Transcript 花岡 庸一郎

白色光コロナの高S/N観測
花岡 庸一郎(国立天文台)
1. 太陽コロナとその現象
2. 日食で見えるコロナ
3. 我々の目指す観測
1. 太陽コロナとその現象
コロナとは

そもそも皆既日食で発見された
– たまたま月と太陽の視直径がほぼ同じ

外見的特徴
– 太陽表面より外側での物質の存在
– 筋状(ストリーマー、ループ)構造が卓越

実体は希薄な高温(>100万度)プラズマ
– 熱的放射はX線領域
太陽コロナと光
球(X線・可視
光) (ISAS)
1. 太陽コロナとその現象
コロナでは磁場が主役

磁場がエネルギーを担う世界
– プラズマは磁場に支配される
– コロナの特徴(高温、筋状構造)の理由
磁気ループの形状を示すコロナの観測と、
磁場ベクトルを示す光球の観測(TRACE及びMeudon天文台)
1. 太陽コロナとその現象
コロナ中のプラズマ現象：フレア
・フレアはコロナ磁場の起こすエネルギー解放現象
・磁気エネルギー蓄積による不安定性の成長と解放
彩層におけるフレア
movie(J. Werne)
コロナにおけるフレア
movie(TRACE衛星)
1. 太陽コロナとその現象
コロナ中のプラズマ現象：コロナの質量放出

コロナ中の磁気エネルギー解放により、コロ
ナ物質が太陽系空間へ放出される
SOHO/LASCOにより観測されたCoronal Mass Ejection
1. 太陽コロナとその現象
コロナ中のプラズマ現象：コロナループ
の振動現象

フレア等と関連したコロナループの振動は数多くと
らえられている
– 周期は数分程度など

Alfven波検出の報告もある(Tomczyk et al. 2007)
TRACE衛星による観測

コロナの研究は、太陽物理においても、プラズマ物
理においても、惑星間空間物理においても重要
1. 太陽コロナとその現象
科学的観測はスペースが主流
(X線、極端紫外線)

1990年代以降衛星によるデータが常時入手可
 いろいろな波長での観測が常時可能
– 温度によってコロナの異なる構造が見える
Fe IX 171Å(90万度)
Fe XII 195Å (120万度) Fe XV 284Å (250万度)
TRACE衛星によるコロナの紫外線輝線画像
1. 太陽コロナとその現象
X線・紫外線観測の盲点
いろいろな温度のコロナが見える ⇔ 全体を
見ることができない
 コロナ輝度はcolumn emission measureで決
まる(ne2l) ⇔ コロナ物質の量はわからない

衛星で見えるのは特定
の温度のコロナの量
2. 皆既日食で見えるコロナ
可視光コロナの成分
コロナ
– だいたい白色だが、3
つの成分からなる
– Kコロナ

太陽本体の光の電子
によるトムソン散乱光
– Eコロナ
 コロナ輝線
– Fコロナ
 ダストの散乱による連
続光、長波長側
輝度

太陽
本体
K
E
F
太陽表面
太陽中心からの距離
コロナの成分ごとの輝度分布
(現代の天文学「太陽」より)
2. 皆既日食で見えるコロナ
白色光コロナ(Kコロナ)
観測の意義
コロナ全体を見ることができるのが白色光
観測
 トムソン散乱はコロナの温度によらない

– コロナの明るさは電子数に比例する

コロナの明るさを測ればelectron column
density(nel)が、すなわちコロナの総物質量
(基本物理量)がわかる
– X線・紫外線観測と相補的
2. 皆既日食で見えるコロナ
白色光コロナ観測における日食の意義

日食外の白色光コロナ観測：コロナグラフ
– 太陽表面近くは見えない
– しかし重要な現象は表面近くで起こる

皆既日食は、太陽表面近くの白色光コロ
ナを観測する唯一の方法
– 皆既日食の白色光観測は今でも(むしろ以前
より)科学的価値を持つ
– 表面近くではKコロナの寄与が大きくFコロナ
は小さい
2. 皆既日食で見えるコロナ
参考：Eコロナとは？

フラッシュスペクトル
(皆既時のスリットレ
ススペクトル)
– コロナ輝線が見える
– 1940年代に高階電離
元素の禁制線である
ことが判明→コロナ
は希薄で高温(>100
万度)
Fe XIV 5303Å
(Green line)
Fe X 6374Å
(Red line)
(現代の天文学「太陽」より)

コロナ輝線のフィ
ルター画像の例
– 特にFe X
6374(約100万度)
は細いループ構
造が見える
– 現代の観測装置
であればちゃんと
した撮像で衛星
で観測しているよ
うな微細構造が
見えるか？(要高
感度)
Hanaoka et al. 1988
3. 我々の目指す観測
皆既日食の白色光データ

白色光観測の高S/Nデータは、衛星のデー
タ(最高分解能0.5”、詳細なループ構造)と
比較可能か？
3. 我々の目指す観測
2008年の日食の画像の例
小型望遠鏡と一眼レフカメラで撮影、約20枚を積分
簡単な撮影 (小型望遠鏡＋デジタル一眼レフ)に
よる画像がきわめて多くの情報を持っている
 すなわち高S/N観測が可能

– コロナの微細構造とコロナプラズマ量の関係を知るこ
とができる
– 複数の観測点が得られれば時間変化の観測も可能
(振動現象など)
– アマチュアでも可能な観測(較正データ取得は必要)

そこで我々はネットワーク観測を企画
– 晴天の観測点の確保と、多点観測によるコロナの追
跡
3. 我々の目指す観測
今回の日食：白色光コロナのネット
ワーク観測

鹿児島大学練習船航海

研究者による他の観測点でも白色光コロナ観
測を実施
– 中国、ツアー等

アマチュアにも参加呼びかけ
– 日食情報センター、国立天文台広報(検討中)か
ら
– 較正データも取ってもらう
3. 我々の目指す観測
かごしま丸船上での観測

小型望遠鏡1～3台＋カメラ2～4台の組み合わせ
– 経緯台でよいがバランスを取る
– 較正データを注意して取る

内部コロナは明るいので短い露出(1/500～
1/1000秒)も可(船が揺れてもよい)
– 実際のデータ取得は、何段階かの露出でひたすら撮
像する


コロナ輝度の広いダイナミックレンジをカバーするとともに、
積分によりS/Nを上げる
3名参加(実際のメンバーは京都大学から)
– ひとりはタイムキーパー・コマンダー？