活動性を示す恒星の観測と今後への期待
本田 敏志（兵庫県立大学 西はりま天文台)

天体・天文物理若手の会 夏の学校 2020.08.24-27.

兵庫県立大学 天文科学センター
西はりま天文台口径2m (なゆた)
国内2番目の可視赤外望遠鏡• 大学附属の天文台• 公開天文台（活発なアウトリーチ活動も）• じっくり天文学に没頭できる環境？
望遠鏡は比較的自由に使える。
Ph.D.を持つスタッフ12名、学生9名。

佐用町• ナスミス焦点• 可視分光器 (MALLS)• アイピース• カセグレン焦点• 近赤外3色(J,H,K)撮像 (NIC)• 可視撮像分光 (WFGS2)
共同利用観測も行っている、興味のある方は以下参照
http://www.nhao.jp

恒星の観測（可視光）• 恒星は宇宙を構成する基本的な天体。
• 基本的には点光源の観測。
• 主に測光（明るさ）、分光（色）観測。
• その他、位置測定（アストロメトリ）や偏光観測など• 観測できるのは主に光球面からの光だが、彩層やコロナ、円盤や質量放出の観測も増えつつある。
• 進化していく様子を観測するのは難しい。

• 対象となる天体は「星の数」ほどある。
• あらゆる恒星が観測されている。

アークトゥルス（赤色巨星）

スピカ（青色巨星 連星）

HR図：天文学辞典より恒星の観測で得られる情報• 星の温度、光度、（質量）• 化学組成（大気組成）、自転、空間運動• 内部構造（対流層）も多少わかる？
• モデルと比較して星の進化を検証• 中心部での核反応エネルギーと輻射輸送• 重力と圧力が釣り合っている静水圧平衡なガス球• 誕生した時の質量によって一生が決まる。
星の誕生から最期まで、進化の様子はほぼ明らかになっている。
もはや星の研究のための観測は不要！？

星の観測から惑星や銀河の研究へ• 近年は恒星をプローブとして、主に銀河や惑星の研究を目的とした観測が多く行われている• 空間分布や運動 ＝＞ 銀河系の構造や形成史• トランジットや視線速度変化の観測＝＞ 系外惑星の探査• 大気組成 ＝＞ 銀河の化学進化、元素合成
http://pics-about.space/

GAIA衛星による観測• 10億以上の星について年周視差を測定• 恒星の分布や運動から銀河系の構造を探る• 宇宙のスケールを測る距
離はしごのベースとなる部分の精度が上がった。
• より精度の高いHR図が得られた。
• 距離測定により、星の光度が得られる。

e.g., Belokurov et al. 2018

ESA

Kepler 宇宙望遠鏡• 系外惑星探査を目的としトランジットの観測を行う• 特定の領域の恒星（10万以上）を高時間分解能（～30分）、高精度（～mmag）で観測• 地上観測では実現不可能な観測• 惑星研究のブレイクスルー• 恒星研究にも多大な影響• 変光星の研究や星震学の発展• 分光によるフォローアップ観測も必要• より明るいものをターゲットにした次世代機（TESS）につながった。

（C）NASA

恒星の大気組成• 恒星大気の組成は、基本的に誕生時の星間ガスの成分を保持している。
• 進化の進んだ星（AGB星など）の場合、内部で合成された元素が対流で表面までくみ上げられることがある。
• 連星系に属している場合、進化した主星の質量放出が加わることがある。
↓• 元素合成の結果や、初期宇宙の様子を探る手掛かりになる。
金属量の少ない星は、宇宙初期、銀河系形成初期の情報を含む

Credit: Karin Lind, Davide De Martin.

