J. Plasma Fusion Res. Vol.94, No.12 (2018)５
９７‐６０４

解説

太陽観測衛星「ひので」・「IRIS」とロケット観測実験 FOXSI・CLASPとの共同観測による太陽コロナ加熱問題への挑戦
Challenge to Coronal Heating Problem by Solar Observation Satellite
Hinode Coordinated with IRIS, CLASP, and FOXSI
清 水 敏 文， 岡 本 丈 典１），石 川 真 之 介２）
SHIMIZU Toshifumi, OKAMOTO Joten１）and ISHIKAWA Shinnosuke２）
JAXA 宇宙科学研究所，１）国立天文台，２）名古屋大学宇宙地球環境研究所（原稿受付：２
０
１
８年０
８月２
６日）

太陽コロナは，６０００度の太陽表面上空に形成された１００万度以上の温度を持つ太陽外層大気である．この高温プラズマの形成はコロナ加熱問題と呼ばれ未解決な課題である．コロナ加熱では，磁気的流体波や非常に小さな爆発（ナノフレア）が重要な役割を果たすと考えられている．太陽観測衛星「ひので」や「IRIS」，観測ロケット
FOXSI や CLASP 等との共同観測によってそれらの直接的な観測が可能となり，コロナ加熱の理解が進展している．
Keywords:
corona, wave, nanoflare, energy transport, energy dissipation, magnetic field, EUV spectroscopy

１．はじめに太陽コロナは，太陽磁場とプラズマがつくる多様なダイ
ナミクスに満ち溢れている．太陽磁場は，太陽内部でダイナモ機構によって生成され，太陽表面に浮上する．そして，その磁場に蓄えられた磁気エネルギーが，コロナで熱や運動エネルギーに短時間に変換されることで，突発的な増光（加熱）やプラズマ噴出（ジェット），大規模な爆発である
太陽フレアなどが発生する．現在，この太陽は，地球周回する人工衛星から継続的に観測されている．さらには，観測ロケットに尖鋭的な観測装置を搭載して，約５分間の観測も行われる．このような多角的な観測をもとに，太陽研究者らは我が母なる太陽の理解に取り組んでいる．そのう
ち，未解明な重要課題の一つが，本解説の「コロナ加熱問題」である．
図１は太陽大気構造の模式図である．高温かつ高密な太陽中心で，核融合反応によって莫大な太陽エネルギーが生み出される．そのエネルギーが，我々が球体として視覚できる太陽表面（光球）に伝わる．表面付近では，対流が主図１

太陽大気構造．

たるエネルギーの伝播機構である．エネルギーが外側に向かって流れているので，太陽内部から光球まで温度が下降

太陽風の加速によってエネルギーの損失が絶えずあり，遅し，光球は約６千度の温度となっている．しかしながら，

かれ早かれ冷えてしまう．即ち，コロナが常に存在するにさらに光球から上空に向かうと，逆に温度が上昇に転じは，これらの損失に見合うだけのエネルギーがコロナに注る．彩層は約１万度の温度があり，コロナの温度は１００万度入され，プラズマの加熱が必要なのである．それは静かなを超える．

領域で 102 J/m2/s，活動的な領域で 104 J/m2/s のエネル

高温コロナの存在は，熱力学的な流れでは説明できな

ギー注入である［１］．その注入は，まだ見えていない何らか

い．コロナでは，熱放射（主に紫外線や軟 X 線波長域）やの非熱的な手段による．そしてこの物理的な機構が，「コ

太陽表面への熱伝導，磁場構造が太陽圏に開いた領域ではロナ加熱問題」なのである．

Institute of Space and Astronautical Science, Japan Aerospace Exploration Agency
Corresponding author’s e-mail:shimizu@solar.isas.jaxa.jp

５９７!2018 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.94, No.12 December 2018

注入されるエネルギーの源は太陽表面で見られる対流の乱流運動にあり，注入には太陽磁場が重要な役割を果たしていることは間違いない．乱流運動のエネルギーを何らかの手段で磁場を介して上空に持ち上げ，そのエネルギーを散逸させるこ と がで き れ ば，コ ロ ナ 加 熱 は 説 明 できる［２］．これまでの理論的な研究によって多種多様なモデルが提唱されてきた．大別すると，波動がエネルギーを輸送
図２

