太陽を調べる光の目
京都大学・理学研究科附属花山・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
2013.8.6‐91

一本 潔 （いちもと きよし）
略歴：
昭和51年 3月
昭和56年 3月
昭和58年 3月
昭和62年 5月
平成 8年 1月
平成16年 4月
平成20年 4月

大阪府立茨木高等学校卒業
京都大学理学部卒業
京都大学大学院理学研究科宇宙物理学専門課程博士課程修了
東京大学東京天文台助手
文部科学省 国立天文台助教授
大学共同利用機関法人・自然科学研究機構 国立天文台 准教授
京都大学大学院理学研究科 教授

専門：
太陽の光学観測（太陽黒点、コロナ） 、プラズマ偏光分光、装置開発・実験関わったプロジェクト：
乗鞍コロナ観測所、国立天文台三鷹望遠鏡、皆既日食遠征（チリ、トルコ、、、）
ひので可視光望遠鏡開発
現在
飛騨天文台ＤＳＴ＆ＳＭＡＲＴ
Solar-C 光学望遠鏡
2

太陽を調べる光の目 内容：
０．イントロ「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2013年8月3日（土） 飛騨天文台一般公開 より

飛騨天文台65cm屈折望遠鏡
ドームレス太望遠鏡(DST)
60cm 反射望遠鏡

太陽磁場活動望遠鏡(SMART)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？

宇宙を計った分度器＝六分儀

ティコ・ブラーエの六分儀

星の「位置」を測定

http://mail2.nara‐edu.ac.jp/~asait/kuiper_belt/eclipse2/sextant_astronomy.htm

星の「位置」から描かれた宇宙観

てんきゅう

天球

何かが足りない・・・
http://www.zero‐co.com/seiza/faq/seiza_01.html

こんてんぎ

渾天儀： 天球の模型

きんかんにっしょく

去年おこった天体ショー：金環日食
５月２１日

国立天文台（東京三鷹市）

飛騨天文台（高山市）

飛騨天文台

金環日食が見える場所

場所によってみえ方がちがう。
なぜか？
遠くのもの（太陽）と近くのもの（月）が重なり具合が違う！

宇宙の奥行き・・・太陽や月の「大きさ」はどのくらい？

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）

これって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/秒太陽の表面は２ｋｍ/秒で回転

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

１周 ＝ 直径 ｘ 3.14（円周率）
太陽の直径～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」
１３７億後年

理科年表より太陽の温度
可視光のスペクトルから約6000度

Ｘ線でも光っていた！ 200万度

太陽は激しく変化している！  見学でご覧ください27

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
力

地球

これは太陽が地球を引きつけるから（万有引力；ニュートンの法則）
物体の質量と引力の関係を測る実験（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)

まぶしいものを隠して淡いものをみる
SOHO LASCO
太陽風
コロナ質量放出速度～数１００km秒

太陽は1日に3000億トンほどのガスを失っている
宇宙には放射線が充満している！

30

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

太陽を調べる光の目 内容：
０．イントロ「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

321. 太陽のみえ方33

２つの異なる連続光で見た太陽

可視光

軟X線

34

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

35

Ｈαの異なる波長で観た太陽36

「偏光」で観た太陽 磁場

2003年10月30日
MDI 磁場37

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
・偏光： 光をつくる領域に異方性があるから磁場などのベクトル物理量の空間分布が見える
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！
38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39

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, , 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、、、）40

光の種類とスペクトル41

名古屋科学館
42

太陽スペクトル～5800K 黒体放射

http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_radiation43

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

O2
O2
Hα
Na
Na
He
Fe
Hβ
Fe
Ca+
Ca+

759.370 nm
686.719656.281589.594588.997587.565527.039486.134430.790396.847
393.36844◆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）

45

Slide by S.Ueno

2. スペクトルのでき方

46

温度と光のスペクトル（連続光）
黒体放射

 B  T  

軟X線

2 hc 2

5

1
exp( hc / kT  )  1

可視光

47

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 levelhhEup ‐ Elow

Lower level48

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49

ドップラーシフト

ドップラー効果








c

50

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。

51

太陽の大気構造

nH
ne
vt
T
対流層

光球

彩層

コロナ

52

3. 宇宙の中の「磁場」

53

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
 「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 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
 エネルギーや擾乱の伝達

ひので宇宙における磁場の働き（４）:- 熱伝導を抑制・ガイド
 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
 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！
I

Q

U

磁場が作るスペクトル線の偏光V4. 磁場を測る

67

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

68

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

λ
Δλ

λ

69

Description of polarized light
Linear polarization

Circular polarization

70

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

偏光の記述； Stokes パラメータの定義＝

I

intensity＝

Q

linear pol. in 0o-direction＝ U

linear pol. in 45o-direction＝ V

circular pol.

