太陽を調べる光の目
京都大学・理学研究科附属飛騨天文台
一本 潔、 協力：上野 悟

太陽研究最前線体験ツアー
2018.3.19 - 231いちもと きよし

一本 潔（大阪茨木高校出身）

京大・理・附属天文台飛騨／国立天文台・Solar-C準備室
略歴：1987.4
1987.5｜｜
2008.4～
研究内容：

京大宇宙物理・天文台卒業
国立天文台勤務；
乗鞍コロナ観測所、日食遠征、ひので、、
京大理・附属天文台
太陽観測（黒点、コロナ、フレア、）
飛騨の装置開発、観測
次期太陽観測衛星Solar-C の推進太陽を調べる光の目 内容：
０．イントロ「飛騨天文台」、「宇宙の測りかた」
１．太陽のみえ方
光に含まれる情報
光の種類とスペクトル太陽スペクトル

２．スペクトルのでき方
連続光の形成線スペクトルの形成
太陽の周辺減光と大気構造

３．宇宙の中の「磁場」
宇宙における磁場の働き

４．磁場を測る
偏光とゼーマン効果

５．光を読みとる観測装置
空間を分解する望遠鏡、シーイング
波長を分解する分光装置
偏光を分解する偏光解析装置
世界の太陽望遠鏡６．京都大学理・附属天文台ですすめている観測研究
飛騨天文台のとりくむ観測プロジェクト

3

イントロ：

宇宙の測りかた（飛騨天文台一般公開用スライド）

はか測（計）る・・・
長さ・距離
角度
温度

時間

スピード

光
放射線

重さ

体積
電流・電圧

宇宙を計るのに使えるものは？

太陽や月の「大きさ」はどのくらい？
金環日食

２ｍ先の１円玉(2cm)
２２ｍ先のサッカーボール(22cm)
飛行機よりも大きい

手を伸ばして持った５円玉の穴（5mm）

もちろん本当の大きさじゃない！

宇宙を計る道具

望遠鏡

分光器

人工衛星
・・・

望遠鏡は高精度の分度器！？

距離

大きさ

望遠鏡が遠くのものを見分ける能力 ＝ 「分解能」

口径 1 mm“ 4.5 cm
“ 20 cm“ 60 cm“
5m

100km 先の 50 m （高層ビル）緑の光で“
1 m （机）“25 cm （ラーメンの器）“
8 cm （チャーシュー）“
1 cm （ネギ）分光器は温度計！？
物体の温度と色
高温

10000 度6000 度

低温

3000 度1000 度

100 度

スペクトルのどこが明るいかで温度が分かる！

分光器はスピード計！？
ドップラー効果・・・

光のドップラー効果

スペクトルに混ざった黒い線 – 星の元素の痕跡

近づいてくる

飛騨天文台
遠ざかっていく飛騨天文台の２つの太陽望遠鏡
SMART望遠鏡

ドームレス太陽望遠鏡

太陽全体を常に観測

世界屈指の分光器

これらをつかって太陽の大きさを測ってみよう。

スペクトル
太陽全体画像まずSMART望遠鏡
太陽の自転周期を測る

太陽は約27日で１回転

つぎにドームレス望遠鏡

太陽で作られる
スペクトル線

地球の大気で作られるスペクトル線

つぎにドームレス望遠鏡＋２km/秒ー２km/秒地球
スペクトル線のずれ（ドップラー効果；スピードガンの原理）から、太陽の赤道表面は２km/s の速度で回っていることがわかる。

太陽の大きさは？
太陽の１周＝２ｋｍ/秒 x ２７日＝２ｘ６０ｘ６０ｘ２４ｘ２７＝４７０万km

２７日＋２km/秒太陽の直径＝１周／ 3.14(円周率) ～１５０万km・・ 地球の約１１０倍

太陽はどのくらい離れているのか？
太陽の見かけの大きさ～２ｍ先の１円玉（直径2cm）

１円玉（2cm）
太陽（150万km）
2m

太陽までの距離 ＝ 2m ｘ １５０万km/2cm＝１億５千万km （＝１天文単位）
飛騨天文台

きょり

星の距離の測り方
春

秋

ある星は周囲の星に対してねんしゅうしさ半年ごとに位置がずれる（年周視差）。
きっと手前にあるに違いない！
このみかけのずれから星までの距離が分かる。
＝地球の公転軌道を用いた三角測量