し熱化する説と，非常に小さな爆発（ナノフレア）が多数

コロナ加熱説．波動加熱（左）とナノフレア加熱（右）．

発生して加熱する説である（図２）．いずれの説も，理論的にコロナ加熱を説明する有力な説であるのだが，波動やナノフレアの観測が乏しく，混沌としてきた．その一方で，このコロナ加熱の理解が近年格段に進みつつある．太陽観
測衛星「ひので」［３］をはじめとした人工衛星や観測ロケッ
トによる観測によって，目には見えなかった波動とナノフ
レアを徐々に捉えることが可能になってきたからである．
次章以降，近年の観測的研究の進展を解説し，今後の観測研究の展望を論じる．太陽の観測研究は，宇宙のプラズマ実験室としてプラズマが宇宙で果たす役割について理解を図３ 「ひので」観測による太陽の縁．下半分が太陽面，上半分がコロナ．コロナ内で横にたなびく構造がプロミネンスで，微細構造の集合体であることがわかる（参考文 献［４］の図１を改編）．

深め，また観測から得られる磁力線のつなぎ換えとエネル
ギー輸送の物理的な知見も，プラズマ核融合に対して有益と思われる．

２．波動と散逸過程の観測
太陽大気を伝播する波動の発見は，衛星「ひので」最大の成果の１つである．磁力線を伝わる波動，特にアルヴェン波はコロナ加熱解明の有力候補として長年挙げられながら，観測的な証拠は見つかってこなかった．しかし，地球大気の影響を受けない「ひので」の観測により，これまで撮像が困難であった微細な構造や微小な運動が明らかとなり，ついに波動の検出に至った．本章では，太陽大気中での波動の姿とコロナ加熱への寄与について解説する．
２．
１ 太陽大気は常に揺れている
まずは，「ひので」で観測した太陽大気を見て ほ しい
（図３：電離カルシウム線）．この画像の中の構造体は，プ

図４

ロミネンスと呼ばれる１万度のプラズマであり，１００万度のコロナ中に浮かんでいる．磁場はプロミネンスの中も外もほぼ等しく，単純な圧力平衡を考えると，プロミネンス

振動する微細構造の例．コロナの一部分を切り出し，階調を反転させてある．破線は太陽面からの等高度を表す．右から左へ移動する微細構造が破線をまたいで振動しているのがわかる（参考文献［４］の図２を改編）．

は周囲のプラズマよりも１００倍重い．そのため，すぐに太陽の安定した撮像能力の賜である．このプラズマの揺れは磁表面に落ちてしまうはずであるが，コロナ中の磁場に支え力線が振動していることを意味する．つまり，これこそがられることで自由落下時間をはるかに超えて宙空に留まる

太陽大気中を伝播する横波が存在する証拠であり，空間分ことができる．

解された姿が「ひので」によって初めて観測されたのであ

次に，このプロミネンスの中の微細構造に着目する．

る［４］．

個々の構造は太陽面に平行に伸びる細長い筋状構造をして検出された波動は磁力線を伝わる横波であり，アルヴェいる．この構造は，太陽大気中に存在する磁力線にプラズ

ン波，またはそれに準ずるキンク波［５］と考えられる．そのマが凍結したものであり，プラズマが太陽コロナの磁力線

位相速度，及び振動の速度振幅や周期などから波動のエネを可視化していると考えることができる．どのような物理

ルギーを見積もると，太陽コロナの加熱に十分な量を持つがこの幅を決定しているかはわかっていないが，いずれもことが示された．この「ひので」による発見は，コロナ加500 km程度の太さを持っている．これら微細構造の運動を

熱問題解決の候補である波動の存在を確実なものとし，観追跡してみると，磁力線に沿って激しく飛び交うのみなら測理論問わず波動加熱研究の活性化をもたらした［６‐１０］．

ず，いたるところで鉛直方向に小さく揺れていることが明２．
２ 波動は加熱に寄与しているのからかになった（図４）．その揺れの振幅は 400 km 程度であところが，コロナ加熱問題における波動研究はまだまだり，これほど微小な振動の検出に成功したのは，「ひので」道半ばである．なぜなら，波動の散逸過程に関する観測報
５９８Commentary

Challenge to Coronal Heating Problem by Solar Observation Satellite Hinode Coordinated with IRIS, CLASP, and FOXSIT. Shimizu et al.

