The origin and evolution of the quiet Sun magnetic fields are not well understood. Most of the studies on the quiet-Sun magnetism have taken measurements of the line-of-sight magnetic fields with moderate spatial and temporal resolution. In the quiet Sun, vertical strong (kG) magnetic flux tubes concentrate around the boundaries of supergranulations, and are called network fields. Meanwhile, the magnetic fields in the internetwork regions (regions within the network) appear to have quite different magnetic properties, namely, relatively small magnetic fluxes with mixed polarities, and smaller magnetic patches.

This thesis is concerned with the properties of magnetic fields in the quiet-Sun photosphere, as revealed by the Hinode satellite. The spectropolarimeter of the Solar Optical Telescope (SOT) on board Hinode measures magnetic field vectors with unprecedented high spatial resolution of 0."32, obtaining full Stokes spectra at Fe I 630.2nm lines. Throughout this thesis, we considered the effect of photon noise, and performed statistically valid analysis. Following the introduction in Chapter 1, the thesis begins with the discovery by Hinode of ubiquitous transient horizontal magnetic fields (THMFs) in the solar photosphere. The THMFs are smaller than 1 arcsec2 and have lifetimes ranging 1-10 minutes. The occurrence rate is quite high, and THMFs are embedded in ~10% of granules.

We report the temporal evolution of a spatially isolated, transient horizontal magnetic field (THMF) in a weak plage region in Chapter 2. The evolution starts with the appearance of small-scale horizontal magnetic fields inside a granular cell, which is followed by the appearance of bipolar vertical fields. These THMFs seem to be tossed about by upflows and downflows of the granular convection. The emergence of THMFs is quite different from prototypical emerging phenomena leading to the formation of active regions in terms of their small size, short lifetime, and ubiquity.

We present the statistical properties of THMFs in Chapter 3. The THMFs statistically appear within the granules but near the edges. Apparently the upward granular convective motion drives and/or assists the emergence. When they disappear, some have reached the intergranular lane where downflow dominates, and some are still located inside the granular region. Both the lifetime and size of the THMFs are less than those of granules. As with granules, THMFs do not have a typical spatial scale, while the horizontal magnetic fields have a characteristic lifetime of 4 minutes. Combining the typical lifetime with their behaviors with regard to disappearance, we speculate that some THMFs pass through the line-forming layer and reach higher atmospheric layers.

In Chapter 4, we present the three-dimensional magnetic structure of a THMF during its evolution through the photosphere using SIRGAUS inversion code. SIRGAUS code is a modified version of SIR (Stokes Inversion based on Response function), and allows for retrieval of information on the magnetic and thermodynamic parameters of the flux tube embedded in the atmosphere from the observed Stokes profiles. Rigorous error estimation with a χ2 map allows us to point to the existence of a Ω-shaped flux tube with magnetic field strength of ~400 G rising through the line-forming layer of the analyzed lines. The flux tube is located at around log τ(500)~0 (z =0km) at Δt=0 s and around log τ(500)~-1.7 (z =240km) at Δt=130 s. At Δt=260 s, the horizontal part is already above the line-forming layer. The observed Doppler velocity is maximally 3km s-1, which is consistent with the ascending motion of the structure as retrieved from the SIRGAUS code. The magnetic flux carried by this THMF is estimated to be 3.1×10(17) Mx. The total magnetic flux of THMFs for the entire Sun (7×10(28) Mx) in one solar cycle is greater than those of ephemeral regions (3×10(26) Mx) and sunspot regions (10(25) Mx). The three-dimensional structure also suggests that THMFs would be part of a larger flux tube embedded below the photosphere.

We obtain and compare the properties of THMFs in both a plage and the quiet Sun, and examine the possibility of a local dynamo process in Chapter 5. The occurrence rate in the plage region is the same as that in the quiet Sun, although the vertical magnetic flux in the plage region is -8 times that in the quiet Sun. Probability density functions of intrinsic field strengths inferred from the inversion using a Milne-Eddington atmosphere do not show any difference between the quiet Sun and the plage region. Most (93%) of the horizontal fields are weaker than 700 G, which is the equipartition field strength corresponding to granular convective motion. The sub-equipartition field strengths of THMFs and the exact coincidence of the probability density functions and the occurrence rates between plage and quiet regions suggest that a local dynamo process caused by granular motion generates THMFs all over the Sun. THMFs in the plage region with higher linear polarization signals have a preferred azimuth direction consistent with that of the plage-region's large-scale vertical field pattern. This non-uniform distribution of the horizontal magnetic vectors indicates that THMFs may be somewhat influenced by the larger-scale magnetic field pattern as represented by the plage region. We also find that the total magnetic energy carried by THMFs (~2×106 erg cm-2 sec-1) is comparable to the total chromospheric and coronal energy loss.

In Chapter 6, we present results obtained with a long exposure vector magnetogram taken by the Narrowband Filter Imager (Fe I 525.0nm) of SOT. We sum the linear polarization maps of the quiet-Sun photosphere at the disk center with a wide field of view of 51"×82", and the polarization sensitivity would be more than 4.6 (21.2 in exposure time) times the standard observation (4.8 sec exposure) with the SOT spectropolarimeter. The linear polarization map shows a cellular structure with a typical scale of 5"-10". We find that the enhanced linear polarization signals essentially consist of isolated sporadic THMFs, and are not contributed by long-duration weak horizontal magnetic fields. The cellular structure coincides in position with the negative divergence of the horizontal flow field; i.e., mesogranular boundaries with downflows. The azimuth distribution appears to be random for the scale of mesogranules. Some pixels have two separate appearances of THMFs, and the measured time intervals are consistent with random appearance. THMFs tend to appear at mesogranular boundaries, but appear randomly in time. We propose that the seed fields of THMFs are advected by the mesogranular flows, and the granular convective motion amplifies the field strength and drives the emergence of the horizontal fields around the mesogranular boundaries.

