SAG: Stars and Galaxies Vol.2, id.4 , 2019 December 27
c 2019. Center for Astronomy, University of Hyogo.
⃝

活動領域スピキュールの物理量の推定
吉塚 弘康 1 , 野澤 恵 1 , 北井 礼三郎 2 , 上野 悟 3 , 大辻 賢一 31

茨城大学理学部
2
立命館大学
3
京都大学飛騨天文台

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region
Hiromichi YOSHIZUKA 1 , Satoshi N OZAWA 1 , Reizaburo K ITAI 2 , Satoru U ENO 3 , Kenichi OTSUJI 31

Ibaraki University, College of Science, 2-1-1, Bunkyo, Mito, Ibaraki, Japan, 310-8512
2
Ritsumeikan University, 56-1, Toji-in Kitamachi, Kita-ku, Kyoto, Japan, 603-8577
3
Hida Observatory, Kyoto University, Kurabashira, Kamitakara, Takayama, Gifu, Japan, 506-1314
hiro19sol@gmail.com,satoshi.nozawa.i@vc.ibaraki.ac.jp(Received 2019 October 11; Accepted 2019 December 11)

概要2018 年 5 月 10 日に太陽表面上の活動領域NOAA12709 付近に対し，京都大学飛騨天文台の水平分光器を用いて分光観測を行った．取得した分光データを用いて，クラウドモデルから微細な噴出現象であるスピキュールの先端のドップラー速度および光学的厚さの時間変化などの物理量を導出した．その結果，最大の長さと高度には，最大速度との間に正の相関がみられ，これは低高度での急激な圧力の上昇によりスピキュールが発生するという衝撃駆動モデルで説明可能である．加えて，活動領域付近のスピキュールの寿命は静穏領域のそれより短く，傾斜角を変えながら発達または衰退した．また，スピキュールが曲った道筋となることを示し，光学的厚さが時間とともに増加するという結果も得た．この光学的厚さの時間変化を理解するためには，スピキュール内でのガスの流れの構造を捉える解析が，今後必要である．
Abstract
We spectroscopically observed a solar active region NOAA12709 on the Domeless Solar Telescope at Hida
Observatory of Kyoto University. We could detect several spicules in our data which show jet-like dynamic features.
Using the acquired spectral data, physical quantities such as the time change of Doppler velocities and optical
thicknesses at the tips of the spicules were derived from the cloud model. As a result, a positive correlation was
found among the maximum length, height and the maximum speed. This could be obtained by a jet-like model thatthe spicules were generated by a rapid increase in pressure at low altitude. The lifetime of the spicules near theactive region was shorter than that of the quiet region, and the spiclues developed or declined while changing theinclination angle. Clear interpretation of the optical thickness increase will require further analysis to detect internal
structure of flow field of spicules which are grown along the curve.
Key words: Sun: Chromosphere — Sun: jet — Sun: plages
1. はじめにる一次元の流体計算を行い，プラージュ上のスピキュールの長さは静穏領域のそれより短く，観測できないことを示
スピキュールは太陽彩層の最も基本的な要素の1つであ 唆した．この衝撃駆動モデルはKudoh and Shibata(1999)やる．Michard(1974) のレビューによると，それらは非常に Suzuki and Inutsuka(2005)，Matsumoto and Shibata(2010) に薄い針状であるという形態上の特徴があり，急激な時間 よって拡張された．
変化を示し，太陽のリムで一様に観測される (Pasachoff et
最近の観測機器や画像処理技術の発達により，活動領域al．1968，2009；Shoji et al．2010)．しかし，以前の観測で 上のスピキュール(通常は「動的フィブリル」と呼ばれる)おは時空間分解能の限界のため，スピキュールの発達を完 よび，リムのスピキュールを詳細に解析することが可能と全に追跡し，それらの物理を理解することは困難だった なった．De Pontieu et al．(2004，2007a)では，プラージュ(Sterling 2000)．
上のスピキュールジェットを議論しており，リムの “タイ過去には磁場が比較的強いプラージュ領域上にはスピ プ - I”スピキュールと同じ特徴が見られた．さらに，これキュールが存在しないことが報告されていた．スピキュー らのスピキュールジェット(動的フィブリル) とリムのスピルは，プラージェット(網状組織の小さなプラージュ)，また キュールの間には密接な関係があることを報告しているはそれよりも大きなプラージュ領域の端にしか見られな (Christopoulou et al．2001；Hansteen et al．2006；De Pontieu
い (Zirin 1974)．静穏領域のスピキュールは Suematsu et al． et al．2007b；Rouppe van der Voort et al．2007；Zaqarashvili(1982)によって提唱された衝撃駆動モデルに基づいている et al． 2007)．加えて，Hα線にはプラージュ上の上部彩層として，Shibata and Suematsu(1982)では，鉛直上方に延び 振動を示す観測が多くある．これらの振動はスピキュー