告がないためである．もし波動が散逸・熱化していなけれ

らは１０万度のプラズマの空間分布が得られる．
「ひので」ば，コロナ加熱問題における波動の存在意義は薄れてしまと「IRIS」で同一の対象物を観測し，それらを比較するこう．「ひので」は波動に伴う磁力線の２次元的な揺れを捉とで，波動に伴うプラズマの温度変化や３次元運動に迫る．

えることには長けているが，奥行き方向の振動や，散逸時

図５は両衛星が同時に撮影したプロミネンスの画像であに期待される温度変化などを議論するには不十分である．

る．１万度と１０万度の画像を比較すると，大局的構造は非ここに新たな視点をもたらしたのが，２０１３年に打ち上げ

常に類似しているが，両者の時間変化には顕著な違いが見られた太陽観測衛星「IRIS」である［１１］．「IRIS」は紫外線られる．１例として，振動しながら磁力線に沿って移動すによる分光，及び撮像ができる装置を搭載し，「ひので」る微細構造を追跡すると，１万度のプラズマが消失するとに準ずる空間分解能でプロミネンスなどのプラズマの動き

同時に１０万度のプラズマが出現する様子が捉えられているを観測することができる．特に，電離マグネシウム線のス（図６）．これは即ち，探し求めていた波動に伴う加熱にほ

リット分光観測データからは１万度のプラズマの視線方向

かならない．同様の現象は数多く見られ，波動に伴う加熱速度が導出でき，また電離シリコン線の撮像観測データかは確実に存在することが示された［１２］．
しかしながら，いかなる散逸過程が働き，波動エネル
ギーを熱エネルギーに換えているのだろうか．この疑問に答えるため，ここでは１つの微細構造に着目し，分光観測
データを注意深く見てみることにする．まず，「ひので」の電離カルシウム線の撮像観測からプロミネンスが上下振動していることがわかる．一方，「IRIS」の分光観測から
視線方向速度を導出したところ，奇妙なことがわかった．
一般的に，磁力線を伝播する横波は，振動面が視線方向とずれていれば，振動重心から振幅が最も変位した箇所で速度がゼロになるはずである．しかし，図７に示した振動パ
ターンはこの一般則に当てはまらない．この理由は，電離

図６
図５ 「ひので」および「IRIS」が撮像したプロミネンス（それぞれ上図，下図）．

図７

上下振動しながら水平に移動する微細構造の軌跡．左から右に動く構造を追尾しながら切り出すことで１枚の絵にしている．よって，横軸方向は空間であり時間でもある．上が「ひので」，下が「IRIS」．

微細構造の上下振動と視線方向速度の位相関係を示した空間‐時間図．
（左）
観測，（右）
数値計算（参考文献［１２］の図４，図６を改編）．

５９９

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カルシウム線では微細構造の重心の運動を捉えているのにギーを失うのと同じペースでフレアによりエネルギーが供対して，電離マグネシウム線では微細構造の表面のみの運給されている必要がある．しかし，大小様々なフレアを合動を捉えていることによる［１３］．つまり，観測された振動計した場合でも，フレアにより供給されるエネルギーはコ

パターンは，微細構造の重心と表面の運動が乖離している

ロナ温度を保つのに必要なエネルギーよりも何倍も小さいことを意味する．

ことが，「ようこう」衛 星 の X 線 観 測 によりわかっている

この複雑な運動を理解するために，国立天文台のスー

［１
７］
．

パーコンピュータ「アテルイ」を用いてプロミネンス内外のそれでは，「ようこう」で観測されたよりももっと小さ

温度や密度構造を模した磁束管を用意し，振動がもたらすなフレアが多数起こっていればフレアでコロナ加熱を説明

影響について数値実験を行った［１４］．その結果，「共鳴吸できるだろうか？そのような多数の微小なフレアにより，収」［１５］と呼ばれる物理過程を介して，磁力線振動のエネ

コロナが加熱されているとする説がナノフレア加熱説であルギーが磁束管表面の運動（ねじれアルヴェン波）に変換

る［１８］．ナノフレアは１０−９を表す接頭語のナノをフレアにされることがわかった．この表面運動の位相は，徐々に重つけた造語で，巨大フレアと比較して解放されるエネル

心振動の位相からずれていき，振動開始から数周期後にギーが１０−９から１０−６の間ぐらいのイベントをさす言葉であは，観測と同様のパターンになった．また，この表面運動

る．エネルギーにより厳密に分類せずに，微小なフレアとはケルビン・ヘルムホルツ不安定性を励起する．これは， 磁１いう意味で使われる場合もある［１９］．ナノフレアは，コロ束管表面に乱流を形成し，磁場エネルギーの散逸が起こっ

