2005(平成17)年度 （集録、pdf,11MB） - Department of Astronomy

平成十七年度
京都大学大学院理学研究科
宇宙物理学教室・附属天文台
合同発表会 集録
はじめに
京都大学大学院理学研究科・宇宙物理学教室及び附属天文台で
は，構成員の親睦と相互理解を促進する目的で，平成１５年度より
「合同研究発表会」と称し、構成員全員が自己紹介をかねて自分
の研究内容を発表するという行事を行っています．平成１７年度は
４月１８日に行われました。また、終了後は懇親会もなごやかに行
われました。多くの人にとって有意義な会となったのであれば世話
人としても嬉しい限りです。
この集録はその発表のプレゼンテーショ ンファイルや要約を収め
たものです．この集録が，教室・天文台構成員の間のより一層の
交流を促し，また，これから教室・天文台のメンバーになろうとする
人たちにとってのよきガイドとなることを希望します．最後に、この
発表会を成功させるためにご協力頂いた教室・天文台の皆様に感
謝致します．
平成１７年７月
合同研究発表会世話人
戸谷 友則
野上 大作
目次
• 太陽観測グループ
１
• 太陽・宇宙プラズマ研究グループ
１４
• 恒星観測グループ
２９
• 銀河・星間物質観測グループ
３５
• 理論グループ
５４
• 京都大学３ｍ新望遠鏡計画
６３
宇宙物理学教室・花山／飛騨天文台 研究発表会 プログラム
日：４月１８日(月)
場所：地下講義室
スケジュール
10:30-11:20
11:20-11:45
11:45-12:00
12:00-13:00
13:00-13:45
13:45-14:55
14:55-15:15
15:15-16:25
16:25-16:40
16:40-17:00
17:00-
発表会 I
理論
発表会 II 恒星
発表会 III 職員
昼食・コーヒーブレイク
発表会 IV 太陽
発表会 V
銀河・星間物質
コーヒーブレイク
発表会 VI 太陽・宇宙プラズマ
発表会 VII 新Ｍ１
コーヒーブレイク
岡山新望遠鏡計画について
19:00-
合同新歓コンパ＠天寅
(代表：戸谷)
(代表：野上)
(代表：黒河)
(代表：岩室)
(代表：柴田)
-------------------------------------------------------------・研究グループ単位(太陽、太陽・宇宙プラズマ、恒星、銀河・星間物質、
理論)で行なう。
・各グループの代表者が general introduction (10～15分)を行ない、
引き続き構成メンバーが各自の研究内容を3分/人程度で行なう。
その他、誰がどのような発表をするかは各グループで決める。
・発表用機材としてプロジェクターとＯＨＰを用意する。時間の節約の
ため、プロジェクターを使用する発表資料は各グループで
まとめて１台のノートパソコンに入れておくことを推奨する。
・職員は１９名で発表(自己紹介)は原則口頭のみ。
・新Ｍ１は１２名で発表(自己紹介)は原則口頭のみ。
-------------------------------------------------------------構成員リスト（五十音順、欠席者も含む）
(銀)安東 正隆
D2
(銀)飯野 将史
M2(休学)
(太)石井 貴子
学振PD
(理)稲垣 省五
(プ)Ibrahim Ahmed Ahmed D3
(恒)今田 明
D1
(恒)岩松 英俊
研修員
(銀)岩室 史英
(太)上野 悟
(プ)上原 一浩
D2
(恒)大久保 美智子 D3(休学)
(銀)太田 耕司
(プ)岡本 丈典
D1
(理)織田 岳志
D1
(恒)加藤 太一
(プ)釜中 愛美
M2
(銀)菅井
(理)鈴木
(銀)須藤
(銀)千田
(プ)高崎
(理)高橋
(理)田中
(プ)田沼
(太)Dun,
(理)戸谷
(銀)冨田
(太)永田
(銀)長田
(銀)永山
(プ)成影
(理)成本
肇
崇宏
淳
崇文
宏之
健太
陽平
俊一
J. P.
友則
良雄
伸一
哲也
貴宏
典之
拓郎
M2
M2
M2
D3
M2(休学)
M2
学振PD
機関研究員
教室研究員
D3
M2
(理)釜谷
(太)神尾
(銀)河合
(銀)木内
(プ)木暮
(太)北井
(銀)木村
(太)清原
(太)黒河
(太)高津
(理)小林
(太)斉藤
(プ)塩田
(プ)柴田
(プ)清水
(銀)下農
秀幸
精
篤史
学
宏光
礼三郎
仁彦
淳子
宏企
裕通
正和
祥行
大幸
一成
雅樹
淳司
D3
D4
D1
D3
D3
D3
D6
D1
M2
D2
M2
D1
(プ)西田 圭祐
M2
(恒)野上 大作
(プ)Patrick Antolin M1
(理)福江 翼
M2
(銀)舞原 俊憲
(プ)政田 洋平
D1
(銀)松田 有一
研究員
(銀)松本 剛
D6(休学)
(理)三井 晴可
M2
(プ)宮腰 剛広
機関研究員
(銀)村井 優香
M2
(太)森本 太郎
機関研究員
(理)山崎 達哉
研修員
(プ)Lars Heggland 研究員
(太)Liu, Yu
機関研究員
計 ６３名 (教員１６名、ＭＣ１５名、ＤＣ２１名、ＰＤ(研究員、
研修員を含む) １１名)
太陽
太陽・宇宙プラズマ
恒星
銀河
理論
１２名
１６名
５名
１８名
１２名
＋新Ｍ１ １２名
新井 将丈、河津 飛宏、川道 俊宏、久保田 香織、坂井 道成
佐谷 哲、塩田 了、長島 薫、西塚 直人、張替 謙一、松本 琢磨、
馬見塚 裕
----------------------------------------------------------------教員以外の職員リスト(50音順) １９名
教室：伊藤 典子、高橋 えいこ、中村 古都子、西山 隆子
天文台分室：上村 美智子、中岡 恵美
花山天文台：枝村 聡子、鴨部 麻衣、殿岡 英顕
飛騨天文台：石浦 清美、稲田 孝雄、井上 理恵、門田 三和子、木村剛一、
木村 広美、小森 裕之、仲谷 善一、福田 秀子
-----------------------------------------------------------------
太陽研究の
太陽研究の現状
20世紀
世紀において
世紀において太陽
において太陽で
太陽で起こっている様
こっている様々な現象についての
現象についての平均的
についての平均的な
平均的な構造についての
構造についての理解
についての理解
は大きく進展
きく進展したが
進展したが、
したが、それらの微細構造
それらの微細構造に
微細構造に潜む物理メカニズム
物理メカニズムの
メカニズムの空間的・
空間的・時間的な
時間的な真の変
動の実態については
実態については、
については、依然として
依然として不明
として不明な
不明な問題点が
問題点が多い。
光学観測に
線、γ線など、
光学観測に加えて、
えて、電波、
電波、極紫外、
極紫外、X線
など、太陽の
太陽の多波長観測の
多波長観測の分解能や
分解能や精度も
精度も
向上してきており
向上してきており、
してきており、太陽磁場活動の
太陽磁場活動の研究は
研究は、現在その
現在その核心
その核心に
核心に迫まりうる
まりうる最
うる最も面白い
面白い段階に
段階に
差しかかっているいう
しかかっているいうことができる
いるいうことができる。
ことができる。
光学観測から
光学観測から今何
から今何を
今何を知りたいか
（イ）コロナ加熱機構
コロナ加熱機構の
解明につながる項目
加熱機構の解明につながる
につながる項目
（ⅰ）粒状斑間の
粒状斑間の微細磁束管の
微細磁束管の構造・
構造・運動と
運動と進化の
進化の観測
（ⅱ）CaⅡ
ⅡK グレインと
グレインとＨαグレインの
グレインの構造と
構造と進化の
進化の観測
（ロ）Ｈα
）Ｈαスピキュールの
スピキュールの発生機構の
発生機構の解明につながる
解明につながる項目
につながる項目
（ⅰ）太陽縁における
太陽縁におけるＨ
におけるＨαスピキュールの
スピキュールの動的構造・
動的構造・進化の
進化の精密 観測
（ⅱ）彩層ネットワーク
彩層ネットワーク上
ネットワーク上のＨαダークモットゥル及
ダークモットゥル及び輝点の
輝点の動的構造・
動的構造・進化の
進化の精密観測
(ⅲ
ⅲ) 彩層ネットワーク
彩層ネットワーク上
ネットワーク上の微細磁束管の
微細磁束管の構造・
構造・運動と
運動と進化
（ハ）Ｈα
）Ｈαサージの
サージの発生機構の
発生機構の解明につながる
解明につながる項目
につながる項目
（ⅰ）磁気浮上領域（
）初期における
磁気浮上領域（EFR）
初期における、
における、浮上磁束管と
浮上磁束管と周辺磁場との
周辺磁場との相互作用
との相互作用と
相互作用と、サージ発生
サージ発生
の因果関係及びそれに
因果関係及びそれに伴
びそれに伴う三次元磁場構造の
三次元磁場構造の変化（
変化（リコネクッション過程
リコネクッション過程）
過程）の精密観測
（ⅱ）黒点外縁に
黒点外縁に現れる反対極性磁場
れる反対極性磁場の
反対極性磁場の進化と
進化と周辺磁場との
周辺磁場との相互作用
との相互作用、
相互作用、それに伴
それに伴うサージ発生
サージ発生
と三次元磁場構造の
三次元磁場構造の変化（
変化（リコネクッション過程
リコネクッション過程）
過程）の観測
（二）磁束管の
磁束管の浮上・
浮上・拡散・
拡散・再結合・
再結合・沈下過程の
沈下過程の解明につながる
解明につながる項目
につながる項目
（ⅰ）黒点暗部・
黒点暗部・半暗部の
半暗部の微細構造、
微細構造、三次元磁場・
三次元磁場・速度場の
速度場の進化の
進化の観測
（ⅱ）黒点群の
黒点群の固有運動と
固有運動と三次元双極磁場構造の
三次元双極磁場構造の進化の
進化の観測
（ホ）捩じれた磁束管
じれた磁束管の
磁束管の浮上過程と
浮上過程とフレア発生機構
フレア発生機構の
発生機構の解明につながる
解明につながる項目
につながる項目
（ⅰ）δ型黒点群及びそれに
型黒点群及びそれに類
する複合型黒点群の
固有運動と三次元磁場構造の
三次元磁場構造の進化の
進化の観測
びそれに類する複合型黒点群
複合型黒点群の固有運動と
（ⅱ）磁気中性線上の
磁気中性線上の磁気シア
磁気シア構造
シア構造の
構造の発達過程の
発達過程の観測
（ⅲ）活動領域における
活動領域における電流密度
における電流密度の
電流密度の分布とその
分布とその変動
とその変動の
変動の観測
（ⅳ）活動領域における
活動領域における磁気
における磁気ヘリシティー
磁気ヘリシティーの
ヘリシティーの分布とその
分布とその変動
とその変動の
変動の観測
（ｖ）Ｈα
（ｖ）Ｈαフィラメントの
フィラメントの形成・
形成・噴出過程の
噴出過程の観測
（ヘ）太陽磁場活動の
太陽磁場活動の周期的変動の
周期的変動のメカニズム
（ⅰ）太陽全面にわたる
太陽全面にわたる磁場
にわたる磁場・
磁場・速度場分布の
速度場分布の変動
（ⅱ）日震学による
日震学による内部診断
による内部診断
観測装置
（a）超高空間分解能（0.3 ” ～0.1”）+ 狭視野
Solar B
大口径地上望遠鏡＋Adaptive Optics ( La Palma1.0m, BBSO1.6m )
（b）高空間分解能（1 ”～0.3 ”）＋高分散分光 + フィルタ式単色像 ＋ 狭視野
飛騨Domeless Solar Telescope (DST), Sac Peak DST,
Tenerife VTT
（c）高空間分解能 （3”~1”）＋フィルタ式磁場・速度場測定 ＋ 狭視野
Huairouベクトル
ベクトル磁場望遠鏡
ベクトル磁場望遠鏡、
磁場望遠鏡、三鷹フレア
三鷹フレア望遠鏡
フレア望遠鏡、
望遠鏡
（ｄ）高空間分解能（2”~1”）+ 広視野＋長時間連続
SOHO MDI, TRACE
（ｆ）低空間分解能（5 ”～2 ”）＋ 太陽全面 ＋ 多波長同時撮像
飛騨 Flare Monitoring Telescope(FMT)
(g)高空間分解全面Ｈα像＋ベクトル磁場像 飛騨ＳＭＡＲＴ
飛騨ＳＭＡＲＴ
1
大学院理学研究科附属天文台の
大学院理学研究科附属天文台の太陽観測設備
飛騨天文台
ドームレス太望遠鏡
ドームレス太望遠鏡
(DST)
フレア監視望遠鏡
フレア監視望遠鏡
(FMT)
太陽磁場活動望遠鏡
(SMART)
花山天文台
太陽観測チーム：
太陽Ｈ
太陽Ｈα像望遠鏡
（イ）装置開発とデータ解析を主として
観測的研究をしている人
黒河宏企、北井礼三郎、上野悟、永田伸一、
石井貴子、森本太郎、高津裕通、神尾精、
清原淳子、斉藤祥行、Ｌｉｕ ＹＵ、 Ｄｕｎ Ｊ．Ｐ．
新Ｍ１の加入：２～３人 ？
（ロ）観測データ解析とシミュレーションを
主としている人
太陽分光望遠鏡
成影典之 、高崎 宏之、塩田大幸、 岡本 丈典、
他……………………. （太陽プラズマと協同）
2
飛騨SMART(Solar
Magnetic Activity Research Telescope)の
の現状
飛騨
とＨα単色像観測例
黒河宏企、
黒河宏企、北井礼三郎、
北井礼三郎、上野悟、
上野悟、永田伸一、
永田伸一、石浦清美、
石浦清美、木村剛一、
木村剛一、仲谷善一、
仲谷善一、石井貴子、
石井貴子、
森本太郎、
森本太郎、高津裕通、
高津裕通、神尾精、
神尾精、殿岡英顕、
殿岡英顕、他SMART 開発チーム
開発チーム（
チーム（京大理・
京大理・附属天文台）
附属天文台）
一本潔（
一本潔（国立天文台）
国立天文台）
Ⅰ．SMART の目指す
目指すサイエンス
（1）
） 捩じれた磁束管
じれた磁束管の
磁束管の浮上過程と
浮上過程とフレア発生機構
フレア発生機構の
発生機構の解明
（イ）すべての太陽活動領域
すべての太陽活動領域の
太陽活動領域の誕生から
誕生から
発達・
発達・崩壊過程を
崩壊過程を高分解能で
高分解能で追跡
捩れた磁束管構造
れた磁束管構造の
磁束管構造の発達、
発達、
浮上過程を
浮上過程を調べて、
べて、フレアエネルギーの
フレアエネルギーの
蓄積・