そこまでいかずに距離を測る方法
三角測量:
２つの地点から見こむ角度を測って距離を求める

角度 c
距離 a

距離 b

距離 b

飛騨天文台
= 距離 a ÷ 角度c

年周視差で距離がわかった星
太陽からいちばん近い星：
αケンタウリの年周視差 ＝ 0.74秒角（１秒角 = １°の1/3600= ここからみた乗鞍岳山頂のリンゴの大きさ）

αケンタウリまでの距離は２６万天文単位＝３９兆km

現在の「分度器」の最高精度～0.001秒角 （ヒッパルコス衛星）（ここからみた京都にあるゴマ粒（ 1mm ）の大きさ）

年周視差から距離が分かった星～約12万個

しかし、その背景（遠く）にはまだ無数の星がある！

距離梯子「宇宙の果て」
１３７億光年

理科年表より太陽の重さ（質量）はどうしてわかる？
地球は太陽から1億5000万km 離れたところを１年かけて回っている太陽L = 1AU力

これは太陽が地球を引きつけるから
地球遠心力

万有引力

GM o M E
M E L  F (引力) 
L22

物体の質量と引力の関係Gを測る実験（キャベンディッシュの実験）
これから太陽の質量が求まる！
太陽の質量＝2000000000000000000000000000000kg= 2 x 1030 kg

太陽の重さと半径がわかると。。
表面の重力加速度がわかる！
太陽質量m の物体が加速度a で落下

GM o
Fg m  ma,2Ro

Ro  7.0  108 m

GM o 6.7  1011  2.0  10302a~270m/s~ 28G
28 2Ro(7  10 )太陽の寿命は？
太陽

1.4kW/m2
地球

1億5000万km 離れたところで太陽の光のエネルギーは1.4kW/1平方m（太陽定数）

太陽は四方八方同じだけ光を出しているだろうから、太陽が１秒間に放つ全エネルギーは ～ 4 x 1026 J/s [W]

太陽の燃料が石油だったとしたら・・・
太陽は500万年で燃え尽きてしまう。
太陽の燃料は水素の核融合反応であることがわかった・・・ 太陽の寿命は約100億年(今45億歳)

はか

宇宙を測（計）る・・
長さ・距離角度
温度

時間

スピード

光放射線重さ体積
電流・電圧宇宙を計るのに使えるもの

1. 太陽のみえ方27

２つの異なる連続光で見た太陽

可視光

軟X線

28

Ｈα線（水素原子のスペクトル線）で見た太陽（彩層＝１万度： 光球の上層大気）

2003年10月30日
京大飛騨天文台
ＳＭＡＲＴ望遠鏡

29

Ｈαの異なる波長で観た太陽30

「偏光」で観た太陽 磁場

2003年10月30日
MDI 磁場31

なぜ光の種類によって見え方が異なるのか？
・物質は温度によって異なる波長の光を出すから光の波長によって異なる温度のものが見える
・光の波長によって透明度が異なるから波長によって見通す深さが異なる
・光源や媒質に「異方性」があると光が「偏る」から磁場などのベクトル物理量の違いが見える
光がどうやってつくられ伝わるかを理解することが、「天体物理学」の出発点！
32

実験室
温度、密度、元素、運動、磁場、、、

実験

天体
物理状態
電磁流体力学
プラズマ物理

電磁気学
統計力学
量子力学
輻射輸送理論

スペクトル、偏光

光

天体物理学

観測

スペクトル、偏光33

光に含まれる情報
宇宙のことを知りたい！
その手がかりは光(電磁波)によってもたらされる

光に含まれる情報とは、、、

強度 I の種々な次元に対する依存性
強度 I (x, y, t, l, p) --- 温度、密度依存性

x, y 方向 --- 空間構造t

時間 --- ダイナミクス

λ 波長 --- 運動、温度、密度、ｚ方向空間構造、 、p

偏光 --- ベクトル的物理量（磁場、電場、輻射場の異方性、、、）34

光の種類とスペクトル35

名古屋科学館
36

太陽スペクトル～5800K 黒体放射37

http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_radiation

フラウンホーファー線
1814、ドイツの物理学者 ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー

A線
B線
C線
D1線
D2線
D3線
E2線
F線
G線
H線
K線

O2O2
HαNa
NaHe
FeHβFeCa+Ca+

759.370 nm
686.719656.281589.594588.997587.565527.039486.134430.790396.847
393.36838◆太陽可視光スペクトルと吸収線
太陽可視光域のスペクトル写真（撮影：飛騨天文台、岡山天体観測所）