ナの磁場構造の中で不連続面ができれば磁気リコネクショて周囲のプラズマを加熱することが確かめられた（図８）．

ンが起きるので，至るところに存在すると考えられている

これら一連の物理過程は観測結果をよく再現していること（図２右）．太陽フレアでも，地震などと同じく解放されるから，観測された波動と加熱には十分関連性があり，共鳴エネルギーが小さいほど発生頻度が高いため［２０］，より小吸収がその鍵を握っていると結論づけるに至った．これがさいフレアの方がエネルギー量全体に対する寄与が大きい

コロナにおける波動加熱の初の観測的証拠である．

のではないかと考えられてきた．

ついに波動の散逸を捉えることに成功したが，これでコ

実際にフレアのエネルギーと発生頻度を比較してみる

ロナ加熱が説明できたと断言するのはまだ早い．１万度かと，フレアで解放されるエネルギー全体には大きなフレア

ら１０万 度 へ の 加 熱 は 示 さ れ た が，コ ロ ナの 温 度 で あ るの方が寄与が大きいことが，これまでの X 線観測による統１００万度への加熱がまだ説明されていない．しかし，コロナ計的研究のほとんどで報告されている（図９，［２１］）．紫の観測空間分解能は低く，光学的に薄い輝線ばかりであ外線観測では，小さいイベントほど寄与が大きいとする結る．そのため，多波長間の対比が難しく，問題解決への課果も報告されている［２２］．しかし，X 線で観測されるフレ

題は多い．また，共鳴吸収以外の過程を排除したわけでは

アと同種のイベントを観測しているのか，イベント選択になく，衝撃波加熱など他の可能性も今後検証することが重要

バイアスがあるのではないかといった指摘もなされておである．

り，ナノフレアがフレアのエネルギー解放において支配的であるという十分な証拠が得られているとは言い難い．そ３．ナノフレアの X 線観測
一方，１桁以上高い加熱率が必要とされる黒点周辺の活動領域では，多数のナノフレア発生がコロナ加熱において重要であるとの考えが依然として強い．フレアとは磁気エネルギーが短時間にコロナで解放される大爆発であり，フレアが発生するとコロナのプラズマが数千万度以上にまで加熱される［１６］．実際にコロナが加熱されているところが観測されているため，当初はフレアがコロナを加熱しているのではないかと考えられた．コロナが高温を保っている
原因がフレアだとすると，コロナが放射や熱伝導でエネル

図８

波動散逸過程の模式図．共鳴吸収によってプロミネンス微細構造の表面に流れが生じ，乱流生成を経て加熱が起こる．

図９

様々なスケールのフレアの統計分布［２１］．

１ Aschwanden et al. の定義では，最大の巨大フレアで解放されるエネルギーを 1026 J 程度として，ナノフレアのエネルギーは1017−19 J 程度としている
［１
９］
．

６００

Commentary

Challenge to Coronal Heating Problem by Solar Observation Satellite Hinode Coordinated with IRIS, CLASP, and FOXSIT. Shimizu et al.

のため多くの研究者は，これまで検出されたフレアの頻度とができる．これまでは，硬 X 線はフレアが検出された場

分布が，ナノフレアのエネルギーに単に延びているだけで合，すなわち X 線の増光とともにのみ検出されていた．そはコロナ加熱に必要なエネルギーを説明できないと考えてのため，主に硬 X 線観測はフレア研究のために用いられて

いる．

きた．

それでは，コロナ加熱の原因はフレアではないと結論づ

これまで，「ようこう」衛星搭載の硬 X 線望遠鏡や，現けることができるだろうか．依然それは明らかではない．

在まで観測を続けてきた RHESSI 衛星といった観測機器がこれまで個々に検出できたフレアよりもずっと小さいフレ

太陽の硬 X 線観測に活躍してきたが，これらの観測機器はア（ナノフレア）があるかもしれない．そしてそれらは，検出手法による原理的な感度の限界があった．硬 X 線は可ずっと高頻度で発生しているかもしれない．そのようなこ

視光等のように光学系により集光することが難しく，従来とは原理的にはありうるが，検証できなければ単なる想像の観測機器では集光に依らない撮像方法が用いられてきにすぎない．