蓄積・解放引き
解放引き金機構を
金機構を解明。
解明。
（ロ）Ｈα
）Ｈαフレアや
フレアや紅炎爆発等の
紅炎爆発等の活動現象の
活動現象の
発生過程を
発生過程をその初期
その初期から
初期から高空間分解能
から高空間分解能
及び高時間分解能で
高時間分解能で撮像する
撮像する。
する。
活動現象の
活動現象のエネルギー蓄積
エネルギー蓄積・
蓄積・
引き金機構・
金機構・解放機構・
解放機構・
放出伝播機構を
放出伝播機構を解明する
解明する。
する。
（２）太陽全面にわたる
太陽全面にわたるﾍ
にわたるﾍﾞｸﾄﾙ磁場
ｸﾄﾙ磁場と
磁場とＨα活動現象の
活動現象の連続観測
太陽全体の
太陽全体の磁束管の
磁束管の浮上・
浮上・拡散・
拡散・再結合・
再結合・
惑星空間への
惑星空間への放出
への放出・
放出・内部への
内部への再沈下
への再沈下の
再沈下の周期的
活動の
活動の実態を
実態を解明
SMARTの
の概要
太陽全面像としては
太陽全面像としては世界最高分解能
としては世界最高分解能を
世界最高分解能を実現
太陽全面の
太陽全面の磁場構造の
磁場構造の変化と
変化と、
それに伴
それに伴って発生
って発生する
発生する活動現象
する活動現象を
活動現象を
高い分解能ですべて
分解能ですべて観測
観測する
ですべて観測する
4本
本の望遠鏡で
望遠鏡で構成
各望遠鏡の光路図については昨年度(16年度)収録参照
3
SMART T1
全体像望遠鏡
2004-Sep-15
SMART T3
部分像望遠鏡
の一部
太陽物理学グループ
太陽物理学グループ
理学研究科附属天文台／
理学研究科附属天文台／飛騨天文台
助手
上野 悟
【当面の最終的な大きな目標】
飛騨天文台/太陽磁場活動望遠鏡(SMART）を用いて、
太陽フレアを始めとする太陽地球間環境に影響を及ぼすような太陽活動現象の発
生と直接的に結び付くような太陽面上の物理量パラメータや条件の観測的検出。
黒点や浮上磁気フィラメントなどの太陽面磁気構造物の発生過程を、特に光球面
や光球面下の観測情報から解明。
ベクトル磁場の観測データはまだまだ誤差が大きい
（SoHO／MDIなどの 人工衛星のデータでさえも）
そこで、昨年のこの発表会で述べたように、誤差抑制のため、
様々な工夫をSMARTマグネトグラフの開発時に施した。
S.UeNo et al. 2004, SPIE vol.5492, pp.958-969
4
5
Name: Takako T. ISHII (石井 貴子)
Position: JSPS fellow (PD) at Kwasan Obs.
Major: Solar Physics (Observation)
Flare, Activity, Sunspot, Magnetic field
Recent works: SMART
Observation and Reduction
SMART Observation Log on Hida Web
観測ログ
サンプル画像
全生データムービー
Last Week Observation
6
位置合わせ済み
クイックルックムービー
ドームレス太陽望遠鏡
ドームレス太陽望遠鏡（ＤＳＴ）
太陽望遠鏡（ＤＳＴ）（
（ＤＳＴ）（京大飛騨天文台）
京大飛騨天文台）
高津裕通（こうづひろみち）
飛騨天文台 D6
飛騨天文台などの光学観測データを使って
「浮上磁場領域の対流構造を
局所相関追尾法を使って導出」などしてます。
やっと出ました。。。。詳しくは、
Kozu et al. PASJ, 57, 221, 2005
対流構造
Feature Tracking
粒状班を追え
or
Correlation Tracking
浮上磁束管
コロナ
彩層
光球
(Shibata)
光球で見える浮上磁束管
7
8
9
フレア監視望遠鏡
10
Magnetic Configuration and Non-potentiality of NOAA AR10486
Jin-ping Dun （金平
敦）
Kwasan and Hida Observatories, Kyoto University
NOAA 10486: 23 October – 4 November ,2003
X17 flare on 28 and X10 flare on 29, October
Data: TRACE 1600 Å Image, SOHO/MDI Magnetogram and Huairou Vector Magnetogram
Non-potentiality evolution and magnetic segments motion
Conclusion: New emergence flux caused the magnetic filed became high non-potentiality
almost two days before the eruption of two large X-class flares. Continuous emergence of new
flux caused the non-potentiality exceeded the threshold and trigger the strong X-class flares.
Selected Local Regions for NonNon-potential Parameters
Main results
(1) There were new magnetic flux emergences from 26 to 28. Strong non-potentiality were
formed along the main neutral lines two days before the large X-class flares.
(2) Continuous emergence of twisted magnetic flux ropes just before the flare eruption caused
the non-potentiality near the initial bright regions exceeded the threshold value and
trigger the large X-class flares.
(3) Just an observational evidence of the relationship between magnetic non-potentiality
evolution and large flares. More observational evidence and theoretical analysis are
needed.
11
斉藤 祥行
AR10030 Jul. 2002
2002年7月15日 SOHO/EIT
12
飛騨天文台次期計画
画像補償光学装置
北井礼三郎
ドームレス太陽望遠鏡
ドームレス太陽望遠鏡への
太陽望遠鏡への設置計画
への設置計画
・ 大気による
大気による画像
による画像の
画像の乱れをリアルタイム
れをリアルタイムに
リアルタイムに補償
・ 望遠鏡の
望遠鏡の理論的空間分解能で
理論的空間分解能で観測する
観測する。
する
基礎実験１
基礎実験１
観測画像取得と同時に、Shack-Hartmann法で
画像乱れを検出し、観測画像を補正する実験
ドームレス太陽望遠鏡画像補償光学装置
ドームレス太陽望遠鏡画像補償光学装置（
太陽望遠鏡画像補償光学装置（概念図）
概念図）
望遠鏡ビーム　F/53.7
SHWFS
波面補正パラレル
Collimator
Deformable Mirror
Beam Splitter
個々のサブアパーチュア内の
黒点の像の位置ズレが波面
の乱れに対応する。
基礎実験２
基礎実験２
小口径形状可変鏡によるリアルタイム波面補正実 （ドームレス太陽望遠鏡焦点部設置）
13
平 面 図
Re-imaging Mirror
断 面 図
プロセッサー
宇宙物理教室・天文台 研究発表会
2005年4月18日（月）
構成メンバー（卒業生）
柴田一成
花山天文台
磯部洋明
Ｄ３＝＞京大理博＝＞学振特別研究員
（PD)＠東大理地球惑星（横山）
• 森安聡嗣
Ｄ３＝＞気象庁（和歌山管区気象台）
構成メンバー（本日の発表順）
太陽・宇宙プラズマ物理学とは？
•
太陽・宇宙プラズマグループ
の年次報告：
２００４年4月ー2005年3月
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
清水雅樹（M２）
太陽理論
西田圭佑（M２）
太陽理論
釜中愛美（Ｍ2）
降着円盤理論 欠席
岡本丈典（D１）
太陽観測
政田洋平（D1)
天体MHD理論
太陽観測 4人
塩田大幸（Ｄ２：学振）
太陽理論・観測
上原一浩（Ｄ２）
宇宙ジェット理論 欠席 太陽理論 ６人
成影典之（Ｄ３：学振）
太陽観測
天体理論 ５人
高崎宏之（Ｄ３）
太陽観測・理論
木暮宏光（Ｄ３）
宇宙ジェット理論
Ibrahim, Ahmed （Ｄ３）
宇宙ジェット理論
Heggland, Lars (外国人研究員） 太陽理論
殿岡英顕（非常勤職員：花山） 太陽観測
宮腰剛広（ＰＤ：花山）
太陽理論
田沼俊一（ＰＤ：学振）
太陽理論
岡光男（PD：理学部リサーチフェロー：花山） 太陽フレア粒子加速理論
6月より（東大理地球惑星から）
•
研究対象（太陽物理、宇宙物理として）
–
–
–
–
–
–
–
•
基礎物理（プラズマ物理・流体力学として）
–
–
–
–
–
•
磁気リコネクション 田沼、木暮
粒子加速
高崎
磁気対流
宮腰
ダイナモ
一般相対論的ＭＨＤ
計算コード開発
–
–
２００４年度のトピックス １
太陽フレア・コロナ質量放出
西田、岡本、塩田、高崎、成影、田沼、（長島、松本）
浮上磁場
清水、宮腰
コロナ加熱、電磁流体波
（Antolin）、Heggland
原始星フレア・ジェット
上原、（川道）
降着円盤、宇宙ジェット
釜中、上原、木暮、Ibrahim、（馬見塚）
ガンマ線バースト、超強磁場中性子星（マグネター） 政田
銀河・星間物質ＭＨＤ、銀河団プラズマ
CIP法による３次元ＭＨＤコード開発
（木暮、上原、清水、ほか）、
CIP法による一般相対論的ＭＨＤコード
（木暮、上原、ほか）
２００４年９月ケンブリッジ訪問
学振日英共同研究 ２００３年４月より２年間
「太陽、恒星および降着円盤における非線形電磁プ
ラズマ活動現象の研究」
代表：柴田一成
2年目（最終年度）
• 英国側代表：Prof. N. O. Weiss
(Cambridge Univ.)
• 日本側分担者：松元（千葉大）、犬塚（京大物理）、
草野（広島大）、横山（東大）、野澤（茨城大）、田沼、
磯部、宮腰（京大花山）
Issac Newton Institute program “MHD in stellar interior”
•
ニュートンのりんごの木の末裔
Prof N. Weiss
14
２００４年度のトピックス ２
•
２００４年度のトピックス ３
国際会議MR2005開催
（2005年3月８日ー１０日 淡路島）
「Astrophysical Reconnection and
Particle Acceleration」
SOC/LOC chair 柴田
LOC 横山、田沼、宮腰、
磯部、塩田
•
磯部博士論文が Nature に
出版される
Isobe, Miyagoshi, Shibata,
Yokoyama
(2005) Nature, 434, 478-481
Filamentary structure on the
Sun from the magnetic
Rayleigh-Taylor instability
地球シミュレータ（世界最高速
計算機）で太陽浮上磁場の
フィラメント構造を再現する
3次元電磁流体シミュレー
ションに成功
Isobe et al. (2005) Nature 434,
478-481
2004年度のトピックス ４
•
•
•
•
•
•
15
学術創成研究費が採択される！
「宇宙天気予報の基礎研究」
代表：柴田 （名大太陽地球環境研の上出所長の
推薦により申請）
CAWSESプロジェクト推進
5年計画（２００５－２００９）
予算規模：約９０００万円/年
（京大、名大、国立天文台、東大、東工大、愛媛大
などの全日本チームによる共同研究）
京大分（飛騨天文台観測装置ほか）は
３０００万円弱/年
太陽活動は地球環境に様々な被害を
もたらす＝＞「宇宙天気予報」が必要
本研究計画概要
太陽エネルギー解放過程の研究
（地上観測（京大飛騨）、
国立天文台））
• 惑星間シンチレーション観測による太陽風モ
デルの構築
（太陽風電波観測（名大太陽地球環境研））
• リアルタイム観測と宇宙天気図モデリング
（磁気圏・電離圏・熱圏領域間結合（名大太陽地球環境研ほ
か））
• バーチャル観測所
（数値モデリング（多数の大学・研究所））
「宇宙天気予報の研究」より
•
NICT
SolarB(
擾乱の発生から障害まで
１） 太陽エネルギー解放過程の研究
２） ＩＰＳ観測による太陽風モデルの構築
４） バーチャル観測所
＝＞国際共同プロジェクト
３） リアルタイム観測と宇宙天気図モデリング
CAWSES
の一環
パンフレットより
CAWSES
CAWSES
Climate and Weather of
the Sun-Earth System
宇宙天気：
科学と応用
The New SCOSTEP Program for
2004-2008
Composite picture created at NOAA-NGDC by Dr. Peter Sloss from SKYLAB solar X-ray telescope picture by Naval Research
Laboratory and bathymetry and topography databases archived at NGDC.