39

Slide by S.Ueno

2. スペクトルのでき方

40

温度と光のスペクトル（連続光）
黒体放射

 Bl T  

軟X線

2 hc 2l5

1exp( hc / kT l )  1

可視光

41

原子状態と線スペクトル
原子の線スペクトル  ２つのエネルギーレベル間の状態遷移

energyUpper level

hnhn  Eup - Elow

Lower level42

輝線スペクトルと吸収線スペクトル

http://www.kasaoka.okayama-c.ed.jp/kyoumu/kokusai/kokusai312a.htm
美星天文台提供43

ドップラーシフト

ドップラー効果

ll



c44

Slide by S.Ueno太陽はなぜ周辺が暗いのか？

（周辺減光）

周辺に近いほど大気の高い層をみている。
太陽大気は高さと共に温度が下がっている。

実は光の種類によって「周辺増光」もある。
いろいろな光で太陽の輝度分布を調べると、大気の高さ構造が分かる。

45

太陽の大気構造

nH
nevt
T
対流層

光球彩層

コロナ

46

3. 宇宙の中の「磁場」

47

宇宙における磁場の働き（１）:- プラズマの運動を抑制・ガイドrL 

 cmeB

2c kmT LeB3

 「構造」の形成（対流の抑制、プラズマ閉じこめ）宇宙における磁場の働き（２）:- 磁気圧による膨張

𝐵2
𝑃 = 𝑃𝑔 +8𝜋 磁気ループの浮上、コロナへの拡大

ひのでTRACE宇宙における磁場の働き（３）:- 波動の媒体

 B2  1Dυ P   (B )B
Dt
8
4

圧力 エネルギーや擾乱の伝達

ひので張力宇宙における磁場の働き（４）:- 熱伝導を抑制・ガイド

  ~ 2  10

11n2
 ||3 2T B

B in Gauss(Priest, ‘Solar MHD’)n=109cm-3, T=106K, B=10G  κ⊥/κ∥～2･10-13

 コロナの多温度構造を形成
FeX
6374A
(1MK)
FeXIV
5303A
(2MK)

CaXV
5694A
(3.5MK)
Yohkoh SXT(3—6MK?)

乗鞍コロナ観測所

宇宙における磁場の働き（５）:- エネルギーの蓄積・不安定化

12  L j 2 , L : inductance of magnetic loop

 突発的な状態遷移（爆発・噴出現象）
フレア

磁場は多様な「活動」現象の担い手
飛騨天文台

SDO

太陽研究の課題１

磁場の散逸機構（プラズマ加熱、フレア爆発、質量放出、粒子加速、、）
コロナ質量放出Ｘ線γ線
高エネルギー粒子

ひのでSOT

ムービー by 勝川高温コロナ

太陽研究の課題２太陽面磁場の緯度分布

磁場の生成機構（ダイナモ）（１１年活動サイクル、マウンダー極小期、）

光球
対流層
放射層

1996
彩層

1992

宇宙における磁場の働き（続）:- スペクトル線の偏光を生成（変更） それ自身の測定を可能とする！
IQ

U

磁場が作るスペクトル線の偏光V4. 磁場を測る

56

スペクトル線の偏光
Zeeman効果の発見
The Effect of Magnetisation on the Nature of Light Emitted by a SubstanceP. Zeeman, Nature, vol. 55, 11 February 1897, pg. 347

57

Zeeman 効果
磁場によってスペクトル線が分離(Δλ ~ B).
分離した各コンポーネントが偏光。
縦Zeeman効果

横Zeeman 効果(磁場方向からみて)(磁場と直角方向からみて)B

B

λΔλλ58

Description of polarized lightLinear polarization

Circular polarization59animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

偏光の記述； Stokes パラメータの定義＝Iintensity＝ Q

linear pol. in 0o-direction＝

Ulinear pol. in 45o-direction＝V

circular pol.

