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ひらかれた太陽物理の新しい扉

真空紫外線による偏光分光観測

National Institutes of Natural Sciences

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IMAGE: Polarization spectra of the hydrogen Lyman-α line from the Sun taken by the CLASP sounding rocket experiment. view more 

Credit: NAOJ, JAXA, NASA/MSFC; background full-Sun image: NASA/SDO

[発表概要]

国立天文台の太陽物理学研究者を中心とする国際チームは、観測ロケットCLASPを使った紫外線偏光観測によって、太陽上空の構造を調べることに成功しました。CLASPは日米仏が共同開発した観測装置で、宇宙空間を飛翔する約5分間、太陽表面から数千キロメートルほど上空にある彩層・遷移層からの紫外線を偏光観測しました。その結果、太陽の彩層・遷移層が想像以上に複雑な構造をしていること、観測された偏光データの中に磁場の存在を示す偏光成分があることをつきとめました。これらの成果は、彩層・遷移層磁場の測定手段に、紫外線の偏光分光観測という新たな扉をひらくものであり、これからの太陽物理学の進展への大きな一歩と言えます。

[背景]

私たちの太陽は、もっとも近くにある恒星として、詳細な研究が進められています。温度6000度の太陽表面より外に、彩層(約1万度)・遷移層(1万〜100万度)・コロナ(100万度以上)という高温な太陽大気が広がり、大気中では太陽フレアと呼ばれる爆発やジェットなどさまざまな活動的現象が起きています。しかし、このような高温で活動的な太陽大気が、どうして低温な表面の上空に存在できるのかは、未だ解明されていません。表面から大気へエネルギーを供給するメカニズムとして、磁場が重要な働きをしていると考えられ、太陽表面での精密な磁場観測は数多く行われてきました。一方、加熱と活動の現場である彩層からコロナでの磁場観測は難しく、知見は限定的であるのが現状です。

 太陽大気中の磁場測定は、太陽から放射されるスペクトル線の「偏光」を観測することで行ないます。「偏光」とは、光の振動がどの方向にどの程度偏っているかを示すものです。太陽大気から放射される光の大部分は無偏光(光の振動方向に偏りがない状態)ですが、磁場のような方向性を持つものが大気中にあると、偏光が生じるなど、放射されるスペクトル線の偏光状態が変化します。太陽物理では、スペクトル線に現れる偏光を精密に測定することで、太陽大気中の磁場の情報を得ています。

 彩層磁場を測定する試みとして、赤外線領域のいくつかのスペクトル線(Ca II 854nm, He I 1083nmなど)の偏光分光観測が地上の望遠鏡で行なわれています。しかしこの方法では、観測できる対象が、プラズマ活動に対する磁場の影響力が弱い彩層下部〜中部に限られたり、太陽面内の活動的な領域に限られたりと制約があります。

 磁場の影響力が強くなる彩層上部〜遷移層で磁場を観測するために、それらの層が主に放つ紫外線領域のスペクトル線の偏光分光観測が、新たな「窓」として期待されています。ただし紫外線、特に280nmより短い波長の光は地球の大気に吸収されてしまうため、その観測には宇宙空間に観測装置を打ち上げる必要があります。また、このような観測装置自体の開発も難しく、これまでに成功例がありませんでした。

観測ロケットCLASPは、彩層・遷移層が放つ紫外線(ライマンα線、波長:121. 6 nm)の偏光を観測することで、彩層上部〜遷移層での磁場を調べるプロジェクトです。2015年9月3日にアメリカ・ホワイトサンズ実験場からNASAの観測ロケットにて打上げられ、宇宙空間を飛翔する約5分間、ライマンα線での偏光観測を行ないました。

磁場の測定にはゼーマン効果により生じる偏光が広く利用されますが、彩層〜遷移層の磁場は弱いので、ゼーマン効果による測定は困難です。そこでCLASPでは「ハンレ効果」を使います。ハンレ効果とは、散乱偏光(原子による光の散乱過程で生じる偏光)が磁場により変化する現象で、磁場の強度と向きに応じたその変化から磁場の強度と向きを求めることができます。紫外線域のスペクトル線の中でもライマンα線は、彩層上部〜遷移層のような比較的弱い磁場でもハンレ効果が働く有用な輝線の一つです。