2H. Yoshizuka et al.

Vol. 2ル構造内の周期的な流れに対応すると考えられている(De 3 右図は全ピクセルに対して Hα 線中心波長の強度を示し
Pontieu et al．2003)．De Pontieu et al．(2007a) もまた密な た画像である．縦軸，横軸は空間方向を示し，単位は秒角
プラージュ領域と NOAA AR 10813 の 2 つの小さな黒点を である．左図では，鉛直方向に，速度が 25 km s−1 以上の囲む薄いプラージュ領域との間のフィブリル特性の有意な ものまたは速度が−25 km s−1 以下のものは黒く見え，Fig.
差を報告した．また，Anan et al．(2010) では，プラージュ 3右図のHα線画像では見づらいスピキュールなどのジェッ上のスピキュールのダイナミクスを Hinode SOT を用いて トを見やすくすることができる．
解析し，実際にプラージュ上にスピキュールが存在するこ
3.2. スピキュールの同定とを示し，静穏領域のものより短いという結果を得た．しかしながら，スピキュールの鉛直方向の運動の時間変化，前節で述べた方法で作成した画像を動画にしてスピキ
光学的厚さの時間変化については研究が行われていない． ュールの同定を行った．そのうえで次のような条件のもとこの研究の目的は，活動領域付近のスピキュールの水 に同定を行った．
平方向，鉛直方向の運動の考察および，光学的厚さの時• 伸び縮みしている．
間変化を考察することを目的とする．
• 寿命が 100 秒以上 (連続する 8 枚以上の画像に写って以下，2 章では観測について，3 章では解析方法についいる)て，4章では水平方向，鉛直方向の物理量及び光学的厚さの結果について，5 章では議論 · まとめを述べる．
以上の2つの条件の下で目視によりスピキュールの両端と思われる場所の座標を記録する方法を用いた．
2. 観測
同定したスピキュールの一例が Fig. 4 である．Fig. 4 は
7:59 ごろから 8:03 ごろまでのスピキュールの 4 分間の時間
観測対象を Fig. 1 に示す．この観測対象に対して京都 変化を示した図である．赤のアスタリスクがスピキュー
大学飛騨天文台 ドームレス太陽望遠鏡 (Domeless Solar ルの両端を示している．(0)から(12)までの約3分間はスピTelescope : DST) の水平分光器を用いて，分光スリットを キュールが伸び，(13) から (19) までの約 1 分間は縮んでいスキャンさせる方式で２次元的にHα 線周辺の分光観測を る．このようにスピキュールが伸び縮みしていることが行なった．観測概要は Table. 1 に示す．
わかる．

3. 解析方法
本研究では，水平方向の長さ，速度，加速度，鉛直方向の高さ，速度，加速度，寿命，および光学的厚さを導出した．それぞれの導出方法を述べるにあたり，以後使用する表記と物理量を Table 2 に示す．
ただし，観測領域は太陽中央部から離れているが，解析を単純にするため，太陽面に対して経緯及び緯度の角度補正は行なわない．

3.1. 画像作成3.3.