Intensity through idealpolarizer（un-polarized）

Stokesvector

I Q  U  
V 

1
1
 
0  
0 

1
 1
 
0 
0

1
0  1 
0 

1
0 
 1 0

1
0  
0  1

1
0 0  1

1
0  0  
0 60黒点磁場の発見 （1908年、へール）
太陽可視光域のスペクトル写真

光の強度スペクトル

円偏光のスペクトル

鉄の原子がつくる線スペクトルスペクトル線のゼーマン効果
IZeeman effect of spectral line（SOT/Spectro-polarimeter）

Q

FeI6301.5A FeI6302.5A
g = 1.67
g = 2.5

UVStokes profiles: Zeeman effect
IQ

UVSuntpot magnetic field
Field strength

Field inclination

0 ~ 4000 Gauss-90o ~ +90o

磁場の渦 ⇒ 電流：

𝑱𝒛 ~ 𝐫𝐨𝐭 𝐁

Stokes profiles: Zeeman effect
Doppler shift-2 ~ +3 km/sec

しかし・・・スペクトルの偏光はゼーマン効果と磁場だけではない！
偏光の起源 ＝ 太陽プラズマの空間的異方性
偏光の情報  ベクトル物理量の診断が可能

偏光メカニズムとプラズマ診断量
異方性の原因偏光メカニズム

診断量

磁場

Zeeman 効果
Paschen-Back効果

ベクトル磁場

電場

Stark 効果

電場、電子密度

粒子速度場

衝突偏光

熱伝導、粒子ビーム

輻射場

散乱

連続光コロナの分離（Thomson）

輻射＋磁場

Hanle 効果

弱い磁場、（プラズマ密度）

禁制遷移散乱コロナ磁場（方向）、（プラズマ密度）

未開拓領域
76

線スペクトルの偏光メカニズム
異方性
磁場
電場
輻射場
粒子ビ-ム
熱伝導

原子
エネルギー準位の分裂状態分布の偏り
Mu = -1 Mu = 0

線スペ
クトルの偏光Mu = 1強度スペクトル

偏光スペクトル（第2太陽スペクトル）

Ml = 0準位分裂： Zeeman効果、 Paschen-Back効果、Stark効果
分布偏り： 散乱偏光、 Hanle効果、衝突偏光、、、、

ベクトル物理量の診断  偏光分光観測

波長

これはなんだ！？
CaH プロミネンス= 100万度のコロナに浮かんだ低温の雲

質量~ 10 億トン
速度 > 20 km/秒

地球
直径～13000km

高さ = g t2/2 = 105km
重力 g = 28G = 274m/s2
 落下時間 t ~ 14min

駆動力 ＝ J x B … 但し、BもJもまだ測られてない。。
中性水素原子の感じる電場 = v x B  スタルク効果で見えるはず！

78

5. 光を読みとる観測装置

79光に含まれる情報
天体の素性を説くための手がかりは光(電磁波)によってもたらされる

光に含まれる情報とは、、、

強度 I ＆ 種々の次元に対する依存性
強度 I (x, y, t, l, p) --- 温度、密度依存性

x, y 方向 --- 空間構造t

時間 --- ダイナミクス

λ 波長 --- 運動、温度、密度、ｚ方向空間構造、 、p

偏光 --- ベクトル的物理量（磁場、電場、輻射場の異方性、、、）
80

空間を分解する望遠鏡
口径 Ｄ
d = 1.22 l/D-- 回折限界例：
D = 60cml = 500nm
 d ~ 1.02e-6 = 0.2 秒角（100km先の1mm）
光が干渉して強め合う（太陽面上の120km）

波長lの光光が干渉して弱め合うdPoint spread function（点像関数）

81

Point Spread Function （口径50cm 理想）82

波長を分解する分光装置
回折格子(グレーティング)
太陽像の焦点面

スペクトルの焦点面

スリット

波長

コリメータ鏡

カメラ鏡83

スペクトロヘリオグラムの説明
スペクトロヘリオグラム

波長スリット上の位置

Slide by S.Ueno84

波長を分解する分光装置
データキューブ

波長狭帯域チューナブルフィルター
スペクトロヘリオグラフ
85

波長を分解する分光装置
狭帯域チューナブルフィルター
Lyot filter

Tunable filter FPP/SOTvs.