Intensity through ideal
polarizer（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
71

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
I

Zeeman effect of spectral line
（SOT/Spectro-polarimeter）

Q

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

UV

Stokes profiles: Zeeman effect
I
Q

U

V

Suntpot magnetic field
Field strength

Field inclination

0 ~ 4000 Gauss-90o ~ +90o

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
86

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 ~ 100 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！

87

5. 光を読みとる観測装置

88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, , 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、、、）
89

空間を分解する望遠鏡
口径 Ｄ
d = 1.22 /D-- 回折限界例：
D = 60cm
= 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の光光が干渉して弱め合うdPoint spread function（点像関数）

90

Point Spread Function （口径50cm 理想）91

波長を分解する分光装置
太陽像の焦点面スリット

スペクトルの焦点面

回折格子(グレーティング)波長

コリメータ鏡

カメラ鏡92

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.Ueno93

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
94

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(?)
95

リオフィルターの原理（無偏光連続光）
偏光板
方解石

d

ne
no

偏光板

遅延量

 = 2 (neno)d/λが2変化するごとに最大透過96リオフィルターの原理

free spectral range

 = 2 (neno)d/2 = 2d= 2 / (neno)  A
neno=0.172（方解石） d   mm

97

Fabry-Perot 干渉計の原理
DとEで同じ位相になるための条件より、
透過率は

t
A
BE

C



’
n


n’
’

D
n


T2 
4R
2 1  2 2n ' t cos  '  
I 
1
sin 

2 
2
(1  R)  (1  R)2

T : intensity transmission coeff of each coating
R : intensity reflectivity"n  n’’
n sin   n’ sin ’
n refractive index

1



98

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
最も原始的な偏光解析装置（ポラリメータ）
S’spectrometer
detector

S: incident Stokes

polarizers
I+Q

I-Q

I+U

I-U

I+V

I-V

Insert 6 different polarizers successively in the beamThis polarimeter requires that the spectrometer and the detector havesame throughput and sensitivity for all polarization states.
 This is not the case in real devices.
100Description of polarized light
Action of retarders on lights
Linear retarder (90o)yxFast axis
Ey ei

Slow axis

Ex

ｚ

101

animation courtesy of Jose Carlos del Toro Iniesta

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  mQ Q  mU U  mV V
mU

mQ

mI

mV

102

世界の太陽望遠鏡

103

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
VTT @Tenerife(0.7m)

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

NST @BBSO(1.6m)

狭帯域フィルターを用いた撮像観測が主流
ATST @Hawaii 4m
104

地上大型望遠鏡プロジェクト
Name (site)

D(m)

type

year

ATST (Hawaii)

4open, off-axis

2017?

EST (Canary Island)

4?

open

?

NST (BigBear)

1.6

open, off-axis

2009

McMath (KitPeak)

1.6

heliostat

1961

GREGOR (Tenerife)

1.5

open

2010?

COSMO (Hawaii)

1.5

coronagraph?

### (China)

1.0

vacuum?

SST (LaPalma)

1.0

vacuum

2002

THEMIS (Tenerife)

0.9

helium1996

DST (SacPeak)0.75

vacuum1969

VTT (Tenerife)

0.7

vacuum1989

DST (Hida)

0.6

vacuum1979

大口径プロジェクトはいずれも回折限界を狙う ATST～0.03”！
弱点：
視野が狭い。
よい画像の得られる時間は小口径望遠鏡よりも少ない。
マシンタイムの取合い、実験的観測をしづらい。

灰： 計画
青： 建設中105
黒： 既存

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~

太陽全面画像 （EUV+光球磁場・光球速度場 ）4kx4k 大量データ

日本の太陽コミュニティー

STEREO 2006.10 ~EUV imager + Coronagraph x 2 spacecraft

次期太陽観測衛星
Solar-C106

6. 京都大学理・附属天文台
でできる観測研究

107

神岡

本郷

飛騨天文台

平湯

京都大学飛騨天文台 （北アルプスの麓１３００ｍ）

65cm屈折望遠鏡
ドームレス太望遠鏡(DST)

60cm反射望遠鏡

太陽磁場活動望遠鏡(SMART)109

飛騨天文台沿革：
1929年10月
1968年11月
1972年 4月
1979年 5月
1992年 3月
2003年10月
2010年3月

花山天文台設立
飛騨天文台設立、管理棟・本館・60cm反射望遠鏡
65cm屈折望遠鏡および新館完成
ドームレス太陽望遠鏡完成
太陽フレア監視望遠鏡完成
太陽磁場活動望遠鏡（SMART）完成
太陽フレア監視望遠鏡ペルーに移設

