解く鍵である。先行研究では、加熱分布についても異なる性質

新 SiO メーザー検出が示唆する「宇宙の噴水」天体の進化急速
甘田 渓 (鹿児島大学 D2)を持つことが報告されている。すなわち、Hot loop の加熱はループの上部に集中していることが示唆され [1]、Warm loop
は、加熱がフットポイント付近に集中していることが示唆されAGB 又は post-AGB 段階において、100km/s を超す高速ている [3]。加熱分布の測定は、観測データで得られる温度・密な双極ジェットを出している天体が H2 O メーザー観測によっ

度分布から逆問題を解くことで行われる。先行研究では、狭帯て確認されており、「宇宙の噴水」天体と呼ばれている [1]。こ域フィルター観測から得られる撮像データを使い、温度・密度のような天体は銀河系内で 15 天体のみ確認されており、その診断が行われてきた。撮像データを使った温度診断は比較的精H2 O メーザーの空間的・運動学的構造は天体によって様々であ密である。一方、密度診断には視線方向のプラズマ長の情報がる [2, 3]。また、その 15 天体の中で唯一 SiO メーザーが検出さ必要である。この値は 2 次元画像から取得することは難しく、れていた W 43A では、双極ジェットの根本部分に見開き角が多くの場合ループの幅から仮定した値を使用する。よって、推◦∼ 40 の双極アウトフローが形成されていることが確認された

定される密度の値は不確実さを持つ。正確な加熱分布測定に[4]。しかし、W 43A の SiO メーザーは現在消えてしまっておは、このような仮定を必要としない分光データを使った密度診

り、このような天体の中心星近傍の情報はまだ少ないため、そ断が必須である [4]。しかし、Hot loop に温度感度があり密度の進化状況についてはあまりわかっていない。

推定可能な輝線は少なく、分光データを用いた密度推定はほと

我々は、「宇宙の噴水」天体の一つである IRAS 16552-3050

んど行われていない。このため、上述の加熱分布測定も難しく、で新たに SiO v = 1, 2 J = 1 → 0 メーザーを検出した [5]。野加熱機構解明への課題となっている。そこで本研究では、近年

辺山 45m 電波望遠鏡を用いて 2018 年 12 月からモニター観測のプラズマ実験により 200 万 K 以上のプラズマの密度推定がを２週間に１回のペースで実施していたところ、2021 年の 3可能であると報告された Ar XIV (187.96 Å/194.40 Å) 輝線比

月に突然 SiO メーザーが出現した。このことから、この新 SiO[5] を使う。このことにより、上記の課題を解決し、Hot loop

メーザーは、この天体が何かしらの進化段階に入ったことを示に対しても分光データを使った加熱分布推定を行うことで、加唆していると考えられる。また、検出したメーザーの視線速度

熱機構の調査する。

は CO 輝線の中心速度から ∼25km/s だけ青方偏移しており、これと同程度の視線速度オフセットが W 43A の SiO メーザー

1. Kano & Tsuneta, PASJ, 48, 535-543, 1996

でも見られていた [4]。これらのことから、突然噴出した大規模

2. Aschwanden et al., ApJ, 550, 1036, 2001

高速ジェットがすでに存在していた星周物質を激しく貫通した

3. Aschwanden et al., ApJ, 541, 1059-1077, 2000

ことによってノズル構造が形成し、それと同時に、そこに存在

4. Del Zanna & Mason, Living Reviews in Solar Physics,

していた SiO 分子が強く励起しメーザー放射をしたと考えられ

15, 5, 2018

る。今年度中に High Sensitivity Array を使用するプロポーザ

5. Nakamura et al., ApJ, 921, 115, 2021

ルを提出し、SiO メーザーの位置同定をする予定である。

飛騨天文台 SMART/SDDI および SDO/EVE を用いた 2022 年 10 月 2 日 M8.7 フレアの多波長分光
Sun-as-a-star 解析
大津 天斗 (京都大学 理学研究科 附属天文台 D1)

1. Imai, H., Proc. IAU Symp. No. 242, 279, 2007
2. Imai, H., et al., PASJ, 72, 58, 2020
3. Gómez, J. F., et al., MNRAS, 468, 2081, 2017
4. Imai, H., et al, ApJ Letters, 622, L125, 2005
5. Amada, K., et al., AJ, 163, 85, 2022

恒星では最大級の太陽フレアの 10 倍以上のエネルギーを放出するスーパーフレアが観測されている ([1] 他)。太陽観測と分光データを利用した高温ループにおける加熱分
布・加熱機構の研究
石神 瞬 (総研大/国立天文台 D1)のアナロジーから、スーパーフレアには大規模なコロナ質量放出（Coronal Mass Ejection; CME）が伴うと考えられる。しかし、恒星で発生する CME は、太陽 CME のように白色光にコロナ加熱問題を解決するには、加熱の特徴が現れる「加よる空間分解観測はできないため、検出が難しい。恒星 CME

熱の空間分布」情報を引き出すことが重要である。コロナでに関わるシグナルの候補としてはバルマー線や UV 線のドップも特に明るい活動領域は、主に Warm loop(100 万 K 程度) とラー偏移した吸収/増光（[1], [2], [3] 他）、X 線や極端紫外線

