2010 年洛東高校 花山天文台太陽観測実習報告－51－

２０１０年洛東高校
花山天文台太陽観測実習報告
西村昌能、岡和田健文（京都府立洛東高等学校）
黒河宏企、石井貴子（京都大学理学研究科附属花山天文台）
黒点が発生するときは、太陽内部の磁力線

1. はじめに花山天文台のお膝元、山科区にある洛東高が浮上してきて小さな二つの黒点が見え出す。

校が花山天文台で実習のお世話をして頂いて、 そのような二つの小さな黒点の領域(これをすでに 10 年になる。これまでの経過は、天浮上磁場領域という。) をＨα 線で観察する

文教育などで報告しているのでご覧いただきと、黒点を結ぶ何本かの筋模様が見える。こたい[1][2]。の筋模様をアーチフィラメントといい、Ｎ極さて、昨年は、それまでの黒点数の極小期とＳ極を結ぶ磁力線に沿ってプラズマが流れから回復しつつある時で、おもしろい現象がているのである。小さな黒点群にこのような出現し、それらの高分散分光観測をすること模様が現れるのは、黒点が出現してすぐのこができた。報告の時期が一年後になり、恐縮とだといわれている。このとき黒点はどんどだが、今年の太陽活動との比較もできると考ん成長していくが、アーチフィラメントも風え投稿した。

船が膨らむように黒点上空に伸びていく。黒
点が十分発達してくるとアーチフィラメント

2. 磁場浮上領域とアーチフィラメントシスの膨らみは停止する。ところで、アーチフィテムラメントが膨らんでいるのはどうしたら分か

黒点は太陽表面に浮かび上がった磁場の切るだろうか。黒点の距離が広がっていくことり口が見えている部分である。黒点は片方がでもわかる。さらにアーチフィラメントの上N 極、反対側がＳ極というように対になって部（中間点）と黒点付近（足下、両端）でのいる。磁石が太陽内部に存在するかのようあ視線速度を測定すると、磁力線の浮上の状況る。

はもっとはっきりしてくる。浮上している中間部は上昇し、そのためドップラー効果で、筋模様のスペクトル線は青方変位（我々に近づく）し、その一方で、足下は流れ落ちるガスによって赤方変位（我々から遠ざかる）するからだ。
視線速度の測定方法には二つある。その一つはＨα 線画像の波長を本来の波長から、ほんの少し、たとえば 0.5Åほど長波長、短波長にずらすものである。ドップラーシフトの図 1

浮上磁場領域が発達して黒点群に結びおかげで、青くずらした画像では上昇部分がついた磁力線の様子（柴田・大山 2004[3]）。

見られる。浮上磁場領域の場合はアーチフィラメントの中心（中間）部分だけが見えるの

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■ 報

告 ■

だ。それは、この領域が上昇しているからである。また、赤くずらした画像では黒点近くにだけアーチフィラメントが見えてくる。この部分に下降流があるからだ。このようにして 1970 年頃に、ドイツ人とアメリカ人研究者らによって浮上磁場領域の構造が見いだされたのだ。
もう一つの方法がアーチフィラメントの視線速度をダイレクトに測定する方法である。
高分散分光器を利用してＨα 線領域のスペクトルを撮影し、アーチフィラメントの各部分でのドップラー変位したＨα 線の波長と本来のＨα 線の波長のずれを調べるというものである。我々は、今回、観測はこの方法を利用したのであった 。
3. 洛東高校の観測2010 年８月 16 日から 20 日にかけて洛東高校の観測実習希望者９名は、花山天文台に５日間おじゃまして観測に励んだ。実に観測初日 16 日の午後、幸運にも浮上磁場領域を

図2

飛騨天文台 SMART の Hα画像

8 月 16 日 05h03m09s（UT）見つけることができた。分光観測中は、Ｈα左下の図は浮上磁場領域を拡大したもので、画像でスリット面にあたる太陽面をモニター