水平方向の物理量

スピキュールの水平方向の長さ L はスピキュールの同定に用いた両端の座標を用いて推定する．スピキュールが直線的であると仮定し，先端と根元の座標をそれぞれ(x1 , y1 ), (x2 , y2 )，1秒角＝ 700 km とすると，長さ Lは，√
L = 700 {px(x2 − x1 )}2 + {py(y2 − y1 )}2(3)と表すことができる (ここで px, py は Pixel Resolution でSpatial sampling の about 0.37 秒角を用いる)．水平方向速度vh ，加速度ah は，長さLを1階微分，2階微分をすることにより求めた．式にすると，スピキュールを同定するために分光データから２次元画像(スペクトロヘリオグラム)を作成した．画像の作成方
dLvh =(4)法について述べる．
dt
観測において，Fig.2 のような分光プロファイルが各ピ
d2 Lクセルで取得される．縦軸が強度，横軸が波長 (Å) で
ah = 2 .
(5)
dt
ある．黒縦線が短波長側から順それぞれに Hα − 1.25Å，Hα − 0.5Å，Hα + 0.5Å，Hα + 1.25Å を示す．短波長側のである．ここで Fig.4 の例と同様，全てのスピキュール
青い横線が Hα − 1.25Å から Hα − 0.5Å の間の強度の平均 の根元の位置ずれは，ほとんど標準偏差一秒角以内に入値 (以後 bw) ，長波長側の青い横線が Hα + 1.25Å から ることを確認している．
Hα + 0.5Å の間の強度の平均値 (以後 rw) をそれぞれが示
3.4. 鉛直方向の物理量
す．Hα − 1.25Å から Hα − 0.5Å の間のピクセル数を Nbw ，
Hα + 1.25Å から Hα + 0.5Å の間のピクセル数を Nrw とす
鉛直速度 vv は，クラウドモデル ( Beckers, 1964 ) で導出
ると，bw，rw は，されるスピキュールの先端と判断した箇所のドップラーシフト量 ∆λ を用いて推定する．Beckers のクラウドモデ∫ Hα−0.5
ルでは，スピキュール中の源泉関数，光学的厚み，ドップ
1
bw =Iλ dλ(1) ラー幅，ドップラーシフト量を与えることで，観測される
Nbw Hα−1.25
プロファイルの形状を求めることができる．このクラウド∫ Hα+1.25
1
モデルを観測で得られたプロファイルにフィッティングすIλ dλrw =(2)
ることで，スピキュールの物理量を導出することが可能
Nrw Hα+0.5である．なお，フィッティングの際には各物理量の初期値とそれぞれ表すことができる．
は，先人らの研究から推定される典型的なスピキュール
bw，rw を全ピクセルで導出した後，bw，rw の平均値を の物理量を適用した．ドップラー速度の推定には，ドップ示したのがFig. 3左図(以後，add image)である．一方，Fig.

id. 4

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region

Fig. 1. Two Hα center images with the Solar Magnetic Activity Research Telescope ( SMART ) in Hida Observatory of Kyoto University on 2018 May
10. The right image is an enlargement of the region indicated by the red box on the left image. The analyzed area is shown by red line on the right Hαcenter image. The red thick arrow is scan direction.

Table 1. Observation summary

Targetnear NOAA12709

Date (JST)2018, May-11 7:45 - 8:10

CameraAVT Prosilica GE1650

Pixel number

1600 × 1200

Spatial sampling

about 0.37 Arcsec / pixel

Wavelength sampling

about 0.01 Å / pixel

Exposure timeSlit

0.02 sec
0.1 × 50 mm (0”.64 × 216” on the Sun)

Scan width

140”

Scan interval

about 0.44”

time scan cadence

about 12 sec

Spectral images in one scan

about 320 images

3

4

H. Yoshizuka et al.

Vol. 2

Table 2. Notation and physical quantities to be used afterwards.

NotationH

Physical quantities

Notation

Height [ km ]−1Physical quantities

LLength [ km ]vv

Vertical velocity [ km s−1 ]vhHorizontal velocity [ km sah

Horizontal acceleration [ km s−2 ]avVertical acceleration [ km s−2 ]px

Pixel Resolution of X axispyPixel Resolution of Y axis

[Arcsec pix−1][Arcsec pix−1 ]]τOptical thickness

λWavelength [Å]∆λDoppler shift [Å]cLight velocity [ km s−1 ]θInclination [ degree ]Fig. 2. Spectral profile. X axis indicates wavelength ( Å ). Y axis indicates intensity. Blue line of left and right indicate average intensity fromHα − 1.25Å to Hα − 0.5Å, average intensity from Hα + 0.5Å to Hα + 1.25Å, respectively. Each black vertical line indicate the wavelengths
Hα − 1.25Å, Hα − 0.5Å, Hα + 0.5Å, Hα + 1.25Å, respectively.

id. 4

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region

5Fig. 3. Left : Add image. Right : Hα center image. Horizontal and vertical axis in unit of arcsec.