Hot loop(200 万 K 以上) で構成される。Hot loop は特に 200（Extreme Ultraviolet; EUV）におけるコロナ減光（[4]）など

万 K 以上の高温プラズマで構成され、温度の維持に Warmが挙げられる。これらの候補シグナルが真に恒星 CME と関係

loop よりも一桁以上多くのエネルギーが必要になる (Hot loop:

するかを明らかにするためには、太陽 CME に関わる多数のシ≥ 107 erg/cm2 /s, Warm loop: 106 erg/cm2 /s)[1][2]。このたグナルが、太陽を遠くの恒星のように扱った解析、すなわち、

め、Hot loop の加熱分布に注目することが、コロナ加熱問題を

Sun-as-a-star 解析（[5] 他）でどのように観測されるかを明確

1

にしておく必要がある。

2. Sneden et al., 2008, ARAA, 46, 241

そこで、本研究では 2022 年 10 月 2 日に発生した M8.7 フ

3. Chamberlain & Aller 1951, ApJ, 114, 52

レアと関連するプラズマ噴出について、京都大学飛騨天文台

4. Beers & Christlieb 2005, ARAA, 43, 531

SMART/SDDI（Hα 線撮像分光）と SDO/EVE (EUV 全面積

5. Frebel & Norris 2015, ARAA., 53, 631

分分光) の同時観測データを用いて、Sun-as-a-star 解析を行っ太陽黒点形成・フレアの数値シミュレーション研究金子 岳史 (新潟大学 講師)

た。その結果、空間積分した Hα 線スペクトル (logT[K]∼4) には、噴出に対応して最大視線速度 −300km/s の青方偏移した吸収が現れた。さらに、この高速成分の吸収と同時に OV 629.73

太陽を含む恒星のプラズマ大気中では、フレアと呼ばれる爆Å(logT[K]∼5.4) などの EUV 線スペクトルで青方偏移した発現象が発生する。宇宙インフラを活用する現代社会にとっ増光が確認された。我々は SDO/AIA 304Å (logT[K]∼4.9),て、太陽フレアのメカニズムを理解し、予測することは重要な

171Å (logT[K]∼5.9) の撮像観測との比較から、EUV 線スペク

課題となっている。フレアは、恒星大気中に蓄積された磁気エトルで見られた青方偏移もプラズマの噴出に対応すると結論付

ネルギーが急速に解放されることで発生する。フレアのメカニけた。本講演では、これらの青方偏移成分について詳細を報告

ズムを解明するためには、磁気エネルギーの蓄積過程と解放過する。また、CME に関連する減光についても議論し、本研究程の両方を理解する必要がある。本講演では、フレアの磁気エの恒星観測への応用について述べる [3]ネルギー蓄積と解放に関する数値シミュレーション研究について紹介する。

1. Namekata et al., NatAs, 6, 241, 2022

強いフレアは黒点で発生する。長年の太陽観測により、強い

2. Maehara et al., PASJ, 73, 44, 2021
3. Leitzinger et al., A&A, 536, A62, 2011

フレアを起こす黒点は、一つの半暗部の中に正極と負極の磁場

4. Veronig et al., NatAs, 5, 697, 2021

が隣接するような磁場分布（δ 型）を持つことが知られている

5. Otsu et al., ApJ, 939, 98, 2022

[1, 2]。δ 型黒点の形成メカニズムを解明するため、様々な磁気流体シミュレーションが行われてきたが、多くは現実的な対流

Tomo-e Gozen と Nayuta による明るい金属欠乏星を含んでおらず、対流が黒点の磁場分布に与える影響は未解明

探査岡田 寛子 (兵庫県立大学 D1)であった。本研究では、輻射磁気流体シミュレーションによって黒点磁場形成過程を再現し、対流が δ 型黒点形成および磁気（自由）エネルギー蓄積に与える影響を調査した。スーパーコン

金属欠乏星は宇宙初期に誕生し現在まで生き残る低質量星でピュータ富岳と最新の輻射磁気流体コード R2D2[3] を用いて、あり, 初代星の性質 [1] や稀な重元素合成過程の性質 [2] といっ

大規模なパラメータサーベイを実施し、結果を統計的に解析した宇宙初期に関する情報を提供してくれる重要な天体である.

た。結果、δ 型黒点は、対流層内部に大規模な下降流がある領

金属欠乏星の最初の発見 [3] から 70 年以上にわたる大規模な域に形成されやすいことが明らかになった [4]。

探査によって, 2000 天体以上の金属欠乏星が発見されている

また、フレアのエネルギー解放をシミュレーションで再現す(e.g. [4]). しかし, 過去の探査で発見された金属欠乏星は暗く,るため、観測磁場時系列データを境界条件として磁気流体シ

Frebel & Norris 2015 [5] でまとめられている宇宙初期の元素

ミュレーションを行う手法があり、データ駆動と呼ばれている。

合成の理解に重要な元素 (Zn, r-process 元素など) を含む詳細

講演者は近年、観測データから速度場を求めて境界条件に用いな組成を測定できた星は 3 分の 1 にも満たない.