2004年度の refereed papers
太陽・宇宙プラズマグループ
の主たる研究成果
２００４年度
（2004年4月ー2005年3月）
レフェリー論文 １５編
招待講演 １１回 （うち海外５回）
国際会議SOC/LOC/convener ６回
16
•
Magnetohydrodynamical Accretion Flows: Formation of Magnetic Tower Jet and
Subsequent Quasi-Steady State,
Kato, Y., Mineshige, S., Shibata, K.,
ApJ, 605, 307-320 (2004)
•
General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Collapsars,
Mizuno, Y., Yamada, S., Koide, S., and Shibata, K.,
ApJ, 606, 395-412 (2004)
•
X-ray Expanding Features Associated With Moreton Wave,
Narukage, N., Morimoto, T., Kadota, M., Kitai, R., Kurokawa, H., and Shibata, K.,
PASJ 56, L5-L8 (2004)
•
Downflow Motions Associated with Impulsive Nonthermal Emissions Observed
in the 2002 July 23 Solar Flare,
Asai, A., Yokoyama, T., Shimojo, M., and Shibata, K.,
ApJ Let., 605, L77-L80 (2004)
•
Filament Oscillations and Moreton Waves Associated with Eit Waves,
Okamoto, T. J., Nakai, H., Keiyama, A., Narukage, N., Ueno, S., Kitai, R., Kurokawa, H., and
Shibata, K.,
ApJ, 608, 1124-1132 (2004)
2004年度の refereed papers (続)
2004年度の refereed papers(続々)
•
Quasi-Periodic Inward Shock Formations in the System of a Black Hole and an Accretion
Disk and Application to Quasi-Periodic Oscillations in Galactic Black Hole Candidates,
Aoki, S., Koide, S., Kudoh, T., Nakayama, K., and Shibata, K.,
ApJ 610, 897-912 (2004)
•
Efficient Computation of Magneto-Hydrodynamic Phenomena in Astrophysics by CCUPMOCCT Method,
Ogata, Y., Yabe, T., Shibata, K., and Kudoh, T.,
International Journal of Computational Methods, (2004) 1, 221-225
•
Numerical Examination of the Stability of an Exact Two-Dimensional Solution for Flux PileUp Magnetic Reconnection,
Hirose, S., Litvinenko, Y. E., Tanuma, S., Shibata, K., Takahashi, M., Tanigawa, T., Sasaqui,
T., Noro, A., Uehara, K., Takahashi, K., Taniguchi, T., Terekhova, Y. A.,
ApJ, 610, 1107-1116 (2004)
•
General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Collapsars: Rotating Black
Hole Cases,
Mizuno, Y., Yamada, S., Koide, S., and Shibata, K.,
ApJ, 615, 389-401 (2004)
•
•
Flare Ribbon Expansion and Energy Release Rate,
Asai, A., Yokoyama, T., Shimojo, M., Masuda, S., Kurokawa, H., Shibata, K.,
ApJ 611, 557-567 (2004)
A Study of a Tiny Two Ribbon Flare Driven by Emerging Flux,
Sakajiri, T., Brooks, D. H., Yamamoto, T., Shiota, D.,
Isobe, H., Akiyama, S., Ueno, S., Kitai, R., and Shibata, K.,
ApJ, 616, 578-586 (2004)
•
A Quantitative Study of Homologous Flares on 2000 November 24,
Takasaki, H., Asai, A., Kiyohara, J., Shimojo, M., Terasawa, T., Takei, Y., and Shibata, K.,
ApJ, 613, 592-599 (2004)
•
The Acceleration Mechanism of Resistive Magnetohydrodynamic Jets Launched from
Accretion Disk,
Kuwabara, T., Shibata, K., Kudoh, T., and Matsumoto, R.
ApJ, 621, 921-931 (2005)
•
HI Jet G40-15 from a Rotating Cloud in the 4-kpc Molecular Ring: Magnetized Outflow and
Formation of a Dense Star Cluster,
Sofue, Y., Kudoh, T., Kawamura, A., Shibata, K., Fujimoto, M.,
PASJ, 56, 633-643 (2004)
•
Filamentary Structure on the Sun from the Magnetic Rayleigh-Taylor instability,
Isobe, H., Miyagoshi, T., Shibata, K., and Yokoyama, T.,
Nature, 434, 478-481 (2005)
2004.4.18@
2005年度へ向けての抱負
プロジェクトの推進
Solar B 計画の推進（2006年度打ち上げ）
Solar B science meeting
(Nov 8-11, 2005, 京都国際交流会館）
岡山３ｍ級望遠鏡計画の推進
個人的には magnetar の研究をしたい
長年の宿題（フレア理論のレビュー論文、
一般向けの太陽の本）を完成したい
オーロラが見える場所で国際会議を開きたい
教室
（学術創成研究ー宇宙天気予報の基礎研究）
• CAWSES
•
•
•
•
•
浮上磁場とフレア
清水雅樹、宮腰剛広
上原一浩、柴田一成 etc
オーロラを見たい
増田型フレア～磁気リコネクションの観測的証拠
フレアモデルからの示唆
・統一フレアモデル(Shibata et al. 1995)
磁気リコネクションの速さ(Vin)は、
１．プラズマ噴出の速度(Vout)
２．軟Ｘ線ループの上昇速度(Vloop)
３．硬Ｘ線源の高さ(⊿H)
に現れる
７例の増田型フレアを探し、
１、２、３を定量的に調べた
→ 相関は認められた
・増田フレア(Masuda et.al 1994)
軟Ｘ線ループの上空に硬Ｘ線源を伴う
硬Ｘ線源 → 磁気リコネクションを示唆
軟Ｘ線ループ
背景：軟Ｘ線像 等高線：硬Ｘ線像
17
浮上磁場の計算
Impulsive flareのMHDシミュ
レーション
西田圭佑
実線：磁力線、 背景：速度、密度分布（対流層[赤]からコロナ[青]）
Impulsive flareのMHDシミュレー
ション
太陽フレア
Masuda フレア
(Masuda et al., 1994)
カスプ型ループ
(Tsuneta et al. 1992)
•
•
太陽フレアとは多波長で急
激な増光が見られる現象
大きさ 10 cm、タイムス
ケール 10 s、解放される
エネルギー 10 erg
一般に磁気リコネクションが
最も重要な役割を果たして
いると考えられている
太陽フレアを継続時間で分
類:
8~10
2~4
29~32
•
LDEフレア
Impulsiveフレア
•
時間以上
– 1
: Long
Duration Events (LDE
Flare)
– 1
: Impulsive
Flare
時間未満
岡本丈典
今後の予定
• 2004
年度の実績
•
•
•
年秋季年会 口頭発表
フレアの2.5次元MHD数値シミュレーション」
「
年春季年会 口頭発表
「リコネクションレートを決める要因は何か？」
現在進行中
– 論文書き
今後の予定
– 3次元 & CIP法
– その他
– 2004
Impulsive
– 2005
•
•
じょうてん
花山天文台所属 博士1回
太陽の観測的研究
–
–
–
•
18
自分が実際に観測したデータの解析はない
今年は観測もやる（飛騨、Solar-B：5月）
シミュレーションも混ぜる
今年はどれだけ花山に上れるかが気がかり
去年やってたこと（1/2）
α観測で太陽表面上に見える黒い筋
（ダークフィラメント）
フレア・フィラメント・プラズマ噴出などは
密接に関わっている
去年やってたこと（2/2）
ようこう X線（軟X線）の観測でとても細長い
フィラメント状の一時的な増光現象を発見
（X線フィラメント）
H
コロナ
飛騨/SMART
プラズマ
磁場
野辺山ヘリオグラフ
この部分？
ようこう/ 軟X線
彩層・光球
フィラメントを支える磁場構造は
わかっていない
↑螺旋構造（ようこう/軟X線）
↓低温プラズマ（電波）
・ 低音プラズマに沿った一続きの磁場の存在
・ フレア/フィラメントモデルの磁場の螺旋構造
SOHO/LASCO
Motivation
Magnetohydrodynamic instability
in stellar evolutionary phases
Understanding of the mechanism of core-collapse supernova
Two approaches which focus on the MHD process
①. Magnetohydrodynamical instabilities in Proto-neutron star
- radiative zone of massive star‐
- Proto-neutron star Department of Astronomy, Kyoto univ.
Youhei Masada
(Masada,Sano&Takabe 2005 in prep)
②. Magnetohydrodynamical instabilities in the radiative zone
of Massive stars
(Masada&Sano 2005 in prep)
Local linear analysis
( Assumption: Toroidal magnetic field coupled with differential rotation )
Conclusion：Stellar radiative zone
Conclusion：Proto-neutron star
NMRI grows in almost
region of PNS
NMRI grows in
convectively stable regions
‡ growth time ( 1 msec)
<< Kelvin- Helmholtz
time( 10 sec)
‡ Rotational axis is
dominant in the growth rate
a. high shear rate case
NMRI is comparable in the
growth rate to MRI.
Speculation
‡
Convection due to
magnetic pressure
‡ Magnetic reconnection
leads to heating of matter
(cf.corona heating)
Amplification of the
neutrino luminosity
Rotational axis
～
～
MRI
‡
‡
‡
Both of them are important in
the regions with high shear rate.
b. low shear rate case
‡
NMRI is dominant around
rotational axis.
Ω
γ
NMRI
q = 1.5
q = 0.01
NMRI
/q
‡
( more detail in Plasma seminar )
Maximum growth rate of NMRI in PNS
MRI
‡
MRI is dominant around
equatorial plane.
Pole
Equatorial plane
⇒
Evolutional pictures of stellar rotational profile might be
changed with our conclusions.
19
E.P
しお た だい こう
塩田 大幸 花山天文台
Next challenge
昨年一年間の活動
• 学振の特別研究員（DC2）に採用される。
一昨年のリベンジに成功
• 修士論文の内容を発展させて投稿。
M2のときに出版されたletterの full paper
• 課題研究S2のTA
飛騨への運転手？
• いろんなところに行って研究を発表。
シンガポールにもいきました。
おみやげは大好評。
• 春の学会での発表内容をさらっと紹介します。
Simulation
¾ 3-D Simulation of magnetohydrodynamic process in
Proto-neutron star
¾ 3-D Simulation of magnetohydrodynamic process in
stellar radiative zone
Analytical work
¾
Linear analysis of MHD instability in Proto planetary nebula
- Morphology of planetary nebula -
¾
Application of our linear analysis to Accretion disk
etc
・・・・・・
D2
リコネクションにともなう衝撃波の観測
磁気リコネクションに伴うスローショックとファーストショックは
Y字型の構造を形成する。
1992年1月24日の巨大アーケード形成現象に伴って噴出す
るY字型の構造が観測された(Hiei et al. 1993) これらは位置関
係から同じ物であると考えられ、 太陽コロナにおけるリコネク
ションにともなう衝撃波の同定が初めてなされた例である。
(Shiota et al. 2003、2002年秋季年会M14a)
Solar-Bによるリコネクションモデル
の検証 ∼ slow shockについて
塩田大幸、成影典之、磯部洋明、
David H. Brooks、柴田一成
Petschek
slow shock
京都大学花山天文台
Yohkoh/SXT
weak slow shock
Soft XX-ray image synthesized
from our numerical results
Yokoyama and Shibata (1998)
MHDシミュレーション
Solar-Bによる観測
重力、非等方Spitzer熱伝導を考慮した2.5次元MHDシミュレーション
により報告された例は、軟X線の撮像観
測のみのみである上に時間分解能が十分ではないため、リ
コネクションにともなうslow shock とconduction frontの構造
の解明には不十分。そこで、Solar-Bでは
• XRTによるX線撮像観測
⇒グローバルな構造の時間変化
• EISによる極紫外線分光撮像観測の同時観測
⇒異なる温度のプラズマの位置と速度の情報
リコネクションにともなうslow shockの構造を明らかにするこ
とで、リコネクションの物理に迫りたい。
本研究では、リコネクションが起きている領域をXRTとEISで
観測したときの画像をMHDシミュレーションの結果に基づい
て合成した。
シミュレーション結果
（color： 密度、実線：磁力線）
Shiota et al. (2003)
t=55
Color： 密度
実線：温度
slow shock
conduction front
20
斜め上から観測した場合
視線が磁気中性線に完全に平行な場合
XRT （thin Al mesh）
Ca XVII 192.82 A
(5.0MK)
シミュレーション結果から
XRT （thin Al mesh filter）観測画像
EIS 観測画像
Si VII (0.6MK)
低温成分
コロナ温度成分 Fe XII (1.4MK)
高温成分
Ca XVII (5.0MK)
を合成。（すべてネガ画像）
Fe XII 195.119 A
(1.4MK)
2次元のシミュレーション
結果を一様に並べて
θ=30°
φ=30°
θ
φ
から観測したときの画像を
合成
Si VII 275.361 A (0.6MK)
Si VII 275.361 A (0.6MK)
Fe XII 195.119 A (1.4MK)の分光撮像画像
Fe XII 195.119 A (1.4MK)
Ca XVII 192.82 A (5.0MK)
Summary
Red-shifted
シミュレーションの結果をもとにXRT、EISによる観
測画像を合成した。
slow shock から分離したconduction front では約
1.4MKのプラズマの画像でわずかに増光して見える。こ
の増光した部分は大きな速度を持っているので分光観測
で分離できる可能性がある。
リコネクションに伴うslow shock は逆方向の速度を持っ
た高温のプラズマが隣り合う構造として観測されることが
予測される。
これらの構造を観測するためには、磁気中性線が視線
方向に平行に近い方が都合がよい。そのような観測が多
くできると考えられる東側のlimbをターゲットとして観測し
てもらいたい。
• MHD
slow shock
視線
方向
15km/s < v < 45mk/s
•
•
Blue-shifted
•
-45 km/s< v <-15 km/s
conduction front
Color： 密度
実線：温度
平成１７年度
宇宙物理学教室・花山／飛騨天文台 研究発表会
1
研究テーマ ：
Moreton wave
Observed on 1997/11/04
Hida obs / FMT
[Hα+0.8A]
1. Moreton wave
～ 太陽フレアに伴う衝撃波 ～
Hida obs / FMT
[Hα+0.8A]
Running difference
2. Reconnection inflow
京都大学大学院 理学研究科
附属天文台 博士課程3回
成影 典之（なるかげ のりゆき）
21
1
1
What are Moreton waves?
