmを中心とした波長帯で観測輝点がまばらに存在。この輝点は、数100kmほどの細い垂直な磁束管に対応。

2万km
430.5nmを中心とした波長帯で観測

細い磁束管の断面は輝点として、太い磁束管の断面は黒点として見える。
大きさの差こそあれ、どちらも太陽表面に対して垂直。

資料１ （第３版）

33

磁場を生成する
ダイナモ機構• 自転や対流などの運動が磁力線を引き伸ばして磁場を増幅する。言い換えると、自転や対流の運動エネルギーを磁場のエネルギーに変換している。
磁力線※磁力線はゴム紐のようにふるまう

対流などの運動

磁力線の張力が強まる＝磁場強度が強くなる

資料１ （第３版）

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太陽観測衛星「ひので」極紫外線撮像分光装置
コロナの視線方向速度場・乱流を観測。

可視光望遠鏡（SOT）:口径50ｃｍ
大気圏外にいるため、常に回折限界（0.2-0.3秒角）を達成。太陽表面の詳細なベクトル磁場を観測。

X線望遠鏡
高解像度で100万度～1000万度のコロナを撮像。
３望遠鏡の同時観測により、太陽表面から彩層・コロナまでを同時に観測することが可能に。

資料１ （第３版）

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磁場の単位（ガウス）• “ガウス”は磁場を表す単位である。1ガウスは10-4テスラ。
北極

N

S
S

N

南極

棒磁石：2500ガウス
エレキバン： 800ガウス

NS

地球にも磁石がある。
磁場強度は日本で0.5ガウス。

資料１ （第３版）

36

粒状斑（対流）

湧き出し

沈み込み

沈み込み

可視光線で見られる明暗模様は太陽表面で 起きている対流運動を表し、「粒状斑」と呼ばれる。明るい部分は湧き出し、その周囲の暗い部分は沈み込みになっていることが知られている。

資料１ （第３版）

37

静穏領域と活動領域• 活動領域
たくさんの磁場が存在する場所で、コロナを見ると、非常に明るく、活動的であることがわかる。
• 静穏領域
磁場がまばらにしか存在しない場所。

資料１ （第３版）

短寿命水平磁場の彩層・コロナ加熱の可能性• 非常に大きな短寿命水平磁場のエネルギーにより、彩層・コロナを加熱している可能性がある。
– 既存の垂直磁場と短寿命水平磁場がぶつかり、小さな爆発を起こす

既存の垂直磁場。彩層・コロナ
では大気の圧力が下がるため磁束管は膨張する。
短寿命水平磁場太陽表面38

資料１ （第３版）

39

太陽の基本構造
対流層

太陽表面（光球）
6000度

放射層

中心核
核融合反応
1500万度私たちが観測できるのは、太陽表面（光球）とその上空の彩層とコロナ

コロナ
100万度以上