分光サーベイ• 銀河系の化学進化を探るため、古い星（金属欠乏星）の分光サーベイ観測が行われている。
• SDSS（APOGEE）、LAMOST• 様々な元素の吸収線を測定するためには、波長分解能の高い分光観測が必要となる。
• 分散が高くなると、1素子あたりの光は弱くなる。
• 時間分解能は上げられない。
• 多天体同時観測も難しくなってくる。

• 低分散分光 → 大口径望遠鏡
での高分散分光[Fe/H]=-4.2c.f., 岩崎さんの講演

銀河の化学進化と金属欠乏星の化学組成
Mg
α元素

SN II

[Fe/H] < -2.5 でEuのばらつきがMgと比べて大きい。

SN Ia

銀河系内でのガス組成が均一になっていないことを反映。
EuはMgより稀なイベントで合成される。α元素とrプロセス元素に相関は見られない。
Eu[Fe/H] = ~-3の星でもEuが検出されている。

rプロセス元素

Euを合成するイベントはMgを合成するSNeIIとは無関係でかなり古い時代から起こっている。
（中性子星合体）
IMF, SFRへの制限
Sneden et al. 2008

←古い時代の星

太陽恒星のリチウム組成とビッグバン元素合成
ビッグバン元素合成の標準理論と観測値の比較

10～100憶分の1の精度で一致
バリオン比が大きくなるとD,3He→4He反応が進む。
低金属な銀河のHII領域（不定性大）QSOの観測など

星の観測などΩbh2=0.021±0.002
Ωbh2=0.0224±0.0009
WMAP

リチウムの観測が合わない
Lithium problem
Kirkman et al. 2003

不一致は恒星のリチウム組成の観測に問題があると考えられている。（恒星の大気モデルに不備？）

星の観測から惑星や銀河の研究へ• 近年は恒星をプローブとして、主に銀河や惑星の研究を目的とした観測が多く行われている• 空間分布や運動 ＝＞ 銀河系の構造や形成史• トランジットや視線速度変化の観測＝＞ 系外惑星の探査• 大気組成 ＝＞ 銀河の化学進化、元素合成• 星そのものは、大きく変化せず、十分理解していることが必要。
http://pics-about.space/恒星そのものの観測研究は十分か？
• 恒星の基本パラメータ（温度や進化段階、質量など）が分かればほぼ星の状態は分かる（と考えられている）。
• 主系列星は極めて安定で、人類の時間スケールでは大きく変化しないはず。
• 年齢の推定も難しい（年齢を知る必要もない？）。
• 低質量星は宇宙年齢を超えるので、一生の最後まで追えていない。

• 前主系列、超新星の観測は活発に進められている。
• これらの星は短い期間に変化を示す → 現象をとらえるのが難しい。

• 変光星の観測は今も多く行われている。
• 観測対象が多く、モニターが必要なため、観測は未だに不十分。

• 惑星の探査においては恒星による変動の切り分けが重要だった。
• 伴星や脈動、恒星の活動などによる微小な変光についての理解が必要。

太陽は変光星？

活動領域• 唯一分解して観測できる約50億歳のG2型主系列星• 表面での細かい様子やガスの動きなども直接観測ができ詳しくわかっている。
• 短いタイムスケールの観測は可能だが、長期（人類の歴史以上）の直接観測は無い。
• 観測は太陽表面で起こる現象が主なターゲット。
Solar Science Observatory, NAOJ

• 恒星の観測においてはほとんどが太陽との比較で始まる。

http://solarwww.mtk.nao.ac.jp/jp/gallery.html• 夜空の恒星は基本的には太陽と同じもの。
• ただし、太陽を点光源とした観測はできない。
• 惑星や似た星を代わりに観測• 11年周期の活動性やフレアと言った現象は、未だにその原因が解明されていない。
国立天文台/JAXA

太陽フレア• 太陽表面で起こる巨大な爆発現象• 黒点周辺の磁場エネルギーの開放によって起こると考えられている (c.f., Shibata & Magara 2011).
• Hα線, X線, 電波など様々な放射• 数分から数時間にも及ぶものがある。
• Total energy ~ 1029 - 1032erg• 巨大なフレアが起こると地球にも影響を与える。