Uchida Model (1968)
Uchida identified the Moreton
wave as the intersections of a
coronal MHD fast shock front
and the chromosphere.
Moreton wave
?? wave,
solar disk
coronal counterpart of
Moreton wave
2
12 Moreton waves were observed.
flare
shock front
flare site
Moreton waves observed at Hida Observatory
filament
eruption
Type II
radio
burst
EIT
wave
X-ray
wave
C8.6
490 km/s
observed
observed
170 km/s
630 km/s
X2.1
715 km/s
observed
observed
200 km/s
no data
M3.0
930 km/s
observed
observed
no data
no data
observed
observed
200 km/s
1300 km/s
peak
time
position
NOAA
GOES
1997/11/03
04:38
S20W13
8100
1997/11/04
06:02
S14W33
8100
1998/08/08
03:17
N17E74
8299
1999/02/16
03:12
S23W14
8458
M3.2
WF
1400km/s
2000/03/03
02:14
S15W60
8882
M3.8
1050 km/s
observed
observed
2000/06/04
22:10
N21E37
9026
M3.2
WF(+)
observed
??
??
2000/06/15
23:43
N19E19
9040
M2.0
observed
observed
2000/07/16
06:14
S08W25
9082
C3.8
observed
observed
??
2001/04/10
05:26
S23W09
9415
X2.3
WF(+)
N12W28
observed
observed
2001/05/12
23:35
S17E00
9455
M3.0
observed
observed
observed
2001/12/19
02:32
N09E37
9742
C4.9
observed
observed
??
2002/08/22
01:57
S07W62
0069
M5.4
observed
observed
observed
2
Reconnection inflow
Moreton
wave
date
Reconnection inflow
の継続中
の X線強度が増加
電波観測によると、 X-point 付近
で
thermal → non-thermal の傾向
ÎX-point 付近の磁場強度が減少
inflow
Îflare loop
Î
thermal
X-point
foot point
non-thermal
自分の研究の意義！
D3
高崎宏之
フレアにおける粒子加速については、全く分かっていない。
の拡散によって磁気エネルギーが解放される
ことは、（ほぼ）
が得られている。
•
END
• current sheet
consensus
Thank you very much
for your attention.
◎current sheet 内の電場によって加速された荷電粒子
は観測される典型的なエネルギーを得られるか？？？
◎current sheet 内の状況がどのような場合に効率よく
加速し、エネルギーを得られるか？？？
22
直接電場（DC）加速
観測的には、0.1secのスケールの変化が存在する！
Bcorona
Vin
Vin
フレアの磁気リコネクションモデル
では、inflowする磁力線によって、
リコネクション領域に電場が生成さ
れる。
E ＝ V×B
Bcorona
（Aschwanden 2002）
粒子の加速される例
--- Hirose et al. 2004 ---
(MHD)
instability growth
particle orbit
initial drift phase
acceleration phase
E
exit phase
B
(Heerikhuisen et al. 2002)
time
m = 1.7*10^(-24)
q = 4.8*10^(-10)
B = 100
ρ = 1.0 * 10^9
VA = B / sqrt (4*pai*
ρ）
E = 2.0/ [VA*B/c] (c=3.0*10^10)
実際に粒子の軌道を描かせると、drift motion
でcurrent sheetに近づき、磁場の弱いところで
電場方向に加速されていることがわかる。
定常な解
[CGS]
K.H. Instability
が起きて、プラズモイドが生成されている。
よりX-point近傍に粒子を置いた
場合のエネルギースペクトル。
（E）
NP
非定常な解
(Tearing Instability)
教室発表会05/4/18
MHDジェットの3次元安定性に関する研究 etc
D3 木暮宏光
非定常なCraig-Henton解
→
非定常な解
（K.H. Instability）
M87
Quasar 1928+738
3C273
（E）
NP
E[eV]
m = 1.7*10^(-24)
q = 4.8*10^(-10)
ρ = 1.0 * 10^9
VA = B / sqrt (4*pai*
E = 0.05 /[VA*B/c]
E[eV
NP(E)
B = 100
]
付近に粒子を置いた場
合のエネルギースペクトル。
X-point
ρ）
(c=3.0*10^10)
Initial velocity =0.1*VA
1000 particles
[CGS unit]
E[eV
]
Lobanov & Zensus 2001
プラズモイドの中に粒子を置い
た場合、エネルギースペクトル
は、X-point 近傍の場合に比
べてよりフラットになる。
Hummel et al. 1992
23
教室発表会05/4/18
教室発表会05/4/18
シミュレーション
降着円盤の回転速度に擾乱を加えた3次元MHDシミュレーション
磁場強度依存性、非軸対称構造
MHD
z=0.2での密度分
布（ランダムな擾
乱を加えた場合）
ジェットの速度
軸対称
φ
sin2
Jetの速度、質量放出率、質
量降着率はSinusoidalな擾
乱の場合、randomな擾乱
の場合、共に軸対称の場合
（Kudoh et al. 1998）とほぼ
同じ磁場強度依存性を示す。
ランダム
円盤起源の非軸対称構造（m=2）
が生成されジェットに伝播するが、
ジェット中で成長しジェットを壊すま
でには至っていない。
教室発表会05/4/18
1-Long Term Simulations For Pointing Jets And
Accretion Disks
一年間の研究活動のまとめ
論文：Three-dimensional MHD Simulations of Jets from
2-Energy Structure and Quasi-Periodic Ejection
Accretion Disks
Kigure & Shibata 2005, in preparation.
Ibrahim Ahmed
Generation of Alfven Waves by Magnetic Reconnection
Kigure et al. 2005, submitted to ApJ.
D3
Magnetic-Reconnection and Current-Sheet Model for
Galactic-Center Radio Threads
Sofue, Kigure & Shibata 2005, in preparation.
Numerical Method
Abstract
- As an initial condition, we assume an equilibrium disk rotating
in a central point-mass gravitational potential (Matsumoto et al.
1996). The initial magnetic field is assumed to be uniform and
parallel to the axis of rotation
- As a boundary condition, we assume the side and top surfaces
are free boundaries.
- The numerical schemes we use are the cubic interpolated
propagation (CIP) method (Yabe &Aoki 1991; Yabe et al. 1991)
and the method of characteristics-costerained transport (MOCCT)
(evans &Hawley 1988; Stone &Norman 1992).
We present results of self-consistent 2.5dimensional nonsteady MHD numerical
simulations of long term evaluation of jet
formation activity in a magnetized accretion
disks for many orbital periods, including the
dynamics of accretion disks.
Introduction
The pervious numerical simulations were not calculated long
enough time compared with observed time scale of jets. Our
calculations are about 10 times longer than those of pervious
simulations in order to have access to the observed time scale of
jets and to know whether the jet formation becomes quasi-state
24
Numerical results
1-Torsional Alfven wave is
generated at the disk
surface and propagates
up into the corona
Mass outflow rate
-5
log10(Density) -4-3-2-10 1
time= 6.50
= 0.5 time=13.0
5
Emag = 2x10
time=31.5
time= 98.5
•
4
3
α
2
1
2-Torsional alfven wave extract
the angular momentum and the
rotating disk begin to fall into the
central region
It is not easy to describe the
periodicity of mass ejection
because it is very nonsteady .But
Theoretically approximately we
find that t Emag ^-0.5, t is the
peak time of mass ejection for
different initial magnetic energy
strength
0
-1
log10(Tem.)
5
-3 -1 1
4
3
2
the jet is ejected intermittently
1
0
-1
0.0
1.0
2.0
α
3.0
Theoretically approximately t Emag ^-0.5
t is the peak time of mass ejection
Time evolution of different energy fluxes
Poy/enth
0.004
13.39
3.06
0.003
5E-4
8.03
0.61
0.002
2E-4
10.0
1.64
5E-5
4.4
0.64
2E-5
4.21
0.52
2E-6
2.07
0.09
0.006
Poynting Flux ____
Enthalpy Flux------Kinitic Flux.............
2.0
It is clear from redial
dependence of the
flux that the mass
ejection flux is more
collimated than
torodial flux which
consider the source
of collimation
0.002
0.001
0.000
0.000
0
-0.002
50
time 100
150
0
50
time
100
Emag=2x10-4
x10-5
3.0
Poynting Flux ____
Enthalpy Flux------Kinitic Flux.............
0.004
4.0
toroidal flux
Poy/kin
2E-3
Energy structure of the jet
E=2x10-4
150
The poynting flux is dominated over both the
kinetic energy flux and enthalpy flux when the
initial magnetic energy strength is strong but
when the initial magnetic energy is week the
enthalpy flux is dominant over both kinetic and
poynting flux, i.e. enthalpy plays an a significant
role in the jets lunching at weak magnetic field
1.0
0
0
Averge poyinting energy flux
Mg.en
E=2x10-6
5
10
15
radius
20
25
Emag=2x10-4
10-6
8
6
4
2
0
5
10
radius15
20
25
Emag=2x10-4
mass outflow flux
3
0
-4
x10
2
1
0
-1
-2
0
5
Summary
-In all models, the ejection is intermittent
-The time variations of both mass ejection flux and
toroidal magnetic flux resemble each other.
-Pointing flux increase with increasing initial magnetic
field
- The poynting flux is dominated over both the
kinetic energy flux and enthalpy flux specially at
strong initial magnetic field
-the energy structure of the jet reveal that the
collimation of the jet comes from the toroidal field
MHD waves in the
chromosphere
Lars Heggland
University of Oslo / Kwasan
Observatory
25
10radius15
20
25
Main projects
Main projects (cont.)
• Coronal loop oscillations
• 2D model (planning to make 3D)
• Damping effects of internetwork field
(Schrijver & Title 2003)
• MHD wave conversion (Bogdan et al.
2003, 2005 (in preparation))
• Conversion from fast to Alfvén waves
Other projects
自己紹介
• Ray tracing of MHD waves -- WKB
approximation (Cally 2005)
• Propagation of 5-minute oscillation in
inclined magnetic field -- 2-3D model (de
Pontieu et al. 2004, Suematsu 1990)
(2005.4.18)
名前 殿岡 英顕
所属 花山天文台
役職 技能補佐員
お仕事 計算機の管理
イベント解析
年4月4日の Eruptive prominence event
イベントの概要
プロミネンス爆発現象の
同時観測の解析
92
•
と ようこ
う でのプロミネンス同時観測の解析
プロミネンス爆発現象での
と軟X線構
造の関係
• 磁気リコネクションによるフレアモデルとの関係
磁気リコネクション
プロミネンス
• Mees Solar Observatory(Hawaii U.)
SXT
•
H alpha
ツーリボンフレア
26
年4月4日の Eruptive prominence event
• Ha構造と軟X線構造の位置関係
92
宮腰 剛広 （Miyagoshi Takehiro）
（附属天文台 機関研究員）
研究テーマ：
太陽大気中の浮上磁場、及びそれに伴う磁気プラズマ爆発現象の、
理論、MHD数値シミュレーションによる研究
最近行っているおもな研究
上昇するプロミネンスと、その下で起きているフレアの位置
関係を示し、CSHKPモデルの裏付けを行った。
浮上磁場とは
MHD
光球
磁束管
•
捻りの強さを変化させた場合の浮上磁束管の振る舞い
浮上磁束管に伴う低温ジェット発生
•
初期捻れ 弱
初期捻れ 強
数値シミュレーション 初期条件
コロナ
z
遷移層
光球
y
x
太陽内部のダイナモ過程
で形成された磁束管が、
浮力により太陽表面を越え
てコロナ中へ浮上して
くる現象
磁束管
•これまでの数値計算では、浮上領域で1~数回転するよう
な非常に強い捻れを仮定して計算が行われていた
•いっぽう観測からはあまり捻りの強くない磁束管が多い
•そこで、捻りを0まで弱くしていき、磁束管の振る舞いが
どうなるかを調べている
光球面磁場（視線方向成分）
捻れ 強
捻れ 弱
管断面の構造
q=0.1
q=0.05
t=110
t=140
q=0
q=0.01
14000km
z=0(太陽表面)
t=190
t=230
log|B|
-6.0
27
-2.0
我々のシミュレーション結果
からは...