[研究の内容]  

今回、CLASPによる5分間の観測によって得られたデータを解析することで、太陽が出すライマンα線が散乱偏光していることが世界で初めて明らかになりました(図1を参照)。偏光の強度は理論モデルの予想と大筋で合っていましたが、空間的に細かいスケール(太陽半径の50〜100分の1)で偏光の様子が変化していることなど、太陽の彩層・遷移層が想像していた以上に複雑な構造をしていることが示されました。偏光観測がもたらす新たな情報により、太陽大気構造がより詳しく解明されていくことは疑いありません。

次に、観測された散乱偏光に、彩層・遷移層の磁場によるハンレ効果が見られるかどうかを調べるため、研究チームは、以下の3つのスペクトル線域に着目しました。

[1] 弱い磁場でも散乱偏光が変化するライマンα輝線の中心波長の部分

[2] 比較的強い磁場がないと散乱偏光が変化しない電離シリコン輝線、

[3] どんなに強い磁場があっても散乱偏光が変化しないライマンα線の中心波長からややずれた波長の部分(ウィング)。

そして、太陽表面での磁束量が異なる4つの領域(A〜D)に対して、これら3つのスペクトル線域の偏光がどう振る舞うのかを調べました(図2)。太陽表面の磁束量は、太陽全面を常時観測しているSDO衛星によって取得した太陽表面磁場データから求めました。太陽表面の磁束量を指標としたのは、彩層上部〜遷移層の磁場の強度と直下の太陽表面の磁束量には相関があると期待されるためです。その結果、[3]のライマンα線のウィング(図3の緑丸)では、太陽表面の磁束が増えても散乱偏光からのずれはほぼ0で一定である一方で、[1]のライマンα線中心(図3の赤丸)や [2]の電離シリコン輝線(図3の青丸)では、太陽表面の磁束が増えるにつれて散乱偏光からのずれが大きくなっていることがわかりました。この差が、まさに彩層上部〜遷移層に磁場が存在しているということを指し示しています。

これらは、遷移層に確かに磁場が存在することを世界で初めて直接的に示すとともに、真空紫外線の偏光分光観測が磁場診断に有用であることを示す画期的な研究成果です。観測ロケット実験は、衛星に比べると、搭載できる観測装置が圧倒的に小さく、また、一瞬とも言える観測時間しか得られませんが、このように新たな物理を切りひらく、先駆者としての役割を果たすことを世界に知らしめた重要な成果でもあります。

CLASP計画日本チームのプロジェクト・サイエンティスト 石川遼子氏は、今回の成果の意義について次のように語っています。「私は、今回の成果は重力波の検出と同じくらい重要な意義を持つ成果だと思っています。重力波の検出は、様々な天体現象から届く重力波の観測という宇宙を見るための新たな扉がひらかれ、電磁波を観測する従来の天文学では見られなかった現象が見られるようになることを意味します。同様に、太陽彩層・遷移層磁場を示唆する偏光を捉えたことは、紫外線偏光分光観測という新たな扉がひらかれ、これまで見られなかった太陽の姿が見えるようになることを意味するのです。」

[今後の展開]  

CLASPの観測装置は、観測終了後、パラシュートで砂漠に無傷で帰還しました。回収した光学素子と観測装置本体を再利用した再飛翔実験CLASP2計画が、NASAに採択され、2019年の打ち上げ・観測実施に向けて開発検討が既に始動しています。観測するスペクトル線をライマンα輝線と同様に有用だと考えられている電離マグネシウム線(280nm)に変更します。電離マグネシウム線では、ライマンα輝線で観測した直線偏光に加えて円偏光を観測することができるため、磁場情報がより正確にわかると期待されています。  

将来的には、これら観測ロケット実験で得た科学的かつ技術的成果を、2020年代以降に打ち上げられる衛星の設計開発に役立てていきます。紫外線偏光分光観測は、太陽活動の起源に迫るための大きな武器になると考えています。

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