飛翔体観測による
���太陽大気波動の研究（国立天文台）�

プロローグ

プロミネンス

太陽面

ひので・可視光望遠鏡

日本の優れた技術

低散乱の光学系

太陽面より100倍暗いプロミネンスもはっきり見える
さらに、微細構造とその動きも判別可能��動画のメリットを活かすべき ！��

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プロローグ

プロミネンス太陽面

しかしながら・・・

ただの撮像には物理量の情報がない
通常、太陽観測では視線方向速度、磁場強度などを測る

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プロローグ

プロミネンス

太陽面（研究者）人生の選択

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プロローグ

プロミネンス

太陽面波の発見！
根気よく見てみると・・・

鉛直に振動する微細構造を発見 ！

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なぜ波が重要か ？ �→ �コロナ加熱問題
太陽大気コロナ�

なぜ波が重要か ？ �→ �コロナ加熱問題
太陽大気コロナ
100万度もある（1940年台から知られている）

なぜ熱いのかわからない（しかし、磁場が絡んでいることはわかる）

白色光

磁場強度

X線強度

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なぜ波が重要か ？ �→ �コロナ加熱問題
太陽大気コロナ
100万度もある（1940年台から知られている）

なぜ熱いのかわからない（しかし、磁場が絡んでいることはわかる）

ナノフレア加熱説

波動加熱説

これまでの望遠鏡では分解できなかった小さなフレア（ナノフレア）がエネルギー源となり、コロナに熱を供給している

太陽表面から無数に生えている磁力線が、太陽表面の対流などの運動により揺すられることで、エネルギーをコロナに運び、コロナで熱に変換する

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なぜ波が重要か ？ �→ �コロナ加熱問題
太陽大気コロナ100万度もある（1940年台から知られている）

なぜ熱いのかわからない（しかし、磁場が絡んでいることはわかる）

波動エネルギー

熱エネルギー

波動加熱説（ナノフレアよりも速い加熱が可能）（アルヴェン波なら高い所までエネルギーを運べる）

長年見つからなかった（ナノフレアの方が大事？）

しかし、ついに発見 ！

太陽表面から無数に生えている磁力線が、太陽表面の対流などの運動により揺すられることで、エネルギーをコロナに運び、コロナで熱に変換する�

動画から波動検出

太陽観測衛星「ひので」可視光望遠鏡（SOT）

プロミネンス
スピキュール太陽面（解釈）

微細構造の振動�＝ 磁場の振動（観測）

微細構造�＝ 磁力線

磁場を伝わる波【アルヴェン波の発見】
Okamoto et al. 2007, Science

�

波動の性質
波

なみ の はやさといえば位相速度・・・ しかし、わからず
理由： 全ての位置で振動が同期進行波であると仮定→

位相速度 > 1,050 km/s

さらに、数密度を 1010 cm-3 と仮定→

磁場強度 > 50 G
（コロナ震動学）

エネルギー輸送量→> 2x106 erg/cm2/s（静穏領域コロナの加熱 [105] には十分）

コロナ加熱は波で解決 ？
Okamoto et al. 2007, Science�

進行波と定在波波

なみ の はやさといえば位相速度
そうはいっても・・・・・・ しかし、わからず
理由： 全ての位置で振動が同期進行波か定在波か区別できない
進行波

コロナへエネルギーを運ぶ
定在波

波はどこかで反射し、コロナへ届いていない

進行波の検出が重要�

進行波の検出

将来の統計解析のための下準備

ひのでの 動画 から微細構造とその時間変化を 自動検出

コロナ元データ

太陽面から鉛直に生える
スピキュールを使用
スピキュール
太陽面ハイパスフィルタ
��＋検出結果

スピキュールを 89例
波動を 2,500例

検出

Okamoto & De Pontieu 2011, ApJ�

進行波とその統計的性質
上向き進行波の例
t = 0秒

波のくねりの位置を色点で表示

6.4秒

12.8秒

17.6秒

（秒角）

59％
上向き進行波上向き進行波定在波の例
t = 0秒

1.6秒

3.2秒

下向き進行波

20％

21％

定在波

下向き進行波4.8秒

定在波▶ エネルギーは上方へ輸送

上向き進行波Okamoto & De Pontieu 2011, ApJ�

今度こそコロナ加熱は解決か ？
波動の存在は確実
熱化する場合熱化

しかし、散逸しないと意味がない
熱化しない場合

熱化場所

波動の伝播
磁力線

太陽表面

太陽表面

アルヴェン波は散逸しにくく、エネルギー変換の仕組みがナゾ

波動散逸の検出が重要

�

波動の散逸
熱化場所

明らかにすべきポイント

熱化は本当に起こっているのか？

波動の伝播

その際、波動の振る舞いに何か特徴が見られるか？

磁力線
太陽表面

太陽観測衛星「IRIS」

太陽観測衛星「ひので」（多波長分光観測による）● 2次元面運動＋● 視線方向速度● 多温度観測

磁力線の 3次元的な動きを観測

散逸の現場に迫る�

ひので と IRISInterface Region Imaging Spectrograph (IRIS)