Fabry Perot

Air space
Foster etal 2009 Optical Society ofAmerica

LiNbO3
Schuhle etal 2009(?)

86

スペクトルの偏光測定システム

スペクトルS

カメラ

望遠鏡
回折格子

分光器

偏光解析装置スリット
太陽像

偏光を分解する偏光解析装置
A better polarimeter-1 (rotating waveplate)Sφ I'   Q' 
U '  V ' 

偏光板

回転波長板

I
 
Q 
U  V （遅延量=δ）

I '  mI I  mQQ  mUU  mV VmUmQ

mImV

93

世界の太陽望遠鏡

94

太陽観測の動向： 地上観測
空間分解能、取得情報量、測光精度の追求
GREGOR @Tenerife(1.5m)

DST @SacPeak(0.75m)SST @LaPalma(1.0m)

NST @BBSO(1.6m)

NVST @Fuxian lake
(1.0m)DKIST @Hawaii 4mf95

世界の地上大型望遠鏡
Name (site)

D(m)typeyear

ATST (Hawaii, US)

4open, off-axis

2019

EST (Canary Island)

4?

open?

### (India)

2

open?

NST (BigBear, US)

1.6

open, off-axis

2009

McMath (KitPeak, US)

1.6

heliostat

1961

GREGOR (Tenerife, Spa)

1.5

open

2011

COSMO (Hawaii)

1.5

coronagraph?

NVST [Fuxian, China)

1.0

vacuum2012

SST (LaPalma, Spa)

1.0

vacuum

2002

THEMIS (Tenerife, Spa)

0.9helium1996

DST (SacPeak, US)

0.75vacuum

1969

VTT (Tenerife, Spa)

0.7vacuum1989

DST (Hida, Japan)

0.6

vacuum

1979

飛騨DSTの特徴- 高い汎用性を持った分光器- 特徴ある焦点面観測装置
60cm の回折限界分解能の撮像は当たり前の時代になってきた。

灰： 計画
青： 建設中黒： 既存

96

太陽観測の動向： スペース
Ｘ線，EＵＶ領域、連続観測, 高安定度
Hinode 2006.9 ~SDO (Solar Dynamic Observatory) 2010~

太陽観測衛星「ひので」 2006.9 ~
可視光・磁場望遠鏡（SOT）
太陽表面の高分解能磁場ベクトル

極端紫外線撮像分光装置 （EI S）
コロナの視線方向速度場・乱流場

Ⅹ線望遠鏡 （XR T）
高解像度でコロナを撮像
１MK～１０MKの広い温度感度。

３望遠鏡の同時観測により、磁場の生成輸送と彩層・コロナでの散逸を同時観測

太陽全面画像 （EUV+光球磁場・光球速度場 ）4kx4k 大量データ

IRIS 2013~
紫外線分光撮像による彩層・遷移領域の観測

STEREO 2006.10 ~EUV imager + Coronagraph x 2 spacecraft

6. 京都大学理・附属天文台
でできる観測研究98飛騨天文台で開発されたユニークな観測装置
2015~

・DST 広帯域偏光分光装置
2015~

・DST 補償光学装置
2016~

・SMART フィラメント放出速度場撮像装置
2014~

・SMART 高感度ベクトルマグネトグラフ
2011~

・SMART 連続光/Hα高速フレア撮像装置
2010~

・宇宙（Solar-C）用狭帯域リオフィルター
2011~

・シーイングモニター

DST
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100

天体観測の天敵＝シーイング

ドームレス望遠鏡
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100枚
回折限界分解能～0.2秒角～120km平均画像
１秒露出の画像シーイングとは、、
★

対象天体

・・・

球面波

十分遠くにある観測対象天体から出てくる光は，対流圏まではほぼ平面波

平面波

地球対流圏
空気中の屈折率揺らぎ

対流圏内では，大気の乱流による温度分布の揺らぎが生じ，それにより屈折率揺らぎが生じている

地上で観測する際には，対象天体からの光はゆがんだ波面として見え，それが時間変動
観測者((★)) 像の位置揺らぎ，ぼやけ，シンチレーションなど

102
Slide by T.Kawateより高解像度を目指して・・
リアルタイムで波面のゆらぎを補正
 Adaptive optics
開発中
画像復元 スペックルマスキング 最近開発

シーイングを克服する補償光学(Adaptive Optics)

104

Slide by N.MiuraＤＳＴ新補償光学装置の光学系

Usable for both V and H spectrographs
All mirror system
97elem. deformable mirror
1500Hz control, now in final tuning..