Hinode / ISAS Soft X-ray (1keV)

フレアの発生メカニズムなど詳しいことは不明
太陽観測ではフレアを狙った観測が盛んにおこなわれている。

http://en.wikipedia.org/wiki/Solar_storm_of_1859

1859年のキャリントンフレア恒星フレア• フレアは様々なタイプの星でも起こることが知られている。
• 主に急激な増光（X線、可視、電波など）として観測される。典型的には数分から数時間の現象。
• 基本的には太陽フレアと同じモデルで説明できると考えられている。

• 自転の速いM型星などでは太陽で観測された最大フレアより巨大なスーパーフレアが観
c.f.,北古賀さん、岡本さんの講演測されている。

Hawley & Pettersen 1991

磁気リコネクションモデル

X線• M型星の一部、T タウリ型星, 近接連星系の星,などでは太陽の10～1000倍のフレア発生

自転の遅い太陽（型星）ではスーパーフレアは起こらない？

彩層HαMagara et al. 1996

太陽型星でのスーパーフレア• 太陽型星（F8-G8）でのスーパーフレアを発見• 若くなく、自転もゆっくりな単独星• たった9例で検出手法も様々
Shaefer らの認識

• 太陽型星でスーパーフレアを起こすには、少なくともホットジュピターが必要。
• 太陽では起こらない。
• 実際太陽でスーパーフレアが起こった証
拠はない。
理論的には太陽でも起こる。(c.f., Shibata et al. 2013)
これを観測したい！（by 柴田一成さん＠京大）

Shaefer et al. (2000)

太陽型星のスーパーフレアを捉えるには• 太陽の数百倍のフレアが起こったとしても、星の場合全体の明るさの増光は数パーセントにすぎない。
＝＞きわめて高精度の測光• 短時間での増光と減光を追う必要がある。
＝＞時間分解能が高い連続観測
フレアを頻繁に起こすことが知られている、M型星などはフレアを狙った観測はいくつも行われていたが、観測期間中にフレアが起こらなかったり空振りに終わることも多く、本当に起こるかどうかもわからない太陽型星でのフレアを狙った観測はかなり難しい。

そのような目的に使えるデータが公開される。
＝＞ KeplerKeplerのデータを使ったフレアサーチ• 太陽型星8万個以上についてライトカーブを調査• 急激な増光とゆっくり元の明るさにもどる現象をピックアップ• 装置によるノイズや別天体の影響を受けたものを排除• 処理のパイプラインや2次元画像も確認• 大変手間のかかる作業だが、学生（学部生）が力を発揮

太陽型星でのスーパーフレアを大量に発見
スーパーフレアの光度曲線 ↓Total energy~ 1035erg

5h• 最初の120日分のデータから、365個のスーパーフレアを148個の星で発見。
Maehara et al. 2012

1.5%10days• さらに500日分のデータで1547個のスーパーフレアを279個の星で発見。
Shibayama et al. 2013

Maehara et al. (2012)

統計的な研究が可能になった。

太陽最大フレアの10～10^4倍のエネルギー
これらの星でホットジュピターも見つからず

フレアの頻度とフレアのエネルギー
フレアの規模と頻度には関係がある

Maehara et al. (2015)

太陽での最大フレア

Superflares on Sun-like stars(P>10d, Teff=5600-6000K)~ 1 in 800 years~ 1 in 5000 years

スーパーフレアは数千年に1回？
~ 1 in 100 yearsスーパーフレアを起こした星の特徴は？

スーパーフレア星想像図
Maehara et al. (2012)

Credit: University of Colorado/Laboratory
for Atmospheric and Space Physics
Greg Kopp