る新たなデータ駆動手法を開発し、現実に発生したフレアを再そこで本研究では, 詳細な組成の測定が可能であり, 特に発見

現することに成功している [5]。黒点形成シミュレーションと数の少ない 12 等より明るい金属欠乏星を対象とした探査を実

データ駆動手法を組み合わせ、対流構造とフレア発生の関係を施した. 2022 年 9 月に, 東京大学木曽観測所 1.05 m シュミッ

解明する研究の展望について議論する。

ト望遠鏡の広視野 CMOS カメラ (Tomo-e Gozen) に 2 種類の狭帯域フィルタを搭載した測光観測を行った. 測光情報から

1. I. Sammis, F. Tang, H. Zirin, ApJ, 540, 1, pp 583–587,[Fe/H] < -2 の金属欠乏星候補を選択し, 兵庫県立大学西はり

2000

ま天文台なゆた望遠鏡の可視中低分散分光器 (MALLS) による

2. S. Toriumi, C. J. Schrijver, L. K. Harra, H. Hudson, K.

中分散分光観測を行った. 金属量が既知の星 40 天体を用いて,Nagashima, ApJ, 834, 1, id 56, 2017

中分散スペクトルの解析手法を確立し, 2022 年 12 月に追観測

3. H. Hotta, H. Iijima, K. Kusano, Science Advances, 5, 1,

した 27 天体の候補星の金属量とアルファ元素と鉄の組成比を2307, 2019

見積もった. その結果, 新たに 6 天体の金属欠乏星を同定した.

4. T. Kaneko, H. Hotta, S. Toriumi, K. Kusano, MNRAS,

本講演では, 探査手法と追観測の結果について紹介し, 候補星選

517, 2, pp 2775–2786, 2022

択手法について議論する.

5. T. Kaneko, S.-H. Park, K. Kusano, ApJ, 909, 2, id 155,2021

1. Ishigaki et al., 2018, ApJ, 857, 46
2

によって、開口率が想定より低下していた。そこで FOXSI-4

次期太陽観測衛星 SOLAR-C に搭載する超高精度太陽センサ UFSS の性能評価
近藤 勇仁 (東京大学/宇宙科学研究所 M1)

では開口率を確保するため、構造の歪みを抑える技術の開発をした上で製作を行った。本講演では、太陽光と同じく (準)平行な X 線が得られかつ斜入射ミラーとの取り付けが行える

SOLAR-C は 2028 年度に打ち上げが予定されている次期太NASA マーシャル宇宙飛行センターで実施した評価試験の結果

陽観測衛星であり、JAXA と国立天文台とした国際共同ミッを基に、FOXSI-4 フライト品のアスペクト比、開口率を含む性

ションである。SOLAR-C は、高時空間分解能 (1 秒、0.4 秒角)

能について報告する。

で複数の紫外線バンドを分光観測し、2 万度から 1500 万度まプレアデス星団に属する恒星の中性子捕獲過程元素の存在度
杉村 風曉 (兵庫県立大学 M1)での幅広い大気の物理量を隙間なく診断することができる。
高時空間分解測定を活かすためには望遠鏡の高い指向精度が求められる。SOLAR-C は、太陽面全面に対して系統誤差 2 秒
角以内の指向精度を達成する超高精度太陽センサ UFSS(Ultra

元素のうち H と He、少しの Li は今から 138 億年前に起きFine Sun Sensor)[1] を搭載する。UFSS は直交する二つのレたビックバンで生成され、鉄までの元素は恒星内部の核融合反チクルと一次元 CCD センサから成り、センサ上の明暗の位相応によって生成される。そして鉄より先の元素は中性子捕獲過を計測し、太陽指向角度を決定するというものである。要求精程によって生成される。中性子を捕獲する時間がβ崩壊より短度を満たすため、UFSS の性能評価試験を行う。評価試験では、

いｒ過程は、中性子星合体で起きると考えられている。そのたUFSS を二軸ジンバルに設置して太陽シミュレータ光源を照射

め、ｒ過程元素は宇宙初期から存在したと考えられている。一し、方位角・仰角方向にそれぞれ ±0.5 度ずつ振った際の UFSS方で、中性子を捕獲する時間がβ崩壊より長いｓ過程は、AGB

出力角度を取得する。そしてジンバル指令値に対する出力角度

星で起きていることが分かっている。そのため、s 過程元素のの系統誤差を補正する関数を作成する。

放出はビックバンから約 8 億年たった時から行われたと考えられている。今までの研究で s 過程元素は近年生まれた恒星ほど

本講演では UFSS の性能紹介及び高精度な性能評価試験を実多く存在することが示唆された。[1] しかし、散開星団で 5 種類

施するための実験系構築についての進捗を報告する。

以上の中性子捕獲過程元素を調べた先行研究は数例しかない

1. Tsuno, K. et al., SPIE, 11180, 2018

そこで本研究では若い恒星で s 過程元素の存在度を調べることを目的に、Keck 望遠鏡のエシェル分光器 HIRES で撮られた

日米共同・太陽フレア X 線集光撮像分光観測ロケッ
ト実験 FOXSI-4 搭載プレ・コリメータの性能評価
佐藤 慶暉 (総合研究大学院大学 M2)