ＤＳＴ新補償光学装置の光学系
AO-Off

AO-On

Usable for both V and H spectrographs
All mirror system
97elem. deformable mirror
1500Hz control, now in final tuning..

スペックルマスキングによる画像復元プログラム
Lohmann, Weigelt, and Wirnitzer, 1983, App. Opt., 22, 4028
Pehlemann and von der Luhe, 1989, AA, 216, 337
spemirh
一本＆川手 2014, 京都大学大学院理学研究科附属天文台技報 Vol. 2 -1

フーリエ空間における振幅と移送の復元

DST
2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100
r0 ~ 38mm
w=128pix

DST2013.6.25

430nm
ORCA4
1ms expo.x100
Speckle masking+
Deconvolution(max_likelihood)2013.5.14 X flareHaa)b)

shift&addConti.

d)c)specklee)shift&add

speckle+ deconvf)

speckle (w/Ha)

speckle (indep)

狭帯域チューナブルフィルター(UTF-32)
Single mode

Dual mode
16Å8Å
透過幅0.25Å (H𝛼 6563Å付近)
4Å

H𝛼±0.5Å同時観測可能

2Å
0.5Å
0.25Å
1Å

偏光ビーム
スピリッター
偏光板 /
½波長板

方解石
fs

(f : fast axis s: slow axis)※装置の詳細は天文学会2014年度
秋季学会発表(M30a 萩野他)

液晶可変遅延素子(LCVR)
fs

方解石

LCVR

½ 波長板

偏光板

111

狭帯域チューナブルフィルター(UTF-32)

••
•
•••

開口
透過幅
波長範囲
波長制御
応答時間
2波長同時32 x 32mm
0.25A @Ha500nm – 1100nm
液晶遅延素子~0.1sec+0.5A @HaDopplergram, I(Ha+0.5A) - I(Ha-0.5A)
Dual camera (t=0s)

Single camera (t=1.5s)

ドームレス太陽望遠鏡

多波長偏光分光による新しいプラズマ診断計画
偏光較正装置

基盤研究Ａ 2011-2015

像を安定化し解像度回復
望遠鏡より

補償光学装置

偏光解析装置-2

真空窓

補償光学装置切り替えミラー波面センサー

水平分光器へ可変形状鏡

偏光解析装置-１
垂直分光器へキャリブレーション用データ観測手法• 観測室から無線で操作し、既知の偏光をDSTに入射• (I,Q,U,V) = (1,0,0,0), (1,±1,0,0), (1,0,±1,0)バッテリー＆無線
直線偏光板がマスクの8つの穴から覗いてる状態

太陽電池

マスク
（固定）

マスクの下で８つの直線偏光板と8つの穴がある回転板が回る

DST入射窓製作：仲谷、他

8/14

Oscillation in sunspot chromosphere
SOT/Hinoda

DSTpolarimeter HeI 10830A

By AnanSMART、Hα image

Scientific observation
since 2011

Signal of chromosphericmagnetic field

An example; CaII 854.2nm
DST、Hα image

Magnetic field of
the flare kernel
DST、Hα image

Slit length = 128 “
空間分解能：0.4秒角/pix
波長分解能：0.07Å/pix
点線：DSTキャリブレーション前
bｙ T. Anan
実線：DSTキャリブレーション後

ドームレス太陽望遠鏡

多波長偏光分光による新しいプラズマ診断の開拓
ゼーマン効果 光球、プロミネンス磁場
散乱偏光、ハンレ効果  彩層・コロナ弱磁場
シュタルク効果 彩層・コロナの電場
衝突偏光
 粒子ビーム、熱伝導原子の偏向と輻射過程の基礎研究
 天体磁気プラズマの基礎過程を真に理解する
強度スペクトル

偏光スペクトル（第2太陽スペクトル）
1万km

118

波長SMART system
Full diskmagnetograph（suspended）

２０１６～

Hα full disk
doppler imager(SDDI)

２０１１～

High speed flare
imager (FISCH)

２０１５～

High res. vector
magnetograph(final prep.)