た．その場合，有効面積を確保するためには大きな検出器

これまで検出できなかったナノフレアが存在するかどうを用意する必要がある．硬 X 線は地球大気で吸収されるたかのヒントを得る方法が一つある．それは，太陽コロナのめ，硬 X 線観測は観測衛星やロケット等の飛翔体を用いて温度成分に，１００−２００万度の主成分の他に，より温度の高行う必要がある．その一方で，大きな検出器を使うと荷電い，１０００万度以上の超高温成分が存在するかどうかを検証

粒子によるバックグラウンドが多量に発生するため，どうする方法である．フレアの物理過程は１０００万度以上のプラ

しても高感度を実現することが難しくなる．この感度の限ズマを形成することができることは前述の通りであり，ナ界は，フレア検出時以外の超高温成分の探査を大きく制限

ノフレアのスケールであっても５００−１
０００万度のプラズマする要因となっていた．

が形成されることはシミュレーショ ン で 示 さ れ て いる

近年，技術の進歩により，硬 X 線でも反射鏡により集光［２３］．特に，コロナを１０００万度以上に加熱できる他の方法する技術が確立しつつある［２４］．硬 X 線の撮像観測を集は今のところ提案されていない．したがって，これまでの光光学系を用いて行うことができれば，検出する硬 X 線の手法でフレアが検出されなかった領域において超高温成分

光子数を犠牲にせずに検出器のサイズを小さくすることがを検出することができれば，これまで検出できなかったナ

でき，かつバックグラウンドの比率を下げて感度を向上さ

ノフレアの存在を示唆する結果となる．これまでフレアのせることができる．硬 X 線集光撮像観測は，その高感度に検出は，主に X 線の増光を調べることにより行われてきより超高温成分の探査を飛躍的に向上させる可能性を持った．X 線の増光がみられない時間帯に超高温成分が存在すているのだ．

るかどうかが，コロナ加熱のナノフレア説を検証する鍵とこの技術を用い，いち早く太陽硬 X 線撮像分光観測を実なる．

現したのが，太陽観測ロケット Focusing Optics X-ray Solar

超高温成分の存在を検証するのに有効な方法の一つが，Imager（FOXSI）である［２５，２６］．FOXSI は硬 X 線ミラー

X 線の中でも数キロエレクトロンボルト以上のエネルギーと高分解能の硬 X 線撮像検出器により，RHESSI 衛星と同を持つ硬 X 線である．コロナの主成分である１００−２００万度

等の有効面積を保ちながら２桁近い感度の向上を実現すのプラズマは硬 X 線をほとんど放射せず，より温度の高いる．これまで２０１２年と２０１４年の２回打ち上げに成功し，太超高温成分からは多くの硬 X 線が放射されるため，硬 X

陽の様々な領域の観測を行った．

線は超高温プラズマの存在を検証する指標として用いるこ

２０１４年の２回目の FOXSI の打ち上げでは，X 線の増光現

図１０ FOXSI-2 の硬 X 線観測結果（等高線）をひのでの X 線画像に重ねたもの（左）．中央の領域では小規模なフレアが検出されていたが，左上の領域からは，右図の枠で囲った時間帯には増光現象は検出されなかった．

６０１

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.94, No.12 December 2018

象がみられない領域からの硬 X 線を初めて捉えることがで測ロケット実験で捉えられた．さらに，「ひので」や「IRIS」

きた（図１０，［２７］）．観測された中でも，特に７キロエレクの高解像度観測は，これまでの想像を超える小スケールでトロンボルト以上の硬 X 線放射は１０００万度以上のプラズマ

動的な現象が，コロナのみならず彩層で頻発していることから放射されている．すなわち１０００万度以上の超高温成分を発見した．例えば，超音速で彩層プラズマが上空に噴出を硬 X 線により初めて捉えることに成功した．

するジェット現象［２９，３０］や，それに付随した波動の励起

先ほど述べたように，X 線増光現象としてのフレアが検や伝播［６，
７］など，多種多様な形で観測された．このような出されない領域から，１０００万度以上の超高温成分の存在を動的な現象は，彩層から上空のコロナに非熱的なエネル示す硬 X 線が検出されたという事実は，個別には検出されギーを注入する候補でもあり，現在の太陽物理学においてなかったナノフレアが発生していることを示唆している．