太陽の場合0.01～0.1%• 多くのフレア星で準周期的な明るさ変動が見られる 0.1～10%
Notsu et al. (2013)＝＞ 巨大黒点が自転で見え隠れしている。
変動の振幅 ≈ 黒点サイズ （ → フレアの規模）
c.f., Mehara et al. 2015, Namekata et al. 2019

スーパーフレアを起こした星の分光観測• 連星に属しているのではないか？
• 本当に太陽型星か？
• 高い活動性を示すのか？
• 自転速度の速い星なのか？
• 若い星なのか？
• 何か太陽と違う特徴はあるか？

→ 視線速度変化→ 大気パラメータの見積もり→ 彩層輝線の観測→ 吸収線の広がり→ リチウム組成→ 広い波長域の吸収線を確認

Keplerの測光データだけではわからない→高分散分光観測で調べるすばる/HDSでの観測• 比較的明るい星をピックアップ• 2011～2013年 計6夜• λ：6100- 8800Å（Hα、Caの彩層輝線を含む波長域）• R（λ/Δλ） ～ 50,000-100,000• 50個のスーパーフレア星を観測• 34個で太陽型単独星を確認↑↑
2つの星の成分

Notsu et al. 2015aスーパーフレア星の彩層輝線吸収線が輝線で埋まって浅くなって見えている↓

スーパーフレア星

活動領域

強度
太陽類似星

波長 [nm]

Ca輝線は活動性の指標
Ca II 線で見た太陽(BigBear Solar Observatory データ)

• 太陽より高い活動性を示す

輝線の強度• 活動性は黒点サイズと相関がある

強度
波長 [nm]Notsu et al. 2015b

太陽

明るさの振幅（黒点サイズ） 大→自転速度の見積もり
吸収線の広がり
から
得ら
れた
自転速度

測光による見積もり

分光による見積もり

自転速度

強度

大

明るさの変化明
自転速度 るさ小の変化

強度

Km/s
光度変化から得られた自転速度

大多数は自転速度10km/s以下
Notsu et al. 2015b

見かけの軌道傾斜角が低い星

波長[nm]15日

日付(日)

波長[nm]

太陽(2km/s)

フレア

フレア

15日
日付(日)

リチウム組成と星の年齢

おそらく若い星Nogami et al. 2014

Skumanich 1972

リチウム組成
リ
チ
ウ
ム
組
成

自転速度

Ca輝線（活動性）

太陽類似星

太陽

Honda et al. 2015

（自転速度）• リチウムは壊されやすいので年齢と共に減少する傾向（リチウムの多い星は若い星）。
←若い星

年齢

↑太陽

• 比較的若い星も含まれているが、そうでない星も多数存在する。
• スペクトルを見る限り太陽とそっくり。

スーパーフレアを起こした星の分光観測• 連星に属しているのではないか？ No → 視線速度変化
Yes→ 大気パラメータの見積もり• 本当に太陽型星か？
Yes→ 彩層輝線の観測• 高い活動性を示すのか？
No → 吸収線の広がり• 自転速度の速い星なのか？
No → リチウム組成• 若い星なのか？
• 何か太陽と違う特徴はあるか？ No → 広い波長域の吸収線を確認
Keplerの測光データだけではわからない→高分散分光観測で調べる

高い活動性を示すこと以外に太陽との違いが見られない星も存在する。
→ 太陽がスーパーフレアを起こす可能性を否定できない。
GAIAのデータなども用いてデータを追加し、さらに検証を進めたが結論は変わらず。 c.f., Notsu et al. 2019
Okamoto et al.
TESSやPLATOなど今後のサーベイ観測にも期待。