•捻りが弱くなるにつれ、光球
面で磁束管がfragmentし浮
上が一旦止まるが、ある程度
時間が経つとそこから再浮上
するようになる
•管がcoherentに浮上を続ける
かfragmentし浮上が一旦止ま
るかは、浮力~重力となるとこ
ろの捻りの強さが境界に
なっている これ以下の捻りの
強さでは、コロナ中へ浮上する
磁気エネルギーはほぼ一定値
となる
...等々、多くの新たな事が
分かって来ている
浮上磁束管と上空磁場の相互作用：ジェット発生の
MHD数値シミュレーション
コロナ中へ噴出する低温ジェット
シミュレーション初期条件
β=0.08 (in the corona)
z
コロナ
corona
y
x
transition region
chromosphere
photosphere
β=3 (center of the tube)
z
遷移層
y
初期に圧力平衡分布
太陽フレアにおける
リコネクションジェットの内部衝撃波
田沼俊一（京大理花山天文
台）
z
（飛騨天文台ドームレス望遠鏡）
プラズモイド
散逸領域
計算結果
太陽フレアのX線観測
Typical
model
プラズモイド 散逸領域
セカンダリー・テアリング不安定
性によって、多重衝撃波が発生
•
多重衝撃波
•
•
•
磁気ループの頂点と足元の硬X線源（高エネルギー電
子）の加速の原因が、分かってない。
リコネクション・ジェット（「ダウンフロー」）中を動く黒いもの
の正体も、分からない(TRACE衛星, Apr.21, 2002.)。
リコネクション・ジェットの内部に衝撃波が作られ、そこで
粒子が加速されるのではないか？
Result
B
Result
C
セカンダリー・テアリング
ケルビン・ヘルムホルツ不安定性
に伴う斜め衝撃波
•プラズモイドとバウショック
•ジェット中の乱流状態
•
•
太陽のみならず、銀河のX線ガスや
比熱的成分生成へ応用可能
(Fig: Tanuma & Shibata 2003; 2005 in press; Masuda et al. 1994; se also, e.g., Asai et al. 2004)
28
(Tanuma & Shibata 2005, in prep.)
取り組んでいる主なテーマ
恒星観測グループ
1. 矮新星、ブラックホールＸ線連星、γ線バーストなど、
突発的に激しい活動現象を示す天体の研究。観測的
に突発活動やジェット機構などに迫ろう！（加藤、野上、
【石岡】、今田)
（現構成員）　スタッフ：加藤太一、野上大作
研修員：岩松英俊
2. Be星の活動現象（質量放出、ガス円盤の生成・消滅、
ガス円盤内の構造の変化）を探ろう！（【平田】、岩松、
今田）
院生：大久保美智子（D3; 休学中）
今田明（Ｄ１）
3. 惑星形成と金属量の関係を探ろう！（【大久保】）
（昨年在籍者）　スタッフ：平田龍幸（定年退職）
2005/04/18(Mon)
4. 恒星フレアの機構を探ろう！（野上、天文台の方との
共同プロジェクト、Ｓ３）
院生：石岡涼子（学位取得。現在学振ＰＤ(国
立天文台)）
2004年度教室・天文台研究発表会
昨年度(2004/04-2005/03)出版された論文一覧
出版された論文一覧
昨年度
6. Sadakane, K., Hirata, R., Tsuji, T., 2004, PASJ, 57, 1, “Forty
Years of Spectroscopic Stellar Astrophysics in Japan”
1. Hachisu, I., Kato, M., Kato, T., 2004, ApJ, 606, L139,
“Detection of Two-armed Spiral Shocks on the Accretion
Disk of the Eclipsing Fast Nova V1494 Aquilae”
7. Takeda, Y., et al., 2004, PASJ, 57, 13, “High-Dispersion
Spectra Collection of Nearby F--K Stars at Okayama
Astrophysical Observatory: A Basis for Spectroscopic
Abundance Standards”
2. Pojmanski, G., et al., 2004, IAUC 8369, “Nova Scorpii 2004”
3. Nogami, D., Iijima, T., 2004, RMxAC, 20, 232, “Dramatic
Spectral Evolution of WZ Sge during the 2001 Superoutburst”
8. Takeda, Y., et al., 2004, PASJ, 57, 27, “Spectroscopic Study
on the Atmospheric Parameters of Nearby F--K Dwarfs and
Subgiants”
4. Ishioka, R., 2004, RMxAC, 20, 259, “Dwarf Nova-Like
Outburst of Short-Period Intermediate Polar HT
Camelopardalis”
9. Sadakane, K., 2004, PASJ, 57, 127, “Metallicities in Four
Planet-Harbouring K-Type Giants: HD 47536, HD 59686, HD
137759, and HD 219449”
5. Imada, A., et al., 2004, RMxAC, 20, 265, “The 2003
superoutburst of a new SU UMa-type dwarf nova, GO Comae
Berenices”
10. Villata, M., et al., 2004, A&A, 421, 103, “The WEBT BL
Lacertae Campaign 2001 and its extension. Optical light
curves and colour analysis 1994-2002”
それ以外のトピック
11. Ishioka, R., et al., 2004, PASJ, 56, 481, “Line-Profile
Variations during an Eclipse of a Dwarf Nova, IP Pegasi”
•2005年3月7-8日に「恒星物理学の新展開」研究会を開
催＠基研。参加者100名を越す盛況に。　http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/~nogami/star2005
12. Uemura., M., et al., 2004, AIPC, 727, 320, “Structure in Early
Afterglow Light Curves: GRB021004 and GRB030329”
13. Uemura, M., et al. 2004, PASJ, “Optical Observation of the
2003 Outburst of a Black Hole X-Ray Binary, V4641
Sagittarii”
•昨年度、高速ＣＣＤカメラを購入し、飛騨天文台の60cm
望遠鏡に取り付けてテスト測光観測に成功。ほぼ期待通
りの性能。今年度はサイエンスの成果を出すことと、岡山
の188cm望遠鏡に取り付けてのテスト観測を行いたい。
14. Nogami, D., et al., 2004, PASJ, 56, L39, “The Peculiar 2004
Superoutburst in the Helium Dwarf Nova, 2003aw”
•昨年止まったVSNET→今年度復活へ！
15. Imada, A., et al., 2004, PASJ, “The 2003 Superoutburst of an
SU UMa-Type Dwarf Nova, GO Comae Berenicis”
16. Uemura, M., et al., 2005, A&A, 432, 261, “TV Corvi
revisited: Precursor and superhump period derivative linked　to the disk instability model”
29
ヘリウム矮新星2003awの
野上の2004年度の研究に関して
特異なスーパーアウトバースト
1. ヘリウム矮新星2003awの特異なスーパー
アウトバースト(PASJ 56, L39)
野上大作(京大理)、B. Monard(ブロンバーグ
天文台)、A. Retter(ペンシルバニア州立大)、
A. Liu(ノーケイプ天文台)、植村誠(京大基
研)、石岡涼子、今田明、加藤太一(京大理)
2. 恒星フレア機構の解明に向けて(RS CVn型
連星V711 Tauの時間分解能分光観測；Ｓ３)
天文学会春季年会
2005/03/29
1. イントロダクション
2. 2003awについて
•2003年3月6日に発見され「超新星」として報告された
(Wood-Vasey et al., 2003, IAU Circ. No. 8079)
AM CVn型星－主星・伴星とも白色
矮星のinteracting binary。これまで
に１１個しか見つかっている。
AM CVn型星でも、矮新星のように
降着円盤起源の増光を起こすもの
•分光観測によって He I の輝線成分と Ca II H&K の吸
収線が、z=0 で見つかった！　→　ヘリウム矮新星　(Chornock & Filippenko 2003, IAU Circ. No. 8084)
ヘリウム矮新星
•Woudt & Warner (2003, MNRAS, 345, 1266)がこの
active phaseを観測し、３つの状態があることを報告。
AM CVn型１１個のうち、６個がヘリウム矮新星
High state －V=17.6-19.0で、たまに16.5等まで増光
Intermediate state －V=19.6
Low state －V=20.3
•High state で2041.5(±0.3)秒の変動←スーパーハンプ？
3. 観測結果
Woudt により2004年5月17日に 2003aw
の史上２度目の増光(V~15等！)が捕え
られ、VSNETに報告された。
明るい時期
＋短い増光
暗くなっていく
等
→ すぐに国際共同観測へ
級
極
大
期
ユリウス日－２４５３０００
30
2004年度　S3課題研究
完全版
RS CVn型連星V711 Tauの
高時間分解能高分散分光観測
～恒星フレアの観測的研究～
岩井 有磨　杉田
有磨　杉田 文一　東樋口 正邦
Hα
α profileの観測データ①
の観測データ①
V711 Tau (HR 1099)
RS CVn型連星の中で特に明るく活動的な恒星　に分類される。(V mag = 5.91)
RA : 03 36 47.2895 DEC ： + 00 35 15.928
K1 IV primary + G5 V secondary
極付近に11年以上、低緯度に1年未満の寿命の
黒点が予想されている。
29.0 pc
距離
軌道傾斜
角
公転周期
自転速度
質量
半径
33 deg
2.83774
day
70 / 24 km
1.4 / 1.1M Θ
3.9 / 1.3R Θ
10/21/2004
２日目のNa
の変化
２日目の D1の変化
V711 Tau 模型
公転方向
31
10/22/2004
4. Summary
NaのD線のDiscussion
• Hαの自転成分のドップラーシフトにより、Hα
で強く輝く領域を特定することができた。
• NaのD線の波長では変化が見られたが、その
原因などの解明はできなかった。
• NaのD線は時間的に変化していることがわかるが、
Red Shiftしながら輝線を出すような様相は自転の効
果によっては説明することができない。
⇒星自体に周期運動以外の変化？
⇒測光では分からない、Hαにも現れない変化が起き
ていた？
⇒マイクロフレアなどの局所的な現象の可能性
今後の課題
① 恒星フレアを観測する。（運の良さが必要）
② Hα profileのシミュレーションを行い、観測
データと比較する。
星周ガス内に設置した各点で電離励起方程式を解き、
各レベルの停在数を計算。
B型輝線星星周円盤の non-LTE モデル構築
岩松 英俊，平田龍幸
計算した停在数の LTE からのずれ
星周ガスの盛衰で
Be星の分光、測光観測
星の分光、測光観測
の変化を同時に説明する
ことを目的としている。
bn factor。
。
Mass loss rate が
大きくなると、
どのレベルでも
bn factor の大きい
領域が次第に
外側に広がって
いくことが分かる。
Dynamical Model :
軸対称な速度、密度分布。
遷音速 Decretionディスク。
ディスク。
。
回転則はほぼ Keplerian。
数100 R* 位に音速点。
星と星周ガスが出しているエネルギー分布。
ほとんどの波長域で Pole-on の時が最も明るく、
Edge-on の時が最も暗いことがわかる。
Mass loss rate が 1.0･･10-10 (Msolar/yr) の時の
Hα
α線プロファイル。その形が
プロファイル。その形が
Hummel(1995) のものとよく似ている。
32
H17年度研究発表会
Motivation
屋上観測要員を増やす。
D1 今田　明
2003
2004
平田
加藤
野上
岩松
植村
石岡
大久保
大橋
今田
平田
加藤
野上
岩松
石岡
大久保
今田
2005
野上
今田
久保田（M1）
Unification model for dwarf novae
NL
M(dot)
PS
ZC
thermally
stable/unstable
ER
WZ
UG
SU
2
3
tidally
stable/unstable
33
P
Osaki 1996
Kato et al. (2004)
Patterson et al. (1998)
Astrophysics in 2004 (Trimble & Aschwanden, 2005, PASP, 117, 311)より
34
35
平成１６年度研究活動報告
舞原
俊憲
以下のような天文学（宇宙物理学）の課題に挑戦するため、観測装置の開発的研究
に集中
i) 銀河の形成と進化に関する課題、
ii) クェーサーやブラックホール天体の起源の問題、
iii) 宇宙の構成要素と宇宙膨張の起源の謎、
iv) 惑星系や生命の起源
などなどを目標に
特に平成１６年度は、上記の課題の解決に向けた新しい観測装置の開発計画の立案、
開発製作と、それを用いた新機軸の観測計画の立案。
i) FMOS（光ファイバーを使った多天体分光器) の製作と観測
＜京大グループを中心にハード的にはほぼ製作フェーズが終わりかけている。＞
＜これから試験観測を経て、初期の性能確認観測フェーズ：装置製作担当に
割り当てられる観測時間の使い方の議論を開始。（詳細はまだだが早急に確定）＞
ii) 京大を中心に、国立天文台・岡山観測所、名大、東大などとともに、岡山３ｍ
新技術望遠鏡を開発製作して、上記の ii) クェーサーやブラックホール天体の起
源の問題、iv) 惑星系や生命の起源に関連した課題を追求。また、iii) 日本の赤
外線衛星のサーベイで発見する「赤外線銀河」の系統的な分光観測などでも成果
を期待している。（最初の観測装置は、すばるから持ち帰りの「ＯＨＳ」？）
大学院生にも、新しい装置の開発や実験的な能力を高めて、新機軸の観測装置を
企画立案して、開発を実行していけるような「プロジェクト・リーダー」的な人材
を育てることも目標とする。
２．具体的進展の報告
１）ＦＭＯＳ ： すばる望遠鏡の主焦点における、位置制御可能な４００本の
ファイバーをもつ近赤外線（ｚ、Ｊ，Ｈ−バンド）の分光器（分解能Ｒ＝
６００, or ２５００）。
◎ 国際的な共同開発体制のもとで、「試験観測」を平成１７年度第４四半期
（２月頃）想定。その前に、
①2005 7月主焦点ＰＦＵ設置試験、
②2005 8 [夏休み]分光器 [IRS1] 設置,
③2005 10月: IFUによる試験観測)
④2006 2 月？ファーストライト観測
などを予定。
（以下のような仕様は「ほぼ満たされる」見通し。）
① Max. 400 objects,
② 1.2”FOV/fiber,
③ OH-suppressed,
④ Throughput∼10%
⑤ Background limited noise,
⑥ 5min fiber deployment, etc.,
36
◎ Science Case の検討も進捗
(FMOS WS-1(2003/1), FMOS WS-2(2004/2),
小ｗｓ(2004/3/10) など)
具体的なターゲットの例：
★ Galaxy evolution up to z>>1 = SDSS@z>>1
•Rest-frame UV-selected galaxies (Ly emitter, etc.)