最重要な課題となっている．彩層は，プラズマ圧が優勢な

これは，これまで検出されていたフレアではコロナの加熱

光球から磁気圧が優勢な大気に切り替わる場所である．そにエネルギーが不足しているとしても，検出されていな

こで起きる動的現象の振る舞いこそが，コロナへの大局的かったナノフレアのエネルギーによりコロナが加熱できるなエネルギー輸送の鍵を握る．次に行うべき最も重要な観可能性がまだ残っていることを示す結果である．その一方

測は，光球の乱流と上空につながる磁場との相互作用にで，これらの個別に検出されなかったナノフレアがどの程

よって磁気流体的エネルギーが発生し，彩層においてその度のエネルギーを持つかはこの観測からのみではわからな

エネルギーがどのように伝播し，そしてさらに上空のコロい．そのため，ナノフレアがコロナを加熱するのに十分なナで必要な量が本当に散逸しているのか，観測によって定エネルギーを持っているかどうかは依然わかってはいな

量的に決定することである．それを可能にする観測が，光い．

球から彩層・コロナにおける磁場の精密な計測である．また，彩層からコロナをシームレスに，プラズマの動的な運

今後，この結果を踏まえてナノフレアのコロナ加熱への寄与を議論するためには，２つの方向性がある．１つ目は，動を計測する EUV 分光観測である．

観測装置の位置分解能，時間分解能，感度を向上させ，ナ４．
１ 彩層の磁場計測

ノフレアを個別のイベントとして検出することである．し精密な磁場観測は，現時点では光球に対してのみ実現しかし，どの程度の分解能や感度が実現できればナノフレアている．それが，「ひので」が世界に先駆けて行った宇宙が個別に検出できるかわからないため，その実現性は不透からの観測である．光球起源の吸収線は，光球の磁場（数明である．もう１つの方向性は，FOXSI の結果を再現でき

１０から数１００ミリテスラ）によるゼーマン効果で偏光する．

るようなナノフレアの特徴を数値シミュレーションで調べ

可視光域の吸収線を用いて，その偏光状態を精密に計測ることである．すでに一つの試みが報告されており，観測

し，偏光の輻射輸送理論に基づいて偏光状態から磁場の強を再現するためにはナノフレアのタイムスケールに制限がさやベクトルを導出する．例えば，その時間変化から，光あることを示している［２８］．

球を通過する磁気流体波の振る舞いをとらえ，その波が持つエネルギー量の評価を可能にした［１０］．

今後の研究の進展のためには，プラズマの温度分布探査
も精度を上げる必要がある．米国のチームはFOXSIの観測

次のステップとして，その磁気流体波，特にコロナまで

装置による衛星観測を提案しており，実現すれば多数の領伝播が容易な横波（アルヴェン波）が，磁力線に沿って光域を観測することで統計的性質を明らかにすることが期待球から彩層・コロナにどのように伝播し，どれだけのエネされる．一方，FOXSI の硬 X 線観測装置は超高温成分の検ルギーを持ち上げるかを観測的に明らかにすることであ出には長けているが，コロナの主成分の温度域から連続しる．そのためには，光球に加えて，彩層よりも上空で精密て観測をすることができないという課題がある．これを解な磁場観測を行うことである．２０１５年９月に飛翔した観測

決 す る た め，２０１８年９月 に 行 わ れ た３回 目 の 打 ち 上 げ

ロケット実験 CLASP（Chromospheric Lyman-Alpha Spec-（FOXSI-3）では，新たに開発した高速CMOSカメラにより

troPolarimeter，図１１）［３１］は，彩層上部・遷移層（約１〜太陽軟 X 線撮像分光観測を初めて実現した．この成果は近３万度）から放たれるライマン !線（水素原子が出す紫外

いうちに発表したいと考えている．また，コロナの高エネ

線波長 121.6 nm の輝線）の偏光を計測することで，彩層上ルギー現象の解明に向けて非常に強 力 な ツ ー ル である部・遷移層の磁場の情報を得ようとする世界初の実験であFOXSI-3 の観測手法を用い，観測衛星を実現する計画もある（PhoENiX 計画）．今後，FOXSI-3 および衛星版 FOXSIや PhoENiX により，コロナ加熱のみならず太陽におけるエネルギー解放現象の理解（例えば，粒子加速）が大きく進むことを期待している．

４．今後の観測展望〜磁場計測や EUV 分光観測
第２章で述べたように，「ひので」や「IRIS」による高解像度の観測によって，コロナ加熱のエネルギーを担う波動の存在や散逸の例が見つかった．また，第３章で述べたよ

図１
１ 彩層磁場を計測する CLASP（左）と SUNRISE-3/SCIP（右）．

うに，ナノフレアによる超高温プラズマの生成の兆候が観６０２

Commentary

Challenge to Coronal Heating Problem by Solar Observation Satellite Hinode Coordinated with IRIS, CLASP, and FOXSIT. Shimizu et al.