可視光高分散スペクトルを用いて、プレアデス星団で 7 種類の s 過程元素 (Y、Zr、Ba、La、Ce、Pr、Nd）の存在度を調べた。プレアデス星団に属する恒星のうち本研究で調べた恒星は

FOXSI(Focusing Optics X-ray Solar Imager) は、太陽コロ

9 天体である。まず、スペクトルにある鉄の吸収線の等価幅かナにおける高エネルギープラズマ現象の理解を目的とした、日らモデル大気計算プログラム TGVIT を使って有効温度、表面

米共同の太陽 X 線集光撮像分光観測ロケット実験である。4 度

重力、微小乱流速度を求めた。次に、これらのパラメータを用目の飛翔計画である FOXSI-4 は 2024 年春に打ち上げ予定でいた合成スペクトルを作成し、観測スペクトルとフィッティン

あり、世界初となる太陽フレアに対しての X 線集光撮像分光観グすることで元素の存在度を求めた。その結果、プレアデス星

測を行うことで、磁気再結合が引き起こす磁気エネルギーの解団に属する恒星で元素の存在度は各元素一様で、Ba・La・Ce

放とその変換機構の解明という大目的に挑む。

の存在度は太陽の 2-4 倍と大きいことが分かった。

FOXSI では 2 枚の円筒状の高精度斜入射ミラーを組み合わ

1. Tautvaisiene,

せて X 線を直接集光することで、高いダイナミックレンジを確

Astronomy&Astrophysics,

vol649,pages20, 2021

保する。しかし、視野外から入ってきた光が 1 枚のミラーのみで反射し焦点面に到達することがある。プレ・コリメータは、アルベーン波による太陽コロナ加熱の数値計算
鈴木 海渡 (京都大学 理学研究科 物理学・宇宙物理学専攻 M1)

このような光 (迷光) を取り除く役割を持つ。FOXSI-4 搭載品
は、穴径と穴の深さの比が 1:270(0.7 mm:190 mm) の高アスペクト比の多孔ハニカム構造を持ち、X 線の入射角を制限する
ことで迷光を除去する。このような迷光除去性能は、高ダイナ

太陽外層大気コロナは、光球に比べ 100 倍以上高温であるこ

ミックレンジにより観測が期待できる暗い領域 (例えば磁気拡とが知られている。太陽コロナの加熱機構は長年議論されてき散領域) を解析する上で非常に重要である。

たが、未だ完全な理解には至っていない。磁場を介したエネル
ギーの輸送・散逸が考えられているが、その詳細については議FOXSI 搭載品は、そのアスペクト比の高さから機械加工が論中である。

難しいため、製造に金属 3D プリンターを用いた。しかし、その候補の 1 つは磁気流体波であるが、圧縮性の波はコロナ

FOXSI-3 フライト品測定結果から、造形時に生じる構造の歪み

3

に届く前に減衰してしまうため、非圧縮であるアルベーン波にられる。

よる加熱機構が注目されている。実際、アルベーン波がコロナ

本研究の目的は、CME の有無とフレアリボンとの関係を特を伝播する様はが観測されており [1]、エネルギーを輸送して定することである。2017 年 9 月 6 日に NOAA 12673 で発生しいることは間違いない。しかし、加熱に寄与するには効率的なた 2 つの X クラスフレアは、同じ領域かつ短い 3 時間間隔で散逸メカニズムを考える必要がある。非線形モード変換による

CME が生じない conﬁned フレアと CME が生じる eruptive

散逸では、アルベーン波が圧縮波に変換され、衝撃波へと発展

フレアの両方が発生した珍しいイベントであるため、今回解してコロナで散逸、加熱する [2]。また、アルベーン波乱流によ析した。論文 [3] 等の先行研究では宇宙天気予測の観点からるエネルギー散逸では、衝突したアルベーン波が乱流的に小ス

フレア前の磁場構造の比較をしていたが、フレア中の磁場構

ケールへカスケードすることによって散逸する [3]。これらの造の比較はなされていなかった。SDO 衛星の紫外線望遠鏡

加熱機構についての研究は、詳細な観測の困難さから理論研究

AIA1,600Å 撮像データでは、conﬁned フレアではフレアリボが有利であるため、数値計算を用いた研究が盛んにおこなわれンが磁気中性線付近に動かずに存在した。一方、eruptive フレてきた。プラズマの物理状態が加熱機構に与える影響を調査しアではフレアリボンが複数対存在し、磁気中性線付近では次第た研究 [4] では、彩層の温度が高いほどコロナ加熱が達成されにフレアリボンが南下していき、磁気中性線北側では西に移動

にくいことが確認された。さらに、コロナの背景磁場を変化さしていった。このことから、conﬁned フレアではフレアで単一せることで、プラズマの物理状態が変化することも確認されての場所で局所的に磁気リコネクションが起きたに留まったのにいる [5]。