•Old galaxy @ z=2
（EROs, サブミリ天体、Astro-F 天体 etc）
•Hα SFR density @ z=1-2
★ AGN survey with X-ray, radio, IR–Galaxy large scale structure @ z>1
AGN clustering
★“w”determination with large redshift-survey @ z>1
装置の現状（写真集）
２）岡山３ｍ望遠鏡計画の推進
特別セッションで報告
37
３．研究成果のリスト
１）発表論文
1.
Alan Stockton, Gabriela Canalizo, and Toshinori Maihara
A Disk Galaxy of Old Stars at z ~ 2.5
Ap J, 605, pp. 37-44 (2004)
2.
Kristen Coppin, Mark Halpern, Douglas Scott, Gaelen Marsden, Fumihide Iwamuro, Toshinori
Maihara, Kentaro Motohara, Tomonori Totani
Submillimetre Constraints on Hyper-Extremely Red Objects in the Subaru Deep Field
Mon. Not. R. Astron. Soc. 354, pp. 193-198 (2004)
3.
Motohara, Kentaro; Takata, Tadafumi; Iwamuro, Fumihide; Eto, Shigeru; Shima, Takanori; Mochida,
Daisaku; Maihara, Toshinori; Nakanishi, Kouichiro; Kashikawa, Nobunari
Nature of the Strongly Lensed Submillimeter Galaxy SMM J14011+0252
Astron. J., 129, pp. 53-60, (2005)
4.
Wada, Shinpei; Maihara, Toshinori; Hirata, Ryukou; Ohta, Kouji; Iwamuro, Fumihide; Iwata, Ikuru;
Kimura, Masahiko; et al.
Astropnomical evaluation of OAO: site research on surface boundary layer of air
Rep. NAOJ, 7, pp. 29 - 39 (2004)
5.
Iwamuro, Fumihide; Kimura, Masahiko; Eto, Shigeru; Maihara, Toshinori; Motohara, Kentaro; Yoshii, Yuzuru;
Doi, Mamoru
Fe II/Mg II Emission-Line Ratios of QSOs. II. z > 6 Objects
Ap. J., 614, pp. 69-74 (2004)
6.
Eto, Shigeru; Maihara, Toshinori; Ohta, Kouji; Iwamuro, Fumihide; Kimura, Masahiko; Mochida,
Daisaku; Wada, Shinpei; Imai, Satoko; Narita, Yusuke; Nakajima, Yu; Karoji, Hiroshi; Noumaru,
Jun'ichi; Akiyama, Masayuki; Gillingham, Peter; Smedley, Scott; Tamura, Naoyuki
The fiber multi-object spectrograph (FMOS) for the Subaru Telescope III
SPIE, 5492, pp. 1314-1318 (2004).
7.
Tsuru, T. G.; Matsumoto, H.; Inui, T.; Matsushita, S.; Kawabe, R.; Harashima, T.; Maihara, T.;
Iwamuro, F
M82 X-1 ---The Hyper Luminous X-Ray Source--Progr. of Theor. Phys. Suppl., 155, pp. 59-66 (2004)
8.
T. Maihara, M. Kimura, S. Eto, F. Iwamuro, K. Ohta, M. Akiyama, J. Noumaru, and H. Karoji
Status of FMOS Development
in Science with FMOS, pp3-8 (2004) ed. T.Maihara and K. Ohta
２）
１.
出版物
舞原
俊憲、太田耕司
Science with FMOS
Proceedings of FMOS Science Workshop 2004
京都大学出版、 舞原俊憲、太田耕司監修 2004 年 8 月発行
38
39
FMOSって？　⇒下写真にあるようにすばる望遠鏡の主焦
点につける観測装置で、近赤外線域を分光観測する装置です。
で、具体的な仕事は、有限要素法
（FEM）を使った構造解析を用いた機械
設計を行い、（金属加工）・組立・調整を
して観測装置を作っています。
D3　木村仁彦
主仕事：観測装置の開発
今年度は、ついにすばる望遠鏡の第２期観測装置である
FMOS（Fibre Multi-Object Spectrograph）のファーストライトを
迎えられそうです。
また：遠方天体の観測的研究もしています。
• 科学研究では、分光観測で得られたスペクトスよ
り、経験則を用いたAGNのBlack Hole質量の宇
宙論的な進化を調べています。論文を早くしあげ
なければ。。。。
• まずはFMOSをちゃんと動かして、その余力？で
–岡山３M級望遠鏡計画
–JELT計画
の２本の装置開発もやっていこうと思っています。
もちろん、これ以外に密かに考えている計画も多数ありますが、、、
40
長田哲也
１．色等級図でのRed Clump星ピーク
南アフリカ天文台IRSF
マゼラン雲
銀河中心
星形成領域
その他
ここでは、銀河中心の二重バー構造について発表
２．ピークの銀経分布
３．距離の決定
KH-Kのピークの分布
KH-Kのピークの分布を
Gaussianでフィット
lMK = −1.61 等
l（H−K）0∼0.1
を使って求めた距離
2MASSの分布に、メインのバーだけでない成分 (Alard 2001A&A)
ISOの7µm輝度には銀経±4°以内に非対称なし(van Loon 2003 MN)
OGLEの
V, Iバンドデータ
41
望遠鏡架台部
チリ・アタカマに設置する
水素分子17µm輝線検出 望遠鏡
望遠鏡 （軽量架台）
観測装置 （30K−4Kに冷却）
ファブリペロ分光器
前置光学系
エタロンとその駆動
検出器
観測装置
分光器光学系
この平行ビーム部に
ファブリペロを置く
42
方位軸と高度軸と完成
17.035μm水素分子S(1)輝線
検出用ファブリペロー分光器の
開発
水素分子の放射機構
水素分子・・・・・　分子雲の主構成要素
でも、検出が難しい
永山貴宏
遷移　波長(μm)　励起温度(K)
アタカマ高地(標高4800m) に1m望遠鏡を設置
高波長分解能F-P分光器を開発
温かい(数百K)水素分子の直接検出
S(4) S(3) S(2)
S(1)
S(0)
中間赤外線
激しい大気吸収
0-0 S(0) 28.22
0-0 S(1) 17.03
0-0 S(2) 12.28
0-0 S(3) 9.665
0-0 S(4) 8.026
510 1015
1682
2503
3475
1-0 S(1)
1-0 S(2)
6952
7850
2.122
2.034
×双極子放射→低遷移確率
電子・・・　背景紫外光の吸収
振動・・・　ショック励起など
(~7000K)
回転・・・ 熱励起 (数百K)
ただし、中間赤外線領域
F-P分光器レイアウト
大量の熱背景光
これまでの観測
ISO(衛星)のみ
地上観測では
Orionからのみ検出
・　エタロン間隔の整数倍の波長だけ
透過、残りは弱めあう
・　間隔を調整→透過波長を選択
世界最高のサイト
アタカマ(標高4800m)
世界最高の装置
高波長分解能
• 17μm帯での高反射率鏡
• エタロン間隔を100nm以下の精度で制御
• 真空、極低温(~30K)環境で駆動
ファブリペロー分光器
43
観測波長
教室・天文台 発表会 2005.04.18
可視光と近赤外の比較 ー 減光の影響
減光の影響
銀河系中心部 2°×5
°×5° （J,H,Ks 3色合成)
色合成)
銀河系中心部における
若い星の探査
IRSF (InfraRed Survey Facility) +
SIRIUS (Simultaneous(Simultaneous-3color InfraRed
M2 村井優香
（Av∼30等）
（Ak∼3等）
どちらも銀河系中心部1°×1°
Imager for Unbiased Survey)
銀河系中心部 １°×１°
結果（仮）
∼OB型星候補の分布
結果（仮）∼
OB型星候補の分布
数
Quintuplet
30pc
Arches
検出：約10万個
（1200個／視野）
候補：約670個
（8個／視野）
Arches
Quintuplet
銀河面に沿って
多く分布している
ようにも見える。
しかし・・・、
若くて（数Myr）重いコンパクトな星団の存在
最近（数Myr以内)に星形成活動があった！
140pc
おわりに
昨年の長田先生の発表
がんばります。
1
44
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45
銀河が選択的に形成されている領域
自己紹介
ΛCDM構造形成シミュレーション （Benson et al. 2001）
z=3 （現在の宇宙年齢の15％） z=0 （現在の宇宙）
名前：
松田有一
出身：
茨城県
身分：
研究員
研究分野： 銀河形成の観測的研究
200Mpc
体積は 200 x 200 x 11 Mpc3
黒点は暗黒物質の分布 色つきの点は銀河の分布 色は銀河の年齢に対応している
z=3.1Lyα
z=3.1Lyα輝線天体の大規模構造
巨大水素輝線ガス天体(LAB)
巨大水素輝線ガス天体(LAB)
LAB1
LAB2
25”
(190kpc)
銀河が
銀河が選択的に
選択的に形成されている
形成されている領域
されている領域を
領域を同定した
同定した！！
した！！
LAB１とアンドロメダ銀河の大きさを比べると・・・
巨大銀河形成の
巨大銀河形成の現場か
現場か？
3次元的
次元的に
次元的に見たフィラメント状大規模構造
フィラメント状大規模構造
LAE平均密度
の等密度面
縦
(Mpc)
M31 © Jason Ware
奥行き
(Mpc)
横
(Mpc)
46
観測者
自己紹介
氏名
身分
年齢
悩み
修士課程でしてきたこと
木内学
博士１回生
２５歳
そろそろ人生設計
¾矮小銀河（低金属環境下）でのダストの放射特性
¾２型ＡＧＮ母銀河の進化に関する研究
サブミリ波観測
矮小銀河ＮＧＣ４２１４の
サブミリ波観測
矮小銀河
Lyman Break
Galaxy
星形成が活発（10-100M◎yr-1)
ダストが多量にあるはず
サブミリ波で受かるはず
でも受からない
何故か？
メタリシティーが関係してるかも
►
►
星形成が活発で、メタリシティー
が低い矮小銀河ＮＧＣ４２１４
2型ＡＧＮ母銀河の進化
銀河の進化と中心ブラックホールの成長の関連を調べたい
大きいバルジには大きい
ブラックホール
早期型
•
•
•
•
•
•
ＮＧＣ４２１
４
銀河のハッブル分類
銀河中心には超巨大ブラック
ホールが潜んでいる
λ= 0.01
λ= 0.1
λ= 1
中心核光度（硬Ｘ線光度）が大きい
（ブラックホール質量が大きい）
銀河と中心ブラックホール
の共成長しているだろう
47
普通の銀
河
スペクトル分布は、メタリシティーだけに依存してはいない
ダスト温度、メタリシティーの関係は今後の研究課題
48
49
京都三次元分光器2号機(3DII) UH88における試験観測 三回目
D4 河合篤史
・マイクロレンズアレイを用いた面分光モード（MLA）,ファブリペロ干渉計による撮像モード（FP）を
持ち、すばる望遠鏡及びハワイ大学2.2m望遠鏡（UH88）で観測を行っている装置です。
・UH88で2004年4月に三回目の試験観測を行いました。
・FPモードの安定化、MLAモードNo5グリズム(R~1200),高分散グリズム(R~4000)での観測に成功。
・モザイク面分光観測も始めています（下図）。
・今回で3DIIは大体全モードで立ち上げが終わりました。
3DII MLAモードで利用できるグリズム
低分散モード
目的
波長域
高分散モード
R~1200の5つのグリズム（No1~5）で
R~4400のグリズムを二つの波長で用いる。
3600 9000Åの波長域全体をカバーし、 Hα,[O III]を中心とした輝線の速度場から、
多くの輝線の強度比から電離段階や
主に銀河の電離ガスの運動を調べる。
元素組成の推察を行う。
No1：3600
No2：4300
No3：5000
No4：6200
No5：7400
4400Å
5200Å
6200Å
7400Å
9000Å
Hα付近 ：6510 6880Å
[O III]付近：4830 5070Å
3DII MLAモードによるモザイク面分光の観測例。
・37x37レンズ（14"x14" FoV）のMLAによる面分光を複数の視野で行い、より大きな天体で
データキューブを取得。
・点対称構造を示す惑星状星雲NGC6543の例で、輝線像・速度場共に隣の視野と滑らかに繋がるマップ
を作成可能。
・Hα+[NII]合成輝線像では中心星周囲のリング(黄色)や[NII]で顕著なアーク構造がみられる。
・[NII]速度場ではリングの膨張運動や、輝線像では表示レベルの関係で見えないノット、ジェットの
運動が捉えられた。
50
現在の研究テーマ・やっていること
1. Science : 近傍AGNの分光データの解析
NLRの運動状態や, 母銀河との関係など
2. k3dii : 京都３次元分光器第２号機
MLAデータの解析ソフトウエアの改良・実装・作成。
1. スペクトル切り出しプログラム
2. スペクトル解析プログラム
Kyoto3DII CCDカメラおよび周辺エレクトロニクスの保守／整備
Messia IV制御系のMessia Vへの入れ替え ？
装置操作などのドキュメント・マニュアルの整備
電装系の改善
1. 装置のセッティング時につなぎ間違えないような対策
2. 訳が分からなくなっている配線の整理
Kyoto3DII観測制御プログラムの保守／改良
3. 岡山3.5m
分割主鏡保持機構関連の実験／ソフト開発 ？
制御機構関係の開発／実験 ？
4. その他？
Science : NGC4151のNLRのガスの運動に関して
近傍にあるいままでよく研究されているSeyfert 1.5
中心核近くの[OIII]輝線の空間プロファイルについて3次元分光
[OIII]輝線を、wide/narrowの2成分に分離し、それぞれについてプロファイルをモデリング
narrow成分は、速度場が銀河回転に似ていたので、銀河回転モデルでフィット
wide成分は、AGN中心核からのoutflowであるとしてモデリング
narrow成分
narrow成分の強度分布
narrow成分の速度場
銀河回転モデルのベストフィット
wide成分
[OIII]輝線フィット結果の速度場・FWHM・強度からデータキューブを再構築
中心から噴き出すoutflowのモデルについて、観測されるデータキューブを計算
ある開き角を持つ、一様なoutflow
51
outflowで中心から外へ向かって噴き出す速度は一定
輝線の強さは、中心距離のべき乗に比例する
最適パラメータの導出は、メッシュ総当り方式
obs
best fit sample