る．太陽大気による散乱で生じる微弱な偏光（散乱偏光）

アで生成される超高温プラズマ（１０００万度超）から発生すが，彩層上部・遷移層磁場によって変化すること（ハンレる輝線が多数存在する．また，第３章で述べたように，ナ効果）を検出しようというものである．彩層上部・遷移層のノフレア発生で生成される５
００万度超のプラズマから発生

磁場は１０ミリテスラ程度以下と弱く，磁場が生む変化は弱する輝線もある．ナノフレアが低密度のコロナで発生する

い．望遠鏡の光路中に，波長板を一定に連続回転させる新と，局所的に５００万度を超える高温プラズマが短時間発生

規開発の駆動機構［３２，３３］を設置して，ライマン!線中のおする．このような高温プラズマが，定常的に存在するコロ

互いに直交する２つの直線偏光成分（Stokes Q，U）
を 0.1％

ナプラズマ（１００−２００万度）に対してどれだけ存在するの精度で計測することに成功した［３４］．この実験によって，か，また時間的にどのように振る舞うのかを観測的に調べ

彩層上部〜遷移層に存在する磁場による偏光が初めて検出ることは，ナノフレア説の理解において重要である．

できた．一方，この偏光信号から彩層における磁場情報

このような性能を世界で初めて持つ EUV 分光望遠鏡の（磁場ベクトル）を直接導出するには，さらなる手法の確立

実現が２０２０年代中盤に期待できる．Solar-C̲EUVST 計画

が必 要 であることも 明 らかになり［３
５］，CLASP の 再 飛 翔（図１２）は，空間分解能 0.4 秒角（300 km 程度），最速 0.5 秒（CLASP 2，
Chromospheric LAyer Spectro Polarimeter 2）をの時間分解能で 17−120 nm の波長域を観測する高感度

２０１９年前半に予定している．CLASP2 では，ライマン !輝

EUV/UV 分 光 望 遠 鏡 EUVST（EUV Spectroscopic Tele-線と同様に有用と考えられる電離マグネシウム線

scope）を搭載する500 kg級の科学衛星である．日本主導で（280 nm）の直線偏光および円偏光を観測し，磁場情報を

米欧との国際協力によるミッションであり，「ひので」衛

導出することが期待されている．

星に続く次世代太陽観測ミッションとなる．２
０１
８年７月

また，地上天文台で培ってきた技術を発展させて，近赤に，公募型小型計画のミッション候補の一つとして JAXA

外域にある彩層起源の吸収線を使って，高解像度で精度良

宇宙科学研究所の審査で選定され，２０２５年頃の実現をめざ

い彩層磁場の観測を行う計画もある．米国ハワイ州で建設してアイデア加速検討が始まっている．

が 進 む 大 型 太 陽 望 遠 鏡 DKIST（Daniel K. Inouye Solar

５．まとめ

Telescope）と国際大気球実験 SUNRISE-3 である．このう
ち，日本が参加する SUNRISE‐
３は，大気球を用いて 1 m

コロナは太陽に限らず，夜空に瞬く多くの恒星に存在す

口径望遠鏡を高度 35 km 以上に持ち上げ，地球大気揺らぎ

る．さらに，銀河や銀河団にはコロナのような数１０
０万度をが小さな条件のもとで高精度かつ高解像度の太陽観測を行超える高温プラズマが存在している．これら高温プラズマ

うプロジェクトである．その第３回目の飛翔は，２
０２１年にの存在の起源は未知である．即ち，詳しく分解して診断が計画されている（図１１）．この飛翔には，可視偏光分光観測