対し、eruptive フレアではフレアの際に広範囲で複数回磁気リ本研究では、これらの研究に続き、数値計算を用いてパラ

コネクションが起きたことで大規模な CME になったと考えら

メーターの変化によって加熱に対するコロナの応答がどのようれる。

に変化するかを調査する。本講演では、上記のようなコロナ加

1. Kazachenko, M. D., et al., SoPh, 297, 59, 2022

熱問題に関する理論研究についてのレビューを行い、自分の今

2. Qiu, Y., et al., ApJ, 901, 13, 2020後の研究方針について紹介する。

3. Liu, L. et al., ApJL, 867, L5, 2018

1. Tomczyk et al., Science, 317, 1192, 2007

K,M 型星の自転進化の経験則的表式に関する考察
徳野 鷹人 (理学系研究科天文学専攻 D1)

2. Hollweg et al., SoPh, 75, 35, 1982
3. van Ballegooijen et al., ApJ, 736, 3, 2011
4. Washinoue et al., ApJ, 938, 126, 2022

小質量星における自転と磁場の相互作用は進化において本質

5. Kai, Master thesis, The University of Tokyo, 2021

的である一方で、その定量的評価は恒星物理における難問である。その相互作用の一つとして磁気制動という磁気駆動恒星風

CME を伴うフレア、伴わないフレアとフレアリボの角運動量輸送が挙げられる。磁気制動により、主系列段階にンとの関係
寺岡 耕平 (東京大学,ISAS/JAXA M2)ある小質量星の自転角速度は時間と共に遅くなる事が分かっている。

フレアは、磁気リコネクションにより磁気エネルギーが熱・

この自転減速の古典的な理論として、自転周期 P 、時刻 t、係運動エネルギーに急速に変換され、紫外線等の幅広い波長で増数 A に対して P ∝ (At)1/p というべき乗則がおおよそ成立す

光する爆発現象である。爆発に伴い、コロナ中のプラズマが惑るという Skumanich の法則がある [1]。そして Skumanich の星間空間に噴出する現象がコロナ質量放出 (CME) である。フ

法則の係数 A、すなわち自転減速の効率は磁気制動トルク τw

レアの後に CME が発生しないこともあり、そうなるフレアのと恒星の慣性モーメント I の比である τw /I に比例されている条件は不明である。フレア・CME 標準理論モデルの CSHKP

事がわかっている。後者は恒星進化計算により求められるが、モデル (レビュー：論文 [1] ) では、エネルギーの溜まったね

前者は様々な理論モデルが提案されるなど議論が尽きていない

じれた磁力線（磁気フラックスロープ）にまたがる 2 つの磁力のが現状である [2]。

線がリコネクションすることでフレアが発生する。その後、磁当研究では小質量星の中でも K,M 型星を対象とする。Ke-

気リコネクションを繰り返しながら磁気フラックスロープと

pler,TESS,Gaia といった宇宙望遠鏡の勃興により、K,M 型星

共に急上昇して膨張し、宇宙空間に飛び出した時に CME となの自転進化も調べられるようになってきている。自転周期や年る。磁気リコネクションの際に加速、加熱された粒子が磁力線

齢はそれぞれ黒点による減光、星団による同定を用いて与えらを伝って彩層下層に落下して周辺の低温プラズマを加熱し、1れ、フィッティングを行うことで Skumanich の法則の係数を調ペアのフレアリボンを形成する。実際には複数のフレアリボン

べる事ができる。この観測結果からは、(1)M3-M1 型の恒星はが生じることもある (論文 [2] 等)。フレアの理解には磁場の三M0-K5 型の恒星よりも自転減速の効率が良いこと、(2)M0-K5次元構造が重要で、磁場構造とフレアリボンは関係しているた型の恒星は K4-K0 型の恒星は M0-K7 型よりも自転減速の効

め、フレアリボンと CME の発生条件には関連性があると考え率が悪いことが判明した [3][4]。これは磁気制動の既存の理論

4夏目 純也 (京都大学 理学研究科物理学・宇宙物理学
専攻 M2)

では解決できておらず、理論的な進展が求められる。
当研究では観測から求めた Skumanich の法則の係数 C から、磁気制動トルクの質量・半径依存性に関する経験則的な表

太陽フレアも恒星フレアも、表面での突発的な増光現象で式をもとめた [5]。磁気制動トルクの質量・半径依存性は磁場やあるが、太陽フレアではこれを空間分解して観測することが質量損失率の質量・半径依存性に由来することから、経験則的可能である一方、恒星フレアでは空間積分したものに相当すな表式を再現するような磁場や質量損失率の性質を求めた。当るスペクトルや光度が観測され、空間情報は失われてしまう。

講演では得られた結果と今後の展望に関して報告する。

そこで、恒星の現象を太陽物理学の知見で理解するために、

1. Skumanich, ApJ, 171, 565 (1972)

Sun-as-a-star 解析と呼ばれる、太陽のデータを空間積分し恒星

2. Spada & Lanzafame, A&A, 636, A76 (2020)の観測データを模したデータを得る解析が近年行われている。

3. Dungee et al., ApJ, 938, 118 (2022)

Namekata et al. 2022a[1] はその解析の活用例の一つであり、4. Gruner et al., A&A, 672, A159 (2023)

太陽型星スーパーフレアに伴う Hα 線の吸収成分と、フレアに

5. Matt et al. ApJ, 799, L23 (2015)

伴う太陽プラズマ噴出の Sun-as-a-star 解析の比較から、このスーパーフレアもプラズマ噴出を伴っていたことを明らかにしIRIS の分光観測によるコロナホール底部へ伝播するた。Namekata ら [1] は Hα 線のみを用いたが、他の彩層ライ