narrow成分は、銀河回転でよくあらわされる速度場を示す。
ガスは、銀河回転に付随している運動をしている。
wide 成分は、開き角100°∼130°が最適パラメータとなった
かなり広がったoutflowが存在している。
52
合金の分光反射率
冨田良雄
金銀銅合金
15
1. 星間物質（暗黒星雲、惑星状星雲）
2. 天文学史
特定領域研究「江戸モノ」：計画研究
「近世日本の光学機器の研究」
Cu+Sn合金、Cu+Ag+Au合金など
の分光特性の研究
10
5
300
400
500
600
700
800
nm
200
190
180
170
160
150
140
130
120
110
100
90
300
Au+Ag+Cu箔。線色は２４K、梅色、四号色、三号色、二号色、
一号色、五毛色、黄金色である。
400
3000
面積
2500
2000
1500
1000
500
0
5
10
銀含有率（％）
純金に相対的な山の面積と銀の含有率との関係をしめす
53
600
700
800
nm
金銀銅合金箔の分光データを純金のデータで割り算し規格化した。グラ
フの線色は黄金色、梅色、四号色、三号色、二号色、一号色、五毛色、
を示している。
3500
0
500
メンバー
z スタッフ
{ 稲垣省五 （
教授）
{ 戸谷友則 （
助教授）
{ 釜谷秀幸 （
助手）
研修員
{ 山崎達哉
理論グループのイントロダクション
戸谷 友則
z 大学院生
{ D1
z 織田 岳志、小林 正和
{ M2
z 鈴木崇弘、田中陽平、成本拓郎、福江翼、三井晴可
純理論、第一原理
「
理論」とは？
z 全分野が「
想定の範囲内」
基礎過程はわかっているが
全体が未解明の複雑な
物理現象を理解したい
{現在のスタッフの専門
z 稲垣： 自己重力系
z 戸谷： 観測的宇宙論、高エネルギー宇宙物理学
z 釜谷： 星間物理学、宇宙流体力学
超大問題へのアプローチ
チャレンジング
（例：相対性理論）
精密、定量化
シミュレーション
z どんなことをするのか？
アイデア勝負
オーダー解析
観測データと理論モデル
の詳細比較による新たな
知見
新観測データの解釈
新しい観測計画の立案
将来観測への予言
現象論、観測との比較
戸谷の研究
戸谷の研究
z 観測的宇宙論
{ダークマターとダークエネルギー
{銀河の形成と進化
z 高エネルギー宇宙物理学
{超新星、ガンマ線バースト
{ダークマターからのガンマ線
{銀河団における高エネルギー現象
Totani et al. 2001
z 私のホームページの研究解説もご覧ください。
54
戸谷の研究
戸谷の研究の特色
z 観測とのつながりを大切にしたい
{宇宙物理のよいところは、理論と観測の健全な相互作用
z 新アイデアこそ理論の命
{オーダー評価で論文を書くことに快感を覚えます
z 具体的には、
{未解明の問題の新アイデアによる解決
{観測データの新アイデアによる理論的解釈
{観測データに比較できる理論モデルの構築と、その比較に
よる新知見
{斬新な視点での新しい観測方法や計画の提案
稲垣の研究課題
Konishi-Kaneko 系の
緩和過程
• 重力多体問題
昨年度の研究
結果
– 宇宙に於ける大きなスケールの構造・
進化は重
力だけで決まる。
– 対象は球状星団、銀河、宇宙の大規模構造など
統計的力学的取り扱いが出来るもの。
はっきりしなかった。
Konishi-Kaneko 系は１次元 sheet 系
の first Fourier harmonic だけを
取ったもの。
１次元 sheet 系の緩和過程もはっきり
していない。Interaction が少ないと簡単
になるかと思ったが、そうではなかった。
釜谷秀幸の２００４年
今までの研究
いま興味を持っていること
Canadian Galactic Plane Survey
多相星間物質の進化
分子雲の形成と進化
星形成領域の物理過程
初代天体形成の観測的特長
• Shadow Orbit
– カオス系では初期条件の少し異なる軌道は指数函数的
に離れてゆく。
– 解析解のない解はカオス的である。
– 数値積分では必ず誤差が入る。
– 真の解に近い解は求められないか？
– ３次元Ｎ体系ではclose encounter の付近で
shadow orbit がなくなる。Encounter が
regular な Konishi-Kaneko 系ではどうか？
The CGPS (21cm image) has found some "chimneys" such
as shown here, places where the ISM gas is "blown out"
allowing material to move off the plane up to high galactic
latitudes. This supports the general picture of the multi-phase
ISM.
55
最近の研究
星団の形成と離散
Î銀河構造進化の素過程の解明
最近の興味
ªS 2
º
v12 ! « 1 2*SFE 3» u a02
¬6
¼
M star
*SFE {
Kamaya (2004)
M0
太陽系形成の化石情報から探る惑星形成過程
ÍJHKs
Alves & Homeier (2003)
JK+Radio
• 理論（シミュレーション）球対称では爆発を再
現できない？
• 観測（偏光、イメージ）SNやSNRは一般に非
球対称
重力崩壊型超新星の爆発機構
非球対称になる要因
１）
星の回転
２）
磁場
３）
流体不安定
研修員 山崎達哉
回転による影響
（臨界ニュートリノ光度）
f=0[Hz]
f=0.03[Hz]
f=[0.1Hz] at 1000[km]
56
57
自己紹介
•
名前：小林
•
論文著者名:
正和 （こばやしまさかず）
Masakazu A.R. Kobayashi
(MARK; まーく)
大学院入学後に知り合った人や海外の友人からは大抵「まーく」と
呼ばれる
•
出身：愛知県西尾市
抹茶の生産日本一
抹茶 でググるとトップに
•
誕生日：昭和54年12月14日
赤穂浪士討ち入りの日
西尾市の茶摘みの風景
赤穂浪士討ち入りの様子
原始銀河の検出可能性
計算結果とこれからの研究
• 原始銀河の Lyα 輝線輪郭は見る方向に強く依存
CDM フィラメントに沿った方向が
最も明るくなる (Kobayashi et al.
submitted to ApJL)
• 実際に原始銀河が検出可能か
否かは
① 原始銀河が単位時間当たりに
どれくらいの Lyα photon を
放射しているか
② LAE として光る原始銀河が
いくつ存在するか
原始銀河＠z=10 の Lyα 輝線輪郭
を調べることが重要
(Kobayashi et al. 2005）
• CDM の階層的構造形成モデルでは、
原始銀河は z ~ 10 で形成され、Lyα
photon を大量に放射、LAE (Lyman
Alpha Emitter) となることが期待
⇒ 宇宙は現在より~ 103 倍密度が
濃く、銀河から逃げ出た Lyα
photon に対して IGM は光学的に
厚い (W ~ 105)
• 球対称膨張する HI IGM 中の Lyα
transfer を解いた Loeb & Rybicki
(1999) の計算をより一般化
z = 17 におけるガス分布
Yoshida et al. 2003）
（
HI IGM が非球対称膨張する場合の
Lyα transfer を解いた
博士後期課程の研究テーマ
58
2005年度教室発表会
ガンマ線バースト
z 1967年に軍事衛星で初めて観測される。
鈴木 崇弘 (M2)
z 2005年現在、分からないことがまだまだ沢山。
エネルギー源は？
磁場は？
ジェットの角度は？
motivation
ガンマ線バーストの観測
z
z
ガンマ線バーストは宇宙で最もエネルギーの高い
天体現象
ガンマ線バーストの source は宇宙論的距離にある
→ 距離指標として使いたい
距離が分かれば
●初期宇宙での星形成史
●初期宇宙での星形成史
●dark energy の性質
●宇宙論パラメータ
・・・・・・
などが分かるかもしれない
(Imagine the Universe)
distance to GRBｓ
ガンマ線バーストの固有運動から
距離を測ることができる？
M2 田 中 陽 平
自己紹介
M1の思い出
ジェットの軸から外れた観測者が見る
flux centroidの位置を計算
Tc
研究
f D, T obs , *, t 59
M1の思い出
自己紹介
•
•
•
•
•
名前：田中陽平
学年：M2
部屋：406
出身1：長野県
出身2：名古屋大学 工学部
• 担当教官：戸谷さん
平成17年度 教室発表会
2005年4月18日
2/4
2005年4月18日
平成17年度 教室発表会
3
研究
• 発表
– 夏の学校
• 2D MHD乱流におけるエネルギーの伝達と分布
平成17
平成17年度教室発表会
– 春の学会
• 超新星による宇宙膨張の測定と母銀河での減光
について
M2 成本 拓朗
• 今（
今後）
– ↑の続き…
– そろそろ結果を…
平成17年度 教室発表会
2005年4月18日
4/4
これまでの研究
„
これまでの研究
宇宙ガンマ線背景放射
„
ブレーザーのガンマ線光度関数
今までの研究は PLE (Pure Luminosity Evolution) を仮定
系外からガンマ線が等方的に
やって来ている
硬X線サーベイから AGN の光度関数は LDDE (Luminosity
Dependent Luminosity Evolution) で表されることが分かった
ブレーザーのガンマ線光度関数も LDDE？
でも、起源が分からん !!
ブレーザー？
銀河団？
z ニュートラリーノ？
z
z
明るい AGN ほど redshift が
大きいところに密度の peak
EGRET Allsky Intensity Map
ブレーザーは最も有力な候補だが、
25% しか説明できないと主張されている
Ueda et al. (2003)
60
今後の目標
Normalized distribution
これまでの研究
„
„
„
ＡＧＮ（
ブレーザーも含めて）
の多波長における光度
関数の宇宙論的進化を統一的に理解したい
超巨大ブラックホールの形成過程について知りたい
„
他、おもしろそうなら何でも
„
log10 LJ
Redshift z
今までのガンマ線光度関数のモデルよりもブレーザーの
赤方偏移分布、光度分布をよく説明できる
とにかく早く論文を書き終える
まずはブレーザーの電波の光度関数
宇宙ガンマ線背景放射を 100% 説明できる可能性もある
教室発表会 2005
昨年度の活動
星間物質ワークショップ ８月 ポスター
夏の学校 8月 ポスター
天文学会2004年秋季年会 ９月 ポスター
Origins: From Early Universe to Extrasolar Planets
Nishinomiya-Yukawa Memorial Symposium １１月
• Origins: From First Objects to Extrasolar Planets PostNishinomiya-Yukawa Symposium １１月
ポスター
•
•
•
•
福江 翼 M2
目次
・昨年度の活動
・最近の研究に関連して
• 『アルマによる惑星科学：
太陽系天体から惑星系形成』 3 月
ポスター
• 「恒星物理学の新展開」
研究会 ３月 ポスター
• 2005年春季年会 3月 ポスター
弱電離プラズマの熱不安定性に関する考察
熱不安定の重要性
福江 翼, 釜谷秀幸 京都大学宇宙物理学教室
• Jeans Length λJ ,
OJ ~ 4 u107 u
T
U
Field Length λField
>cm@, OField ~ 2S ˜
T
U
u
z 弱電離プラズマの熱的不安定性について、neutral
component とion component の二流体として線形解
析を行った。
z 小さいスケールの構造形成に興味がある→熱不安定
z 分子雲形成の初期段階で電離度が非常に小さくなるよう
な状況を考える。部分電離気体であることに注目する。
K
>cm@
w/
w/
U
T
wU
wT
100K, 100個/ccのHI, C II cooling
→ λJ~10pc, λF~0.0045pc
OJ !! OField
z 各componentは摩擦を通じて相互作用するとする。二流
体的な取り扱いによる効果は？
z ionは磁場の影響を受ける。磁場はどのように弱電離気体
の熱不安定に影響するのか、もしくはしないのか？
→熱不安定の観測には高角分解能が必要
Field, G. B. 1965, ApJ, 142, 531 ; Ulmschneider, P. 1970, A&A, 4, 144
; Wolfire et al 1995, ApJ, 443, 152 ; Nakano, T. 1976, PASJ, 28, 355
61
Field(1965) の紹介 Basic Equations
&
dρ
ρ’v 0
dt
zΛ：
冷却率 K：
熱伝導
&
dv
ρ ’p 0
dt
dS
1 dp γ p dρ
ρΛ ’( K’T )
ρT
dt γ 1 dt γ 1 ρ dt
R
p ρT 0
Field, G. B. 1965, ApJ, 142, 531
μ
M2 三井 晴可
去年やっていたこと
概要
• 熱的、力学的に平衡状態でも、不安定となりうる。
• 自己重力不安定に対して安定でも、熱的に不安定になりうる。
• 安定性の線形解析を行った。とくに温度勾配に基づく熱伝導により
不安定領域が変わることを強調。
ULX が Pop III star 起源の
中質量black hole である
可能性についての研究
ULX (Ultra-Luminous X-ray source)
どうやって中質量BHは作られるのか？
赤：0.3-1.0keV
緑：1.0-2.5keV
青：2.5-7.0keV
9 ULXs
近傍銀河で見つかって
いる明るいX線源
星団中で星が合体
Population III star が重力崩壊
metallicityの低いガスではmassive starが
作られ、IMBHになる
→ガスを降着してULXとして光る
中質量black hole
(20M◎<M<104M◎)
がガスを降着して光ってい
るのではないかと考えられ
ている
近赤外背景光から計算される数の
Population Ⅲ starが BHになり、
分子雲中でガスを降着しているとして
ULXの観測と合うかを調べた
1’
Antennae 銀河
観測との比較 : 光度関数
SFR=50M◎/yr
100M◎
LEDD
η=1.0
1000M◎
LEDD
L×dN/dL
η=1.0
η=0.1
η=0.1
10361037103810391040 10411042
10361037103810391040 10411042
Lx(erg/s)
62
63
64
高速測光分光で暴く活動天体のエンジン
岡山3m級新技術
光学赤外線望遠鏡計画
望遠鏡の空白地域で相対論的天体の活動を捉える
・短時間で終結する突発天体現象の研究に威力を発揮します：
ガンマ線バースト、ブラックホール、超新星 …
・京大グループは超短時間ブラックホール新星を発見！
・ガンマ線バーストの残光観測でも世界をリードしています。
大学の研究教育基盤を強化し、すばる望遠鏡とともに
日本の天文学を発展させます。
ブラックホールに秒スケールの可視光変動あり
ブラックホール連星系の概念図。ブラックホールの周
りに円盤が形成され、真ん中からジェットが噴出する。
・恐らくブラックホール近傍の高エネルギー電子
によるシンクロトロン放射が起源。
・ガンマ線バーストにも短時間変動がある。
秒スケール以下での可視光変光観測は、一躍
ブラックホール研究の最先鋒となりました。
京大グループがとらえた短時間変動。分以下で変動。
機動性のある望遠鏡で、ガンマ線バースト、新型ブラックホールを即時観測
超高分散スペクトルで探る星生成の現場
超高分散で水素分子の微弱な兆候を捉える!!