ラーシフト量∆λと観測波長λ，光速度cを用いる．ドップ
ラー速度 vD は鉛直速度 vv と等しいとみなし，∆λ(6)λと表すことができる．
高さは，ドップラー速度をスピキュールが見え始めた時刻から水平方向の長さが最小となる時刻まで積分することにより求めた．ここで各時刻での高さ
H(t) は鉛直速度∫vv を用いて，H(t) = vv dt として導出される．推定される最大の高さHmax は，見え始めた時刻 ts ，最大の長さの時刻 tmax から，∫ tmaxHmax =vv dt(7)
vv = vD = ctsと表すことができる．そして加速度 av は導出された高さ H を 2 階微分することにより導出した．つまり，d2 Hdt2と表すことができる．
av =(8)3.5. 傾斜角
太陽面に対する傾斜角θ は，求めた鉛直方向の高さと水平方向の長さから三角関数の逆関数を使い，

θ = arctanH.
L(9)として求めた．ここでは，3-3 章で述べたように，スピキュールの根元は水平方向にほぼ不動であったので，根元の高さも変化していないとみなしている．

3.6. 光学的厚さ
光学的厚さ τ は3-4 章で述べたクラウドモデルフィッテ
ィングにより導出した．

4.

結果

6本のスピキュールを同定することができた．水平方向の最大の長さ( Lmax )の平均は 4271 km，最大速度( vh max) の平均は 90 km s−1 ，平均加速度 ( ah ) は −1.23 km s−2 ，鉛直方向の最大の高さ ( hmax ) の平均は 1821 km，最大速度 ( vv max ) の平均は 30.5 km s−1 ，平均加速度 ( av ) は−0.18 km s−2 ，平均寿命は 248 秒だった (Table. 3)．
Fig. 5は鉛直方向の高さ(H)と水平方向の長さ(L)の散布図であり，最初と最後をアスタリスクで示している．ここで，鉛直方向に延びるsp1,sp3,sp6 と，ある傾斜角で射出された sp2,sp4,sp5 と分けることができる．特に後者では直線や自由落下の運動でなく，傾斜角が時間とともに鉛直に近付き，立ち上がる構造となっている．
Fig. 6 はスピキュールの先端の光学的厚さ ( τ ) の時間変化を示した図であり，縦軸が光学的厚さ，横軸がスピキュールが発生してからの時間である．光学的厚さは，いずれのスピキュールでも時間とともに増加する傾向が見られることがわかる．

6H. Yoshizuka et al.

Vol. 2Fig. 4. One example of spicule we identified ( 7:59 - 8:03JST ). Horizontal and vertical axis indicate arcsec. Red asterisks indicate both ends of spicule.
(0) to (12) are extending. (12) to (19) are shrinking. The lifetime of this spicule is 252 seconds.

id. 4

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region

Fig. 5. Scatter plot of each spicule’s height vs. length. Arrows indicate velocity vectors for each observed points. The asterisk marks are indicated thestart and stop of observation.

7

8H. Yoshizuka et al.

Fig. 6. Time evolution of optical thickesses at the tips of all spicules. The dotted lines are the best-fitting lines.

Vol. 2

id. 4

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region

9Table 3. Summary of physical quantities of six spicules studied. Bottom two rows show the average value and standard deviation for each quantity.

Horizontal direction
Lmax

vh max( km )( km s

−1

sp1

5250

146

sp24909sp3

Hmax

vv max( km )( km s

−1

−0.25

1633

29

−0.11

371

89

−1.25

2354

22

−0.01

252

3702

89

−1.76

477

33

−0.42

199

sp4

3975

104

−1.77

1595

41

−0.38

146

sp5

4874

74

−0.91

4530

44

−0.07

371

sp6

2913

35

−1.42

339

14

−0.09

146

Avg.

4271

90

−1.23

1821

30.5

−0.18

248

S.D.