波動の研究
内藤 由浩 (総合研究大学院大学 修士 2 年)

ンも含む同時観測により、各ラインの形成高度や温度、密度等への感度の違いから、より多くの物理情報を得られる可能性がある。例えば He I 10830 Å では、太陽フィラメント噴出の高近年、高速太陽風の加速機構として、コロナホールの開いた速成分が検出された例があり [2]、恒星の CME とプラズマ噴出

磁力線に沿って光球、彩層からコロナへ伝播したアルヴェン波の関係の解明に役立つことが期待される。

をエネルギー源とする仕組みが考えられている [1]。彩層・遷移

この各彩層ラインの相違点を調べる目的のため、京大飛騨天層温度による磁力線の振る舞いはスピキュールから間接的に観文台 DST 水平分光器で観測した、太陽フレアの増光とフィラ

測され、これを伝う波動の検出は、アルヴェン波の伝播過程を

メントのドップラーシフトに対し、4 つの彩層ライン (Hα 線、観測的に議論する上で有意義なものである。IRIS では、SiIV

Ca II K 線、Ca II 8542 Å、He I 10830 Å) の Sun-as-a-star 解

輝線によりスピキュールの彩層・遷移層温度プラズマを十分な析を行った。その結果、フィラメントの吸収成分については、

時空間分解能で分光、撮像観測することが可能である。過去、He I 線と Hα 線で似た感度を持つが、Hα 線中心付近はフレア

IRIS の撮像イメージによるスピキュールを伝う擾乱を扱ったの増光で吸収成分が検出できない場合でも、He I 10830 Å 中心

研究はある [2]。しかし、分光観測では、スピキュールを伝播す付近では増光成分が弱く吸収成分を検出できる場合があること

る波動の彩層内の散逸を扱った研究 [3] に留まっている。IRIS

や、逆に Ca II K 線のフレアの増光は Hα 線に比べて吸収成分以外の観測研究では、スピキュールを伝播する進行波の研究の影響が小さく、増光の成分を検出しやすいことが分かった。

は CLASP の Ly α線による観測 [4] などがある一方、IRIS のSiIV 輝線による例は見られない。

1. Namekata et al., Nature Astronomy, 6, 241–248, 2022

そこで本研究では、IRIS の SiIV 輝線、Mg II 輝線による極域

2. Penn, Solar Physics, 197, 313–335, 2000

コロナホールの分光観測に注目した。撮像イメージから分光ス

ひので衛星を用いた太陽の極域磁場観測から探る太陽の周期活動性
藤森 愛梨沙 (東京大学 M1)

リットとスピキュールが重なっている範囲とその時刻を特定し、対応するスペクトルから得られる視線方向速度と EM により間接的に求まる密度摂動の時間変動を調べた。すると、連続的に現れた視線方向速度の赤方・青方偏移から kink mode の波

太陽の黒点数はおよそ 11 年の周期で増減を繰り返している

動の検出に成功した。今回は、上記のようなイベントの観測数

ことが知られている。太陽の極域磁場もそれとあわせて増減とを拡充した上で、観測特徴から考察しうる物理的性質の議論を

極性の反転が生じ、極域磁束のピークは次の太陽サイクルの黒紹介する。

点数を予測する上で良い指標になっている。また、極域の開い

1. Suzuki and Inutsuka, Apj, 632, L49-L52,

た磁力線 (オープンフラックス) は惑星間空間磁場の構造に影2. Samanta, Apj, 815, L16, 2015

響を与えている。極域のオープンフラックスが卓越する領域は

3. Antolin, Apj, 856, 44, 2018

コロナホールを形成し、コロナの大規模な構造を支配する。極

4. Yoshida, Apj, 887, 2, 2019

域磁場の精度の良い観測から得られる理解は、太陽ダイナモ機
構や太陽風の加速機構などを解明する上で重要である。
極性反転を含めた極域磁場の 11 年周期の活動性を調べるに

太陽フレアに伴う諸現象の、4 つの彩層ラインでの
Sun-as-a-star 解析

は、極域を支配する磁場の極性や磁束量を見積もることが基本である。これには、磁場の動径成分の導出が不可欠であり、磁5場の３成分の情報が必要になる。しかし、極域の平均磁場強度

多数検出した。その結果、トリウム/ユーロピウム組成比は金は黒点のような活動領域より弱く、観測が難しい。さらに、外属量によらずほぼ一定であり、金属量が太陽の数 10 分の 1 以縁部での射影の効果やシーイングの影響で極域の小さな磁場構上の範囲でアクチノイドブースト星は見つからなかった。これ造を分解することが難しく、1960 年代から継続されている太陽らの結果はアクチノイドブースト星の起源を明らかにし、r プ