フレアそのものの連続分光観測
太陽フレアの分光観測ではHα線の赤い波長側で非対称性が見られる。

フレア星（AD Leo）のHβ線の観測
高速の質量放出？

Ichimoto & Kurokawa 1984

彩層中での下向きの流れ？

フレア中の詳細なスペクトルはあまりない。

et al. 2006

なゆた/MALLSによる フレア星の中分散分光• 西はりま天文台の2m望遠鏡＋分光器• EV Lac：M4.5eV, 単独フレア星• フレアの頻度 : 0.094[events/hours]（Schmidt et al. 2012 ）• 波長分解能 (R) ~ 10,000 @6500A• 観測波長域 : 6350 – 6800A• 観測期間 : 2015.7.31 – 12.25 (22夜)• 露出時間 : 3-5 分 (x 5-10)• 連続分光観測 （4 – 8 時間）• 8/15, 8/26, 10/2, 10/3, 10/15, 10/16, 10/23• 合計 ~850 flames
こんな贅沢な観測をできるのが、自前の望遠鏡を持つ強み！

2mなゆた望遠鏡とMALLS分光器
4Hα32106400

6500

6600

6700

6800

Hα線等価幅の変化（１ヶ月間）

E.W. (Å)

10

8月15日

8月15日に強度が強くなりその後再び弱くなった。

88月26-27日

64

7月31日
8月1日

24222042230
JD-2415018.5 (Day)42240

8月15日は1夜の間に大きな変化があった。

2015.08.15のHα線等価幅の変化
6115E.W. (A)104

青い波長域に増加
392↓ノイズ?

8150

100150Elapsed time (min)

フレアによると思われるHα線の増加が見られた。

200

6550

約20分間の間に2Å等価幅が増加

6560

数 100 km/s ?

6570

Impulsive

6E.W. (A)

Decay stage

84

Impulsive stage

50

時間100150Elapsed time (min)2002← フレアの成分を見るために最もHαの弱いときを基準にして、差分スペクトルを並べたもの。

0

青い波長の増加はフレア開始から見られ、フレアの立ち上がりでやや赤い波長に吸収が見られる。
6555

6560
6565
Wavelength(A)6570

何か吸収するものがある？

Cool post-flare loops ?
数十kmで落ち込む吸収体が存在する？

0.62-1
3-1
4-1
5-1
6-1
7-1

0.4

ポストフレアループの吸収か？
（太陽で見られるフレア後期に発生するループ状のプロミネンス）

0.2
0https://solarscience.msfc.nasa.gov/loops.shtml

冷たくなったプラズマが、磁気ループに沿って重力により流れ落ちている（速度は数10-100km/s）。

-0.2
-200

-100

0Velocity(km/s)

100200観測前のフレアのものが残っていた？

フレアの分光観測• 頻繁にフレアを起こしている星を選べばフレアそのものを捉える分光観測できる。
• 高い波長分解能で観測できれば、フレアに伴うガスの運動などの理解につながる。
• フレアのエネルギーなどを見積もるには、測光や他波長との同時観測が必要。
• 多波長同時モニター観測が行われている。
• Namekata et al. 2020 ADLeo• Maehara et al. YZCMi• 惑星への影響などが注目されている。
Namekata et al. 2020

今後のフレア星観測• 太陽観測との直接比較が重要になってくる。
• 空間、時間分解した太陽スペクトルを足し合わせて再現できるか？
• 太陽観測で、恒星観測を意識したものが必要。
• 太陽型星のモニター観測• Zeeman効果を用いた磁場測定• ドップラーイメージの観測• 高分散分光 ＋ 高S/N ＋ 偏光 ＋ 多波長 ＋ モニター観測

Strassmeier 2003

まとめ
• 近年では恒星そのものの研究を主な目的とした観測よりも、プローブとした観測が多い。
• 恒星観測データの蓄積や精度の向上により、これまで問題にならなかったようなことも見えてきた。
• 恒星は宇宙の研究にとって基本的な天体で重要だが実はまだ観測も不十分な部分がある。
• 太陽の観測と比較するにはまだ不十分。
• 太陽の観測データも恒星の研究には不十分。

• 均質な良いデータが公開されれば様々な研究が可能。

恒星の観測もまだ続ける必要がある。