飛騨天文台の２つの太陽望遠鏡
SMART望遠鏡
太陽全面、彩層速度場常時観測 爆発、噴出現象の監視 対流、磁場の大規模構造

CHAIN プロジェクトとして世界に展開＋
新装置による
磁場・フレア観測

ドームレス太陽望遠鏡
高分解能真空太陽望遠鏡＋分光器
 活動プラズマの詳細診断

多波長偏光分光による新しいプラズマ診断の開拓

飛騨天文台で開発中の新しい観測装置
2009~

・DST 広帯域ポラリメータ
2004~

・DST 補償光学装置
2008~

・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

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SiI 10827A

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

DST
polarimeter 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

118

DST
2013.6.25
430nm
ORCA4
1ms expo.x100

天体観測の
天敵＝
シーイング

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

120
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

より高解像度を目指して
観測ツール• Phase diversity
実績有、２台のカメラで面倒• Adaptive optics
開発中
画像復元• Frame selection
１枚の「歪んだ」画像を選択• Shift and add
ぼけた画像も取り込む• Speckle
KISIP を試したがいまいち• Speckle masking
今回プログラム作成• Deconvolution by psf 理論的psf＆画像からpsf推定• Multi‐frame blind deconvolution 今後の課題

シーイングを克服する補償光学(Adaptive Optics)

123

Slide by N.Miura

DST補償光学装置プロトモデル 2010
北見工大と共同

Wavefront Sensor
Scan Mirror

Shift Sensor

Deformable Mirror
FilterField Stop
Scale

Tip-Tilt Mirror

結果（１）
AO-ON（21-70）

2010.11.20

AO-OFF（251-300）

by (元)北見工大 横山結果（２）• ほぼ同時刻に太陽観測衛星「ひので」から撮られたものと、地上からAOを動作させながら観測したものとの比較。

新ＡＯの開発
現ＡＯシステムの問題点（１）波面補償能力が不十分（２）光量の損失が大きい（３）限られた波長（垂直分光器）でしか使えない
これらのため、科学的な観測に適用できていない

新ＡＯ
・９７素子可変形鏡
・高スループット
・水平、垂直両用

本格ＡＯ計画： 光学ベンチ概念図

M12

M11

M14

M9

M1
M10(DM)

M13(parabola)
M16
M7

M15

M8(parabola)
M6(parabola)

M4(parabola)

M5(TTM)

M3

M2

今年中のファーストライトを目指して製作中。。

スペックルマスキング画像復元

2011.9.29 continuum
Shift and add

Speckle masking

+ max_likelihood deconvolution

2013.5.14 X flare
Ha

a)

b)

shift&add

Conti.

d)c)

specklee)shift&add

speckle+ deconvf)speckle (w/Ha)

speckle (indep)

DST
2013.6.25
430nm
ORCA4
1ms expo.x100

DST
2013.6.25
430nm
ORCA4
1ms expo.x100
Rms best image

DST
2013.6.25
430nm
ORCA4
1ms expo.x100
Speckle masking+
Deconvolution(max_likelihood)

SMART望遠鏡の開発
２００４～

全面磁場
活動領域の発達過程（休止中）

Hα全面撮像フレア・プロミネンス
放出の監視

２０１１～

Ｈα/連続光高速撮像
白色光フレア、高エネル
ギー粒子の診断

２０１２～

ファブリペロによる
高精度磁場
大規模磁場と流れ

SHABAR
シーイングモニター

SMART T3 による
白色光＋Hαフレアカーネル高速撮像計画
連続光フィルター
高速カメラ-２

T3 光学系
口径25cm高速カメラ-１

Hαフィルター

結像レンズ- 連続光とHα同時撮像- 1600x1200CCD, ~0.2”/pix, 30 frame/sec- Speckle による像質改善

137

White light flare on 6 Sep.2011 (X2.1)

SMART/FISCH flares
20120709

Ha

20110906

continuum

4 key components of 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

Map of Stokes parameters
I

Q

U

V

The SOLAR-C Strawmann instruments
3. X-Ray spectrometer (XIS)
Grazing incidence telescopewith photon counting and/or
normal incidence ultra-highresolution telescope (TBD)

1. UV-Visible-NIR telescope (SUVIT) ~1.5m telescope- High spatial resolution- Wide wavelength coverage- Zeeman+Hanle spectropolarimetryGeo-synchronous orbit for- Continuous solar observation- Quasi-continuous access to thespacecraft  real-time operation

Mission proposal will be submitted to
JAXA early in next year aiming for thelaunch in ~2020.

2. High throughput UV/EUV
spectrograph (EUVS/LEMUR)- high temporal cadence- high spatial resolution- Wide temperature coverage148

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

149

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、、）
150

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。
151