ペガサスロケットによる IRIS 打ち上げ

▶ NASA の Small Explorer Mission▶ 2013年6月27日打ち上げ▶ 太陽同期極軌道▶ 紫外線の分光観測▶ ひのでの観測を基に開発

�ひので−IRIS の共同観測
IRIS のスペクトル

ひので画像（4つのスリット位置）

1万 km

加熱を捉えた散逸の証拠を捉えた

プロミネンス
波長 0.1 nm （~ 100 km/s）

IRIS スリット位置
Okamoto et al. 2015, ApJ�

波動の散逸と加熱①

加熱を捉えた振動しながら動くプロミネンス微細構造（左図の一部を切り出した動画）
ひので画像（カルシウム線 1万度）

1万度
10万度
3,000 km

IRIS 画像（シリコン線 10万度）

1万度の構造が消え、10万度の構造が現れる

Okamoto et al. 2015, ApJ�

波動の散逸と加熱②散逸の証拠を捉えた

プロミネンスの微細構造の 3次元運動に着目

微細構造の上下運動と視線速度の関係

奇妙な振動パターンに着目

背景（黄色）＋緑点： ひのでによる 2次元運動ピンク点： IRIS�による視線速度

プロミネンスの微細構造の運動をシミュレーションで再現

Antolin et al. 2015, ApJ

Okamoto et al. 2015, ApJ�

波動の散逸と加熱②散逸の証拠を捉えた
共鳴吸収

表面に生じる流れ上下振動

乱流生成加熱プロミネンスの断面共鳴吸収とそれに伴う一連の現象を考慮すると、特異な速度パターン、及び加熱も含めて観測事実を全て説明できる

波動散逸の初の観測的証拠
Okamoto et al. 2015, ApJ

�

波動研究、この10年の進展

コロナ波動の散逸未発見
発見 ！

波動の伝播未発見
発見 ！

波動の生成

未発見

磁力線
太陽表面

三度、コロナ加熱は波で解決 ？

�

波動研究、この10年の進展��−��次の10年他の散逸過程は？

加熱率

それらの散逸量は？

波動の散逸

コロナ100万度に達しているか？

領域ごとの波動の性質

波動の伝播
磁力線
太陽表面

そのために必要なコト（カンタンそうなのに難しい）

波動の生成

空間、時間に占める波動の存在量

対流運動？
リコネクション？

▶ ひのでの性能を持った装置を維持▶ コロナ観測の空間分解能を上げる▶ 彩層・コロナの磁場を測る▶ 統計的にデータを処理する方法を考える�

残り 2分で・・・�

感謝【研究とは/研究者とはどうあるべきかを考える道標】

柴田一成氏

戸谷友則氏

常田佐久氏

京大教授

東大教授

宇宙研所長

（大学院指導教官）

元京大准教授

元国立天文台教授（受託先指導教官）

�

感謝【研究とは/研究者とはどうあるべきかを考える道標】
おかげで世界的に見てもかなりユニークな研究をするに至る

柴田一成氏

戸谷友則氏

常田佐久氏

京大教授

東大教授

宇宙研所長

（書類上指導教官）

元京大准教授

元国立天文台教授（受託先指導教官）

2010年 知床�

感謝
【ひのでを使った研究機会の提供】
衛星科学運用のコアメンバーに参入
ひのでの性能を正しく把握し、それを最大限活用した研究ができた

勝川行雄氏

清水敏文氏

常田佐久氏

国立天文台助教

宇宙研准教授

宇宙研所長
元国立天文台教授�

感謝【アウトリーチ活動への積極的関与】
一般講演はキレイな動画を作る大きな動機
プレゼンの質を高める身近な目標

高梨直紘氏

平松正顕氏

同期（東大）

同期（東大）

現・東大准教授

現・国立天文台助教（天文学普及プロジェクト「天プラ」代表）（天プラ副代表）

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