全面磁場観測では、磁場の３成分を精度よく得ることは困難でロセスの起源を明らかにするうえで重要である。

あった。比較的観測のしやすい視線方向磁場の観測のみを使って、公転面に対する自転軸の傾きによる視線角の変化から磁場

1. Abbott et al., PhRvL, 119, 16, 2017の動径・方位角成分を見積ったり、赤道から高緯度に向かって

2. Tanaka et al., PASJ, 69, 6, 2017

視線方向磁場が弱くなる度合から極域の磁束の集中度を見積っ

3. Holmbeck et al., ApJ, 859, 2, 2018

たりしてきた。

4. Yong et al., Nature, 595, 7866, 2021

2006 年に打ち上げられたひので衛星は高い空間分解能と感5. Mishenina et al., MNRAS, 516, 3, 2022度を持ち、極域の磁場ベクトルを観測することを可能にした。
これにより、磁場強度が大きな磁気パッチの数は太陽周期と共反復新星 U Scorpii の 2022 年爆発：食解析から探る
光球面の後退と降着円盤の構造変化
村岡 克紀 (京都大学宇宙物理教室 M1)に変化し、極域磁場の極性反転を担っていることが明らかになった。また、磁束が大きな磁気パッチは太陽面に対して垂直な方向を持つ傾向にあることが判明した。[1]本講演では、極域磁場の研究に関するレビュー論文 [2] を紹

新星とは、白色矮星と低温星 (伴星) からなる近接連星系にお介し、と今後の研究方針について議論する。

いて、白色矮星表面へと降着したガスが熱核反応の暴走を起こすことで発生する爆発現象である。爆発が起きると光球面は連1. Shiota et al., The Astrophysical Journal, 753, 157, 2012

星系全体より大きくなり、可視光では突発的な増光として観測される。その後、光球面の後退に伴い減光し、連星間距離程度

2. Petrie, Living Reviews in Solar Physics, 12, 5-, 2015

まで小さくなると、軌道傾斜角の大きい系では食が観測される。
また、中には減光中に一時的に可視光度が一定になる (平坦期)

高分散分光観測による太陽金属量近傍の恒星でのトリウムを含む r プロセス元素組成の調査
古塚 来未 (兵庫県立大学 光学赤外線天文学研究室系が存在する。これは U Sco の 1999 年爆発から白色矮星に照射された降着円盤による寄与と考えられ、平坦期の降着円盤半径は静穏期と比べ大きく、L1 点まで達することが示唆された

M2)[1]。しかしながら、これを補強する降着円盤の形成過程を追った観測は殆どない。

宇宙の金属量は時間とともに増加してきたと考えられ、恒星
大気にはその恒星が生まれた時の宇宙の化学組成が保持され我々は、U Sco の 2022 年爆発に関し、VSNET を通じて国際る。そのため、様々な金属量の恒星で元素組成を調べれば、宇共同可視連続測光観測を行った。食は可視極大期から約 11 日

宙の化学組成が時間とともにどのように変化してきたかを知る

後に見え始めた。一方で平坦期は約 14 日後に始まり、約 24 日

ことができる。鉄より原子番号の大きい元素は、恒星内部での後に終了した。2010 年の爆発では食と平坦期が同時に始まる

熱核融合反応では作られず、中性子捕獲過程で作られるが、そことが報告されたが、今回の観測では平坦期に入るよりも前にの半数を作る r プロセスの起源は長年不明であった。しかし、食が開始しており、伴星、降着円盤の順に寄与が見え始めるこ2017 年に連星中性子星合体が重力波によって観測され [1]、続とが分かった。また、得られた食のプロファイルから食幅を見いて行われた測光観測と分光観測によって中性子星合体が r プ

積もり、降着円盤半径の時間変化を求めた。平坦期の降着円盤

ロセスの起源であることが明らかになった [2]。ところが、中性

半径は L1 点近くまで達するが、平坦期を終えると急激に tidal

子星合体だけで r プロセスの起源を説明することはできない。

truncation 半径まで落ち着くことが初めて確認された。本講演

同じ r プロセス元素でもトリウムの組成がユーロピウムに比べでは、これらの結果から光球面の後退、及び新星爆発による降て過剰なアクチノイドブースト星が恒星の観測による化学組成

着円盤の構造変化について議論する。

の調査で発見されており、その起源は不明である。このような

1. Hachisu, I., et al., ApJ, 534, L198, 2000星の存在は r プロセスが一つ以上の起源をもつ可能性を示唆する [3][4]。多くの恒星でトリウムの組成を決定することは重要

X 線天文衛星「すざく」を用いた地球超高層大気のであるが、その観測は少なく、特に金属量が太陽の数 10 分の 1

長期変動の研究山脇 鷹也 (埼玉大学 M1)以上の恒星での観測が少ない [5]。
そこで、我々はなゆた望遠鏡/MALLS の観測とすばる望遠
鏡/HDS のアーカイブデータにより金属量が太陽の数 10 分の

高度 80 km 以上の領域を覆う地球大気を地球超高層大気と呼1 以上の恒星 10 天体以上でトリウムを含む r プロセス元素をぶ。宇宙空間から飛来する X 線はこの領域で吸収され、蛍光 X

6線を放射する。X 線天文衛星はその天体観測過程において昼地が示唆された。本講演では、新たなオープンフラックス問題の球を指向する時間が存在するため、地球観測が不可避である。