SHABAR
Seeing monitor
２０１1～

119

フィラメント“消失”とCME
100分後

CMEの70%以上がフィラメント“消失”に伴っている（Munro etal 1979）

02:00 UT

03:45 UT

15 のフィラメント消失のうち、噴出型８イベントはすべてCME を伴い、「準」噴出型７イベントはすべてCMEを伴わなかった。(Morimotoand Kurokawa 2003)
Cクラスの∼70%, Mクラスの∼44%, X
クラスの∼10% は CMEを伴わない(Yashiro etal, 2005)

消失フィラメントの速度場をモニターすることがCMEの発生をいち早く予測するための有効な手段となり得る。

120

121噴出のHαスペクトル
Hida DST

2014.11.11

Ha 656.3nm

通常の観測
現在のSMART観測
Ha -1ASolar Dynamics Doppler imager on SMART
Hα＋9A (-410～+410km/s, 73点), Δt = 15sec
Ha spectra of a surge

2016.5~ 定常観測開始

SMART

Under the Project for
Solar-Terrestrial
Environment Prediction(PSTEP)
123

波長スキャン画像

124

Example; fulldisk image and Dopplergram
2016.05.21 01:19:24

I(-0.5) – I(0.5)

125C5.1 flare and filament eruption at NOAA 12561

7月７日のフレアとフィラメント噴出-8.0Aでもみえる(SDDI 現在までの最速イベント)-6Aや-8Ａでみえてるところ = -2A以下ではみえない=>これまでの観測ではまったくわからないところ

緑 background
赤 filament (observed)
青 fitting result

SMART T4 magnetograph
3, 偏光ビームスプリッ
ターで２偏光同時撮像

2, チューナブルフィルターで吸収線波長スキャン

4, 高速CCD カメラ
で光子積算

1,連続回転波長板
で高速偏光変調
The coefficients a,b,c,d
are the function of wave
plate

SMART T4 vector magnetograph
Intensity

2012.05.14

Polarization modulation

6302.5 – 0.07A

by S. Morita, S.Nagata

2017.09.04-05のNOAA12673の光球磁場の発達の様子

Xフレアに関係する磁気中性線４つの双極磁場（A-D)からなり、二つの顕著な磁気浮上領域の境界の中性線の発達が巨大フレアに関係していると考えられる
2018/4/12

yamasaki.daiki.55n@st.kyoto-u.ac.jp

130SMART望遠鏡の展開

１日24時間太陽活動を監視する国際共同プロジェクト

本計画で実現する３つの拠点
・飛騨天文台（日本）、・イカ大学（ペルー）、・新教育天文台（アルジェリア）

フレア監視望遠鏡

フレア &フィラメント噴出

太陽面爆発によるプラズマの噴出速度と方向を測定。太陽地球間環境変動に与え131る影響を研究する。

太陽研究が取り組む課題；
偏光分光によるプラズマ診断学
磁気プラズマの基礎過程
磁気対流、波動、リコネクション、不安定現象、加速、、ダイナモ（磁場の生成機構）

コロナ加熱/放出、フレア（磁場の散逸機構）

恒星活動

太陽-地球環境（宇宙天気・宇宙気候）

新しい観測装置・手法

atomic polarization, 輻射輸送

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京都大学理・附属天文台でできる観測研究- ドームレス望遠鏡やひのでを使った観測研究（太陽による宇宙プラズマの基礎物理過程の探求）- SMART望遠鏡やCHAINによる宇宙天気研究（フレア、質量放出、太陽活動周期の予報に挑戦）- 他の国内・海外施設を使った観測研究- ドームレス望遠鏡やSMARTの装置開発、実験（偏光、像安定化装置、高精度磁場撮像、etc.）- 次期太陽観測衛星(Solar-C)計画への参加（装置設計、宇宙用基礎実験、、）
133

７. まとめ太陽の謎解きには、・光がどうして作られるか、（輻射輸送、量子力学、熱力学、統計力学、相対論）

・光をどうやって測定するか、（光学、電子工学、機械工学、体力）・データをどう解釈するか、（電磁流体力学、熱力学、プラズマ理論、シミュレーション）

全部必要！  得意な分野を生かして活躍できます。
134

おわり

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