839

36.4

0.58

1530

11.4

0.17103

5. 議論 · まとめ
5.1. 寿命

Vertical directionah)( km s−2)

av)( km slifetime−2)(秒)

30 度より小さければ比較的速い速度を示すのに対し，30度より大きければ速い速度をほぼ示さない．このことは，Heggland et al.(2007) の傾斜角が大きくなるにつれ，スピキュールの最大速度が小さくなったというシミュレーションの結果を支持する結果となった．

本 研 究 で 同 定 し た ス ピ キュー ル の 平 均 寿 命 は 248 秒(Table. 3) であり，De Pontieu et al.(2007a) のプラージュに隣接するスピキュールの平均寿命が280秒という結果と近5.4. 光学的厚さい値になった．この値は，静穏領域のリムのスピキュールの寿命である 60 秒- 600 秒 (Lippincott，1957；Bray and
光学的厚さが時間とともに増加する理由は，いくつか
Loughhead，1974) の平均的な値より短い．このことは， 考えることができる．
Anan et al. (2010)でも確かめられたことであるが，今回の5.3で示したように，傾斜角が大きければ速度が遅いこ観測でも確認したことになる．以上のことから，活動領 とがわかった(Fig. 8)．また，時間とともに2本のスピキュー域に隣接するスピキュールは短命であると判断できる．
ル(sp3,sp6) を除き，傾斜角が大きくなった．以上の2 つのことから，もしスピキュールの上方だけ傾斜角が大きく5.2. 形状なり，下方は傾斜角が小さいままの構造をしていたとすShibata and Suematsu (1982) ではプラージュ上のスピキ れば，時間とともに先端の速度が遅くなり，後ろの速い
ュールの最大の長さは静音領域のそれより短いとされて ガスの塊が追いつくことにより，密度が大きくなり光学いた．本研究の観測でも鉛直方向の最大の高さ，水平方 的厚さが時間とともに増加したと考えられる．
向の最大の長さともに静音領域のリムのスピキュールの他にも，内部は上昇しているが先端付近が下降に転じ
長さ 6500 – 9500 km ( Beckers，1968, 1972 ) より短いとい たことで，水素ガスが濃縮することで光学的厚さが増加
う結果で，Shibata and Suematsu ( 1982 ) と一致した．
したと考えることもできるし，スピキュール全体の傾斜
Fig. 7 は最大の高さ (Hmax ) と最大の鉛直速度 ( vv max 角が大きくなることにより，実際に幾何学的に視線方向)の散布図である．ヒシ型が観測値，点線が観測値の近似 の厚みが増した，と考えることもできる．
直線である．またこの図に加え，Fig. 5から，観測のスピこのように様々に解釈することができるのは，スピキキュールは鉛直方向や一定方向に伸びているのではなく， ュールの内部の流れが未解明なためである．そのため，今発達中や衰退中に傾斜角を変えながら発達，衰退するこ 後スピキュール内部の流れを捉えることが課題である．とわかる．これはスピキュールの先端の軌跡が単純な直5.5. まとめ線でなく，曲っていることを示している．
Shibata and Suematsu (1982) の衝撃駆動説は一次元の計
本研究の観測では以下のことがわかった．
算のため，このような二次元の軌跡の変化には言及され(1) 活動領域付近のスピキュールを 6本同定した．ていなかった．しかし，近年は三次元のスピキュールの計(2) 活動領域付近のスピキュールの寿命(∼ 250 秒)は，静算として，Iijima and Yokoyama (2017)などがあり，スピキ穏領域のそれ (60 ∼ 600 秒) より短い．
ュールが回転によって傾斜角を変え得ることが示唆されて(3) 最大の長さ · 高さと最大速度との間に正の相関が見おり，今回の観測結果がこれと同じメカニズムで発生したられた．
(4) 傾斜角を変えながら発達·衰退し，先端は曲がった軌現象なのかどうか，更なる議論・検証が重要である．
跡を示す．
5.3. 傾斜角と速度(5) 光学的厚さが時間とともに増加した．
Fig. 8 は傾斜角 (θ) と速度 (vh , vv ) の絶対値の散布図で光学的厚さが時間とともに増加する傾向が見られたが，ある．黒線が傾斜角が 30 度であることを示す．傾斜角が これを解釈するためには，スピキュール内でのガスの流10H. Yoshizuka et al.