原因の可能性を議論する。

本研究では X 線天文衛星「すざく」が 2005 年 9 月から 2015

1. J. A. Linker et al., ApJ, 848, 70, 2017年 6 月の運用停止まで約 10 年に渡り地球大気の観測を行った

2. P. Riley et al., ApJ, 884, 18, 2019

ことに着目し、太陽活動の 11 年周期との関わりを調べた。
太陽活動の多くが約 11 年の周期性を持つことが知られてい衝撃波と乱流的効果によるコロナ加熱を考慮した太陽プロミネンス形成に関する数値計算
吉久 健朗 (京都大学 理学研究科 物理宇宙物理学専
攻 M2)

る。一方で、「すざく」による昼地球観測データには、地球大気の主な構成物質である窒素及び酸素由来の蛍光 X 線が確認でき、この 2 つの X 線スペクトルから超高層大気の窒素と酸素の存在比を算出できる。このことから「すざく」により、太陽活
動の 1 サイクル間の超高層大気の窒素と酸素の存在比の変動を

太陽外層大気コロナ中の高温低密なプラズマ（T ∼ 106 K,ρ ∼調べることが可能である。また「すざく」の event ﬁle に含まれ10−15 g/cm3 ）は、しばしば低温高密なプラズマ（T ∼ 104 K,ρ ∼る時刻情報から、地表から何 km の領域を「すざく」が観測し10−13 g/cm3 ）に凝縮される。この現象はプロミネンスなどとているのかという情報を得ることができる。これらから「すざして長年観測されているが、その形成機構や物理的性質は完全く」による X 線観測で、50 km-200 km 付近までの高度区間にには理解されていない。有力なプロミネンス形成機構の一つでおける窒素と酸素の存在比が 10 年でどのように変動するのか、ある彩層蒸発-凝縮モデル [1] では、コロナ下部での局所加熱に

さらにその変動が太陽活動の 11 年周期とどの程度相関を示す

よって彩層上部のプラズマが温められ、蒸発したプラズマがコのかを調べた。その結果、太陽黒点相対数と地球超高層大気領

ロナ中で凝縮するとされている。この過程は非線形現象である

域の酸素/窒素比率に相関が見られ、太陽活動が活発になるとため、現象の理解には数値計算を用いて、プラズマの冷却項と超高層大気領域の酸素/窒素比率が増加することが分かった。

加熱項の物理量依存性や時間変化を考慮する必要がある。しかし、多くの先行研究ではコロナ加熱を考慮する難しさから、冷オープンフラックス問題に対する新たな原因の可能性の検討
吉田 南 (東京大学 D1)

却項のみを考慮しており、加熱項を正確に取り入れられていな
い。また、加熱のプロセスを含めて、実際の太陽大気が凝縮現象に与える影響を考慮するには、光球や彩層の影響を考える必

太陽は磁場をもち、表面の光球からコロナへと延びている。

要がある。

太陽コロナの磁場構造は、光球へと戻る「閉じた」磁場、惑星

そこで、本研究は光球からコロナまでを含めた領域で、衝撃間空間へと広がる「開いた」磁場 (オープンフラックス) から成波と乱流的効果による磁気流体波のエネルギー散逸を考慮した

り、オープンフラックスは惑星間空間磁場 (IMF) を形成して窪んだコロナループに沿った 1.5 次元 MHD シミュレーション

いる。この構造は 11 年の太陽活動周期にわたって変化していを行った。足元に人工的に加える局所加熱やループ足元に境界る。極小期は極域に磁場が集中するため双極子構造をとり、極条件として与えている速度場などのパラメーターを変化させる

大期は強い磁場領域によって局所的に磁場が閉じた複雑な構造ことで、凝縮現象やプロミネンスの熱的性質に与える影響を調をしている。太陽磁場が作り出す IMF もまた、活動周期にわべる。結果として、光球での対流運動に由来する衝撃波が凝縮たって変化している。両者を関係づけて惑星間空間の磁場構造現象を誘発することを確認した。また、境界条件に加えているを理解することは、太陽が惑星間空間に及ぼす影響や、プラズ

横波による加熱が凝縮現象の発生の有無に影響を及ぼすことをマで満たされた宇宙空間における諸現象の物理学的理解に重要確認した。これは、横波が加熱と冷却のエネルギーバランスにである。しかし、衛星で観測された太陽光球磁場を外挿し、地与える影響とコロナ温度が衝撃波の圧縮率に与える影響を考慮

球近傍の磁場を推定すると、地球近傍で「その場」観測されたする重要性を示唆する。

IMF に対して 3 倍程度過小評価される問題がある (オープンフ

1. Antiochos & Klimchuk, ApJ, 378, 372, 1991

ラックス問題 [1])。この問題の原因の一つとして、観測が難し
い光球の極域磁場強度が過小評価されている可能性が検討されてきた [2]。
そこで本研究では、これまで注目されてきていない IMF と太陽磁場の長期変動の特徴に着目した。太陽磁場を大局的な成分、局所的な成分に分解し、実際にどの成分が IMF の変動に寄与しているのかを解明した。解析の結果、極大期では大局的な磁場、極小期では局所的な磁場が IMF 変動を作り出すことが明らかになった。さらに、これまで検討されてきた極域ではなく、赤道付近の中低緯度の太陽磁場が、より重要であること

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