浮上磁場領域とスリット位置の関係を示す。

しているからであった。そこには、一本のアーチフィラメントがあった。そして、幸運は重なるものだ。そのアーチフィラメントがのびる方向とスリットの方向が完全に一致していたのだ（図 2）。
花山天文台の分光器のスリットは回転できない。そのため、観測対象がスリットとずれているときは、何カ所に分けて分光する必要がある。今回は本当に幸運で、大変教育的な画像が得られたと考えている（図 3）。
図32010 年 8 月 16 日 05h39m55s（UT）、太陽面の北西部に見られた浮上磁場領域のアーチフィラメントの Hα線スペクトル画像。左側が長波長域。中央より少し左にある非常に太い吸収線が Hα線である。
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4. 解析
観測では、きれいなアーチフィラメントのドップラーシフトしたスペクトル画像が得られた。しかし問題はその解析方法である。このアーチフィラメントの光学的厚みが十分厚い場合と薄い場合とで、扱いに注意を要する。
通常は、アーチフィラメントのスペクトルから静穏領域（バックグランド）のスペクトルをさっ引いて、更にバックグランドのスペクトルで割ったもの（コントラス輪郭）をモデル計算と比較して、アーチフィラメントのド

図 5

ップラー速度や光学的厚みを求めるのであるス

バックグラウンドのスペクトルトレーが、ここでは高校生にも理解できる簡単な方法で、如何にしてアーチフィラメントの速度場を求めるかについて、試行錯誤を繰り返した。
まず、アーチフィラメントの部分を図 4 のように 8 か所の領域に分けて、それぞれのスペクトルトル輪郭を求めて、バックグランドの線輪郭（図 5）を差し引いてみた。その結果が図 6 と図７である。
図 6、図 7 から判るように、アーチフィラ

図 6

アーチフィラメントの端（赤方変位領メントの端が赤方偏移、中心部分が青方変移域）のスペクトルトレースとバックグラウンしていることは判るが、コントラスト輪郭のドのスペクトルトレースの引き算で得られた作成やモデル計算など、これ以上の数値的なもの。線①の部分は大きく赤方変移している。

解析は高校生の範囲を超えるので、私たちは次のような工夫をした。

図 7

アーチフィラメントの中央でのスペク対象のスペクトル画像をマカリでバットルトレースとの引き算。図５と比較するとクグラウンド、ドップラー変位をしている領

一番暗い部分（Ｈα線のドップラー成分）は図 4

域を切り出しスペクトルトレースに変換する。 明らかにブルーシフトしている。
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図 8

■ 報

マカリを利用して座標を調べた。十文字が座標を調べた箇所。

告 ■

図 10

生徒が描いたアーチフィラメントの速度場

それは、ドップラーシフトした Hα 線の輪郭

上昇流はアーチフィラメントの膨張を、下の座標を読み取り、そこから吸収線のずれを降流はガスの重力運動を意味している。その測定しようというものである。これは、生徒様子を生徒達がイラストにしたのが図 10 でとの相談で考え、実際の測定はもちろん生徒ある。このイラストを含めて生徒達は今度のたちが行った。

日本天文学会ジュニアセッションで発表する

座標を読み取るソフトは、国立天文台提供予定であったが、東日本大震災で天文学会春のマカリである。このソフトは、天文学者がの年会が中止になり発表はできなかった。他

よく利用している FITS という形式の画像をでの発表を通じて、自分たちで観測し、自分PC 上で処理するのに開発された、大変すぐれたちで解析をし、報告書を作成し、プレゼンたものであり、重宝している。

をした生徒達は大きな充実感・達成感をもっ結果として、アーチフィラメントの中央はた。さらに太陽面の活動が活発になってきておよそ 10km/s の上昇流、黒点側のフィラメいる今年は、どのような現象が観測できるだ

ント両端は 30km/s の下降流であることと、ろうか。楽しみである。

アーチフィラメントの長さが 2 万 km ということもわかった。この値は、1970 年代に研究者によって求められたものとたいへん良く一致している（図 9）。

追 記

この研究は 2010 年 11 月に開催された近畿支部集会で報告した。
文 献[1]西村昌能2006「連載います【６】こんな授業やって文系でも天体物理学？

第 18 巻 4

系にも天体物理学！」天文教育号

2006 年 7 月号

[2]西村昌能文

p8-12

2008「洛東高校－花山天文台生徒実習」あすとろん
2008 年 3 月 8 日

vol.2

p12-16

NPO 法人花山星空ネッ

トワーク
図 9

スペクトルの輪郭から求めたアーチフィラメントの速度場[3]柴田一成，大山真満

写真集

太陽p22

裳華房

2004

な恒星の最新像
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身近