できる太陽コロナの加熱を探ることは，宇宙物理学にとっ装置 SCIP（Sunrise Chromospheric Infrared spectroPo-て課題解決につながるヒントが与えられる可能性がある．

larimeter）が，焦点面観測装置の一つとして日本より提供

また，コロナは磁気リコネクションと呼ばれる磁力線のつされる．SCIP は近赤外線にある複数の吸収線を高精度

なぎ変えに満ちたダイナミックな世界であり，プラズマ物（0.1％）で偏光計測する観測装置であり，1 m 望遠鏡で実現

理学の視点からも興味深い．地球上での核融合炉では高温される非常に高い空間分解能（0.2 秒角）で観測が行われプラズマの閉じ込めが必要である．高温プラズマの計測技

る．観測される吸収線は，電離カルシウム線（854 nm）や術では，太陽研究者と核融合プラズマの研究者の連携で技

中性カリウム線（769 nm）などであり，光球上部から彩層術発展が進められている．また，その高温プラズマの生成

中部の磁場を３次元的にとらえることができる［３６］．そして，光球面の乱流運動によって励起された磁気流体波が彩層まで伝播する様子を定量的にとらえると期待される．
４．
２ 彩層からコロナの EUV 分光観測
彩層を通過してコロナに伝播した磁気流体波は，コロナ加熱を担う可能性がある波動であり，とりわけ重要である．彩層・遷移層からコロナにわたって磁気流体波の伝播を追跡することで，波が伝えるエネルギー流量を定量的に測定し，またその波が熱に変わる現場をとらえることができる．そしてそれは，第２章に述べたように，コロナ加熱
問題を直接的に解決する．これを可能にする観測は，１）彩層からコロナにわたって温度のギャップなく（温度シー
ムレスに）連続的にとらえることができ，２）彩層で見られる微細磁場構造をその上空でも識別できる高い空間分解能をもち，そして３）磁気流体波の伝播を追跡できる時間分解能を持つ EUV 分光観測である．極紫外線（EUV）〜真空
紫外線（VUV）の波長域には，彩層・遷移層・コロナに存
図１
２ ２
０
２
５年頃に飛翔をめざす Solar-C_EUVST 衛星．

在する様々な温度（１万〜数１００万度）のプラズマや，フレ
６０３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.94, No.12 December 2018［８］I. Arregui et al., Living Rev. Sol. Phys. 15, 3 (2018).
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や閉じ込めを考える上で，太陽コロナで常に起きているプ
ラズマ現象からの知見は何らかのアイデアを与えるかもしれない．
これから展開されるコロナ加熱研究 は，「ひ ので」や
「IRIS」，そして観測ロケット実験で得られた知見をもとに，彩層やその上空の磁場計測や彩層からコロナをシーム
レスにカバーする分光観測を中心に展開される．高感度
EUV/UV 分光観測を行う Solar-C̲EUVST 計画を日本が主導し実現させ，彩層〜コロナの分光診断能力を飛躍的に増強 さ せ る こ と で，コ ロ ナ 加 熱 に 迫 る．そ れ と と も に，
CLASP2やSUNRISE-3/SCIPによって彩層磁場の計測手法を磨き，Solar-C̲EUVST と DKIST による彩層磁場計測を協働して，エネルギー注入・伝播・散逸の観測からコロナ加熱問題への答えを出そうとしている．今後の研究に期待
したい．

参考文献
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ふみ宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 准
教 授．１
９
９
５年 東 京 大 学 大 学 院・博 士（理
学）
．２
０
０
５年より現職．専門は太陽物理学．
衛星・搭載望遠鏡の開発し，コロナ加熱，
磁気リコネクション現象としてのマイクロフレア，太陽磁場のダイナミックスなど観測的研究に取り組む．趣味は美味し
いもの探訪とジムでのストレス発散．

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かわ

しん

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すけ

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石 川 真 之 介

名古屋大学宇宙地球環境研究所・研究機関
研究員．２
０
１
１年東京大学大学院理学系研究科物理学専攻修了．カリフォルニア大学
バークレー校研究員，国立天文台研究員，
JAXA 宇宙科学研究所研究員を経て現職．X 線観測機器を中心に，宇宙観測に向けた様々な計測システムの開発を行ってきた．本記事に参加させていただき，大変良い思い出になり
ました．

おか

もと じょう てん

岡 本 丈 典１
９
８
０年大阪府高槻市生まれ．京都大学博士（理学）．現職は国立天文台フェロー．観峰流書道宗家六段允許．太陽観測衛星「ひので」「IRIS」の科学運用を行いつつ，太陽の細かいところまでよく見て何か変なことがないか調べる研究をしている．神社，ダム，ボルダリング，高いところから飛び降りる，岡本太郎，が最近のお気に入り．

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みず!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

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し清 水 敏 文!!!!!!!!!!!!!!

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