Vol. 2

Fig. 7. Scatter plot of spicule’s maximum horizontal length vs. maximum horizontal velocity (Left). Scatter plot of spicule’s maximum vertical heightvs. maximum vertical velocity (Right). White diamonds indicates the observed spicules in this work. The dotted lines are the best-fitting lines.

Fig. 8. Scatter plot of spicule’s inclination vs. absolute value of horizontal velocity (Left). Scatter plot of spicule’s inclination vs. absolution value ofvertical velocity (Right). Asterisks indicate observed values at all time of all spicules in this work. Horizontal lines indicate inclination equals 30 degrees.

id. 4

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region

れを捉えることが必要であると結論づけ，今後の課題を以下に示す．

(1) スピキュール内のガスの流れを理解する．
(2) 6 本のスピキュールのみで議論を行っているため，シーイングが良いときに観測をし，今後統計的な解析が必要である．
(3) スピキュールを自動検出できるようなコードを開発する．
今後，これらの3つの課題に取り組む必要があると考えられる．

acknowledgments
この研究は，京都大学飛騨天文台の共同利用の一般公募の一環として行われました．ここに飛騨天文台の皆様と，協力を頂いた方々へのご支援に感謝いたします．また
本研究は JSPS 科研費 17K00958 の助成を受けたものです．
この論文は吉塚の卒業論文を基に，投稿用に精査したものです．

References
Anan,T. et al. 2010，PASJ，62，871
Beckers, J. M. 1964, Ph.D. Thesis, University of Utrecht(AFCRLEnvironmental Research Paper, No.49)
Beckers,J.M.，1968，Sol.Phys.，3，367
Beckers, J. M. 1972, Annual Review of A & A, 10, 73
Bray,R. J.，Loughhead,R.E.，& Tappere,E.J.，1974，Sol. Phys.，39，323
Christopoulou, E. B., Georgakilas, A. A., & Koutchmy, S. 2001, Sol.
Phys., 199, 61De Pontieu, B., Erdélyi, R., & de Wijn, A. G. 2003, ApJL, 595, L63
De Pontieu, B., Erdélyi, R., & James, S. P. 2004, Nature, 430, 536
De Pontieu, B.，Hansteen,V.H.，Rouppe van der Voort,L.，vanNoort,M.，& Carlsson,M.，2007a，ApJ，655，624
De Pontieu, B., McIntosh, S., Hansteen, V. H., et al. 2007b, PASJ, 59,S655
Hansteen, V. H., De Pontieu, B., Rouppe van der Voort, L., et al. 2006,ApJL, 647, L73
Heggland,L.，De Pontieu,B.，& Hansteen,V.H. 2007，ApJ，666，1277
Iijima, H., & Yokoyama, T. 2017, ApJ, 848, 38
Kudoh, T., & Shibata, K. 1999, ApJ, 514, 493
Matsumoto, T., & Shibata, K. 2010, ApJ, 710, 1857
Michard, R., 1974, Chromospheric Fine Structure, 3Lippicott,T.，1957，Smithson.Contrib.Astrophys.，2，15
Pasachoff, J. M., Noyes, R. W., & Beckers, J. M. 1968, Sol.Phys., 5,131
Pasachoff, J. M., Jacobson, W. A., & Sterling, A. C. 2009, Sol.Phys.,
260, 59
Rouppe van der Voort, L. H. M., De Pontieu, B., Hansteen, V. H., etal. 2007, ApJL, 660, L169
Shibata,K.，and Suematsu,Y.，1982，Sol.Phys.，78，333
Shoji, M., Nishikawa, T., Kitai, R., et al. 2010, PASJ, 62, 927
Sterling, A. C. 2000, Sol.Phys., 196, 79
Suematsu, Y., Shibata, K., Nishikawa, T., et al. 1982, Sol.Phys., 75,99
Suzuki, T. K., & Inutsuka, S.-I., 2005, ApJL, 632, L49
Zaqarashvili, T. V., Khutsishvili, E., Kukhianidze, V., et al. 2007,A&A, 474, 627
Zirin, H. 1974, Chromospheric Fine Structure, 161

11