・星間化学の主役である水素分子は双極子モーメントを持た
ないため、従来の方法では光赤外領域で検出できません
→ 超高スペクトル分解能が達成できれば、水素分子の
新技術の分割鏡方式望遠鏡により
大口径望遠鏡の空白地域を埋めます
出す四重極放射吸収線を検出することができます
近赤外JHKバンドで１０万を超える波長分解能
・「分子」雲や星形成領域での H2 ・CO 比，オルソ・パラ
水素比， ガス・ダスト比，温度…を求めることにより
赤外線天体に検出された
水素分子のかすかな吸収線。
星形成の現場の物理状況が判明します
ミリ波・サブミリ波データと合わせ
星間現象の新しい理解の道が拓けます。
京都大学大学院理学研究科 宇宙物理学教室・附属天文台
2005年2月
分割鏡方式で集光力をあげた望遠鏡で、銀河系の化学進化や星形成史に肉薄
岡山3ｍ級新技術望遠鏡計画
●大学・公共天文台の成果報告会や
公共
天文台
・京都大学が岡山観測所構内に設置
する3m級分割方式の望遠鏡です。
・将来の大型望遠鏡に至るファースト
ステップとなります。
地域社会
小中高校
市民向け観望会・講演会を主催。
●天文学校を開催（中高生も視野）。
京大からリモート
観測も可能
・ 研究・教育・大学連携・社会貢献を
大学連合
バランスよく推進します。
最先端テクノロジーで
サイエンスを推進します
国立天文台岡山天体物理観測所構内と
新望遠鏡設置予定地
すばる望遠鏡
京大3m級望遠鏡
・分割鏡製作制御技術
・高速測光分光システム
・超高分散スペクトル装置
大学共同運用で光赤外
コミュニティの活動を結集します
国立天文台、各大学、
公共天文台と連携
国立天文台
(東北大、東大、
名大、京大他)
東大6m級望遠鏡
・アタカマに設置
・ターゲットは遠方
の銀河
社会貢献に努めます
・国内に設置し機動性
を高める
技術協力 ・日本初の分割鏡方式
装置開発 の望遠鏡
・ターゲットは銀河系内
の星や突発天体
公開講座・講演会を通じて
望遠鏡をもっと身近なものに
相補的研究
・大集光力をいかす観測
・ターゲットは遠方の暗い
天体に重点
↓
30m望遠鏡
技術応用
発展研究
・分割鏡方式で計画中
・さらに大集光力
・さらに高解像力
組 織
京都大学 大学院理学研究科
宇宙物理学教室
分割鏡方式で大型望遠鏡の基盤作り
・恒星観測
・銀河観測
・理論天体物理
分割鏡製作・制御技術を新開発
・今後の地上大型望遠鏡は全て分割鏡方式
・高精度アクチュエータ/位相測定カメラ
附属天文台
岡山天文台
・星・突発天体
・星形成領域
花山・飛騨天文台
・太陽活動
・太陽恒星活動
主要設備
主要設備
主要設備
大宇陀65cm望遠鏡
3m級新望遠鏡
ドームレス太陽望遠鏡
屋上40cm望遠鏡
SMART太陽活動望遠鏡
60cm/65cm望遠鏡
研削による主鏡制御：鏡製作のイノベーション
・干渉計による研削機上での測定
・広範囲での形状精度の維持
軽量架台
研削による鏡製作の概念図。干渉計によって面精度を
測定しながら研削を行う。
・新開発のトラス構造により軽量化を実現
−望遠鏡仕様−
口 径
3m （18枚合成鏡）
タイプ
リッチークレチアン式反射型
焦 点
カセグレン
視 野
10分角 （可視∼近赤外）
像 質
直径0.5秒角以内に80%
京都大学大学院理学研究科
宇宙物理学教室 〒606-8502 京都市左京区北白川追分町 phone: 075-753-3890/fax: 075-753-3897
http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp
附属天文台 （花山天文台・飛騨天文台）
http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp
分割鏡方式の望遠鏡。左：正面図。右：背面からみた図。
トラス構造とＲガイドによる高度軸制御の様子が見える。
1
65
アウトライン
京都大学新技術望遠鏡計画
１. 計画の概要と目的
２. 新望遠鏡の果たす役割 （新技術、共同運用、社会貢献）
３. 新望遠鏡でねらうブレイクスルー
3a. 分割鏡方式
3b. 高速測光分光
3c. 超高分散分光
４. 共同運用と大学連携
５. 社会貢献の方策
６．光赤外長期計画の中の位置づけ
７．準備状況
京大岡山新望遠鏡ワーキンググループ
まとめ
1. 計画の概要と目的
2. 新望遠鏡の果たす役割
京大新望遠鏡計画とは
最先端テクノロジーで
推進するサイエンス
・岡山観測所内に設置する、大学共同運用の実験用3m級望遠鏡
・将来の大望遠鏡計画に至るファーストステップとして位置づけ
・組織は京都大学に、運営は全国大学・国立天文台共同で
・天文教育や普及を通して一般社会へ貢献
・分割鏡方式
・超高速測光・分光
・超高分散スペクトル
新望遠鏡のねらうフロンティア
（電磁波の観測にはさまざまなフロンティアがある）
口
径
→ 分割鏡製作・制御技術の開発
時間分解能 → 高速測光・分光システムの開発
波長分解能 → 超高分散スペクトル装置の開発
大学共同運用で光赤外
コミュニティの活動を結集
→ 超巨大望遠鏡
の基礎作り
→ 新しいサイエ
ンスが拓ける
光
・望遠鏡をもっと身近に
・研究者の育成
・観望会、講演会の開催
・地元/学校と密着
・技術開発＋観測的研究
・東大海外6m計画と連携
空間分解能 → 今後の課題
偏
社会への貢献
・大学連携による教育推進
→ 今後の課題
3a. 分割鏡方式の望遠鏡
3b. 超高速測光・分光
分割鏡制御技術開発
高時間分解能を武器に相対論的天体の活動を捉える
• 今後の地上大型望遠鏡は全て分割鏡方式
・突発天体現象の研究に威力を発揮する：
ガンマ線バースト、ブラックホール、超新星 …
（稼働中 Keck/HET、建設中 GTC/SALT、計画中 TMT/OWL）
• 高精度アクチュエータ/位相測定カメラの開発
• 口径70ｃｍ×18枚 ⇒ 口径3mに相当
・京大グループは超短時間ブラックホール新星を発見
・ガンマ線バーストの残光観測でも世界をリード
・実績ある太陽フレア観測から恒星フレア観測へ
研削による主鏡製作
ブラックホールに秒スケールの可視光変動を発見
• 干渉計による研削機上での測定
• 広範囲での形状精度の維持
・恐らくブラックホール近傍の高エネルギー電子
によるシンクロトロン放射が起源
・ガンマ線バーストにも短時間変動がある。
新素材開発
•
鏡材にガラスセラミック素材の利用も検討
∼50 秒
軽量架台
•
可視光短時間変動の観測は一躍
ブラックホール研究の最先鋒となった
トラス構造 ＋ Rガイド
(京大 植村氏の観
測
1
66
3c. 超高分散スペクトル
その他の研究課題
超高分散で星間分子の振動回転遷移を捉える!!
突発天体現象
・双極子モーメントを持たない水素分子
= 回転輝線で検出できない星間化学の主役
→ 四重極放射(振動回転遷移)吸収線を
さまざまな視線方向で初めて検出する
・ガンマ線バースト
・新型のブラックホール候補星・X線新星
・超新星
・恒星フレア
近赤外JHKバンドで１０万を超える波長分解能 （すばるIRCS： 2万）
Astro-F 銀河
・「分子」雲や星形成領域での H2 ・CO 比，
・赤外銀河による星形成史
・活動銀河中心核(AGN)/クエーサー(QSO)の宇宙論的進化
・初期宇宙における形成中の銀河
・赤外銀河による大規模構造
オルソ・パラ水素比， ガス・ダスト比，温度，・・・
→ 星形成の現場の物理状況が判明
ミリ波・サブミリ波データと合わせ
星間現象の新しい理解の道が拓ける
4. 共同運用と大学連携
5. 社会貢献の方策
もっと広く天文(科学)普及
全国の光赤外研究者の国内活動拠点の形成
・地方大学、公共天文台と協力し、さまざまな方面から社会貢献。
・地域と密着し、県や教育委員会、小中高校とも接点をもつ。
・さまざまな分野（教育、ものづくり、地域、観光・・・）に貢献できる
天文台を目指す。
大学連携
・参加大学によるホームテレスコープの共有
特色ある研究・開発の展開
・大学（含 地方大学・教育系大学）及び国立天文台における
教育・研究の支援・連携
連携教育プログラム等の展開
（既に実績を重ねつつある）
京都大学
●大学・公共天文台の成果報告会や
市民向け観望会・講演会を主催。
●天文学校を開催（中高生も視野）。
・運営方針は、参加大学及び国立天文台による運営協議会（仮）
で決定
大学連携への展開
名称
建設地
主な役割
すばる8.2m ハワイ 最先端観測
望遠鏡
（米国） 汎用望遠鏡
予算
国立天文台
岡山観測所
新望遠鏡
6. 光赤外長期計画の中の位置づけ
公共
天文台
地域社会
小中高校
6. 光赤外長期計画の中の位置づけ
大学連携
完成年
国立天文台
展研究
用・発
技術応
東大6m級
望遠鏡
390億 1999年
・世界のベスト
サイト（アタカマ）
・赤外線で世界
最高性能
・リモート観測技
術を多く含む
・ターゲットは遠
方の活動天体
京大3m級
望遠鏡
30mﾌﾟﾛﾄﾀｲﾌﾟ
9.8億 2010年
岡山
実験･教育
東大6m級 アタカマ 究極サイト
77億
?
望遠鏡
（チリ） 赤外最高性能
30m級
究極の
未定
?
?
望遠鏡
地上望遠鏡
技
術
協
力
装
置
開
発
30m級望遠鏡
・計画中
アップ
グレード
・大集光力/高解像力
・初期宇宙/惑星形成
京大3m級
起源の解明
望遠鏡
・国内に設置し
技術応用
機動性を高める
発展研究
・日本で初めて 相補的研究
の分割鏡方式
すばる望遠鏡
・実験的要素を
多く含む
・大集光力をいかす観測
・ターゲットはあらゆる天
・ターゲットは星&
星形成領域
体、遠方の天体に重点
・試験開発的使用は困難
2
67
7. 準備状況
ま と め
技術開発･検討
新望遠鏡３つのキーワード
高精度アクチュエータ試験
研削による光学素子作成
各種シミュレーション
１．地上大型望遠鏡につながる3m級実験用望遠鏡
２．共同運用で大学・天文台の研究基盤整備
３．地元に教育・観光・ものづくりで社会貢献
サイト調査
空の明るさ調査：可視光で20等/秒角2
シーイング調査：可視光で1∼1.2秒角
接地境界層高15m
新望遠鏡の目ざす３大フロンティア
１．研削分割鏡方式（地上大型望遠鏡技術実証モデル）
２．高速測光・分光で解明する相対論的天体のエンジン
３．超高分散スペクトルで探る星生成の現場
(競争的)資金獲得状況
国立天文台研究開発経費 (代表 岩室) 3,550千円 (2003∼2004)
国立天文台大学支援経費
7,000千円 (2003)
文部科学省基盤(B)科研費 (代表 嶺重) 16,500千円 (2004∼2006)
申請中：H17基盤(B)科研費
ご支援をよろしくお願いします。
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