国立天文台野辺山太陽電波観測所の電波へリオグラフは太陽観測専用の電波干渉計であり、これまでにない高い時間的及び空間的分解能での連続的な観測を可能にした。観測周波数17GHzでの輝度温度は約1万度で、これは彩層の温度に相当する。1992年6月下旬の定常観測開始以来、磁気ループ間の相互作用やプロミネンス放出の電波による連続観測、また強く偏波した電波源やフレアに於ける熱的、非熱的成分の関係等、幾つかの興味深い成果が報告されている。ヘリオグラフは太陽フレアの物理過程解明をその主たる目標に最適化設計が行われ、フレアを解析するに十分な画質の2次元像を得るために必要な条件を、各装置及び処理手法が満たしていることが、観測開始後の初期段階で報告されている。

　一方ヘリオグラフはフレアのみならず、彩層輝度より低輝度の構造についても「観測」をしているが、実際に処理された画像にははっきりと「表示」されていない。これらは彩層の構造が見えていることもあるが、コロナが見えている可能性もある。本論文ではこれら低輝度構造物を解析する際のヘリオグラフに於ける画像再生上の問題点及び改良点、またこれにより明らかになった諸現象の内、特に太陽の極冠増光の性質と、そのコロナホールとの関係について述べる。さらに他の諸現象については画像を示して、簡潔に紹介する。

　電波ヘリオグラフは東西約490m、南北約220mのT字型に配列した84台のアンテナから成り、視野は太陽全面を捕らえるに十分な40分角、空間分解能及び時間分解能はそれぞれ約10秒角、50ミリ秒である。観測量は輝度分布の空間周波数成分であり、3486組のアンテナ対から複素相互相関値が出力される。これらを空間周波数空間上のグリッド点に配置してフーリエ変換で画像を得た後、CLEAN法を用いてサイドローブ応答の影響を除いている。この一連の処理は画像再生と呼ばれている。ヘリオグラフ画像の1画素は4.91秒角である。これはナイキスト条件(7.44秒角)を満たしており、また、陽光衛星の軟X線画像の画素にも合わせてある。

　ヘリオグラフでは以下の2つの理由から独自の自己較正法を採用している。広い視野を確保するために口径80cmの素子アンテナを用いたことに加えて、受信機雑音温度と帯域幅の制約から、宇宙電波観測で通常較正用に用いられている天体を観測することはできない。また、較正のために太陽観測を中断したくないということがある。太陽フレアはいつ発生するか予測できず、また連続的な観測が必要だからである。ヘリオグラフで用いられている較正法は、「同じ基線ベクトルで結ばれるアンテナ対からの相関出力は同じである」という原理に基づいている。ヘリオグラフのアンテナ配列は東西、南北方向とも高い冗長性を持っており、この冗長度の最小二乗解を求めることにより複素利得較正を行っている。

　ヘリオグラフに於けるサイドローブ応答の除去には従来のCLEAN法を改良した処理法が用いられている。太陽の輝度分布は大きく広がった太陽円盤、幾つかのハロー成分、及び多数の局在コアー成分とからなっている。信頼性の向上と処理の効率化のために円盤成分とハロー及びコアー成分に関してはそれぞれ、(可視光による太陽半径)×1.0125を半径とする真円盤、空間的にガウス分布を仮定したモデル電波源を用い、円盤成分については一度に、ハロー及びコアー成分についてはループゲイン0.02で処理を行っている。

　ヘリオグラフ画像に於いて低輝度構造物を解析する場合、画像上のノイズレベルと電波源の位置精度について、評価、改良を行う必要がある。

　極冠増光を解析するに当たって、広がった電波源に対応する新たなCLEAN法を導入した。また極域外にある電波源からのサイドローブ応答の影響を避けるために極域にCLEAN BOXを置き、先にBOXの外側の電波源によるサイドローブ応答の影響を除いた後BOX内での処理を行った。さらに高空間周波数成分の位相誤差による縞構造の影響を避けるため、空間分解能は僅かに低下するが、空間周波数空間上に於いて低周波透過フィルターを用いた。

　太陽面緯度で約60度前後から高緯度の極冠部分全体は、静穏な太陽円盤の輝度温度から約1000度以上高い輝度温度を持つ領域で覆われている。さらに2000以上度高い幾つかの台地状の構造物が緯度80度以上に点在している。一方極域から中緯度にかけて500〜1000度の輝度を持つプラトー状の構造が延びていることがある。

　極冠増光は太陽活動周期に対して逆相関ではないかという観測がある。解析が行われた1992年7月から1995年6月の期間は第22太陽極大期の減衰期に当たる。北極域に於いては、1000度以上の領域の面積、境界とも顕著に増加、低緯度化傾向を示し、この観測と矛盾しない。これらの傾向は太陽活動周期が進行するにつれて緩やかになっている。一方南極域では僅かにこれらの傾向を示すが、観測期間を通じ活発な状態が続いている。これは第22極大期に於ける極域での磁極性反転の様子が、両極で異なっていたためとも考えられる。両極での様相の違いは過去の周期中に於いても報告されている。一方最高輝度温度に関しては特に傾向は見られなかった。

　中緯度まで延びているプラトー状の構造は軟X線画像との比較からコロナホールに対応していることが分かった。しかし全てのコロナホールにプラトー状の増光が付随しているわけではない。このことは、コロナホールには短センチ波帯での増光が付随する物とそうでない物の2種類があることを示している。

　辺縁増光が1000度程度であるのに対し、台地状の極冠増光は2000度以上ある。またコロナホールに付随する増光は500〜1000度程度である。このように3者の輝度温度には違いがあり、それぞれが異なった機構に起因していると推察される。極域磁場及び極域白斑は共に太陽活動と逆相関であることが観測で示されており、極冠増光を生じさせる大気構造には極域磁場が強く関係していると考えられる。一方、極域のコロナホールも太陽活動と逆相関であると報告されているが、極冠増光とコロナホールには必ずしも相関がない。このことからもコロナホールに付随した増光は極冠増光とは異なった機構に依っていると考えるのが自然である。

　画像再生法の評価、改良により、電波ヘリオグラフ画像は太陽彩層及びコロナに於ける低輝度構造物の解析の強力な手法となることが示された。しかし特に空間周波数成分の位相誤差の影響については深刻であり、画質劣化の大きな要因となっている。現行の複素利得較正法の改良及び新たな較正法の導入によりさらに画質が改善され、太陽彩層及びコロナの現象の理解が進むと期待される。