So far we have concentrated on the properties of THMFs. In Chapter 7, we broaden our scope to clarify the origin and properties of internetwork magnetic fields, both vertical and horizontal, in a unified way. We find clear positional association between vertical and horizontal magnetic fields in the internetwork region. Essentially all of the horizontal magnetic patches (THMFs) are associated with vertical magnetic patches. Alternatively, half of the vertical magnetic patches accommodate horizontal magnetic patches. These horizontal patches are located around the borders of vertical patches. The intrinsic magnetic field strength within the horizontal patches as obtained with the Stokes V line ratio is weak, and is in sub-equipartition field regime (B < 700 G), while the field strength outside the horizontal patches ranges from weak to strong (kG) fields. Vertical magnetic patches are known to be concentrated at mesogranular and supergranular boundaries, while horizontal magnetic patches are found only at mesogranular boundaries. We quantitatively present properties of both vertical and horizontal magnetic patches, such as the size, mutual location, magnetic flux density and total magnetic flux, in this chapter.

With our combined knowledge of the newly investigated THMFs and the vertical magnetic fields known for decades to exist, we conjecture that magnetic fields in the internetwork regions are provided by the emergence of small-scale flux tubes with bipolar footpoints, and the vertical magnetic fields of the footpoints intensify to kG fields owing to convective collapse. Resultant strong vertical fields are advected by the supergranular flow, and eventually form network fields.

本論文は、太陽観測衛星「ひので」の可視光望遠鏡により可能となった高空間分解能で高精度の観測で発見された短寿命水平磁場の全貌を明らかにし、静穏太陽における磁場の起源について新しい描像を提案するものである。

論文は、全8章より成る。第1章では、論文全体への導入の章として、静穏領域の磁場に関する従来の観測的研究と新たに「ひので」で明らかにした短寿命水平磁場の性質について概観した後、静穏太陽の磁場全体の成因の解明には短寿命水平磁場の解析が重要であるとの研究の動機を述べている。

第2章では、幾つかの個別の事象の詳細な解析により、短寿命水平磁場が粒状斑の対流運動に乗って出現・消滅する様子を明らかにしている。

第3章では、短寿命水平磁場の基本的性質を明らかにすべく、多数の事象の統計的解析を行っている。これにより、大きさ・寿命については、太陽の対流の最小構造である粒状斑程度であることが明らかとなった。短寿命水平磁場の出現消滅する場所については、粒状斑の内部に出現し、下降流が際立つ粒状斑間で消滅するものもあれば粒状斑内で消滅するものもある等、多様であることを明らかにしている。

第4章では、短寿命水平磁場の3次元構造とその時間変化を、吸収線の偏光分光観測から明らかにしている。磁束管の視線方向の物理量を求めることができる解析法により、ギリシャ文字のΩの形状の磁束管が時間と共に上昇していく様子を見事に明らかにしている。これにより、短寿命水平磁場の起源が、対流層中に存在するほぼ水平な磁束管であることが初めて明らかとなった。また、短寿命水平磁場の磁束を求めることが可能となり、観測から求めた発生頻度と合わせ、短寿命水平磁場の磁束の総計は、黒点等の磁場領域の磁束の総和に比べて、非常に大きいことを定量的に明快に示した。

第5章では、短寿命水平磁場の性質を、白斑領域と静穏領域とで比較している。発生頻度、磁場強度分布には差がないこと、また、水平磁場の大部分は、磁気エネルギー密度が対流エネルギーと等しくなる「等分配磁場強度」以下であるという事実を明らかにした。この観測結果から、論文提出者は、短寿命水平磁場は粒状斑の対流運動による局所的ダイナモによって供給されていると結論している。また、短寿命水平磁場の持つエネルギーが静穏領域の彩層・コロナ加熱に必要なエネルギーに匹敵することも明らにしている。

第6章では、長時間積算した直線偏光磁場画像から、短寿命水平磁場の出現空間分布が10 秒角弱のセル状の構造を成すことを発見している。更に、速度場との比較から、このセル構造は粒状斑よりも大きい中間粒状斑と呼ばれる流れ場の沈み込み部分(境界)に対応していることを明らかにした。これらの解析結果から、短寿命水平磁場は、中間粒状斑の流れ場によってその境界まで流された弱い磁場が、局所的ダイナモによって増幅されて太陽表面に出現したものであると推測している。

第7章では、水平磁場と垂直方向の磁場の関係に着目している。光子雑音の影響に注意した詳細なデータ解析により、水平磁場構造の大部分が垂直磁場と空間的に重なっていることを明らかにした。また、2本の吸収線を使って磁場強度を直接求め、短寿命水平磁場の内側の磁場強度は等分配磁場強度以下であるのに対し、外側では等分配磁場強度以上になっているものも存在していることを明らかにした。更に、垂直磁場は中間粒状斑の境界と超粒状斑の境界付近に局在しているが、水平磁場は中間粒状斑の境界のみに局在していることも明らかにしている。

これらの解析結果から、論文提出者は以下の様な静穏領域磁場の統一的描像を提案している。(1) 粒状斑の対流により誘起された局所的ダイナモ機構によって水平磁場が作られている。(2) 静穏領域磁場は水平磁場の浮上によって供給される。(3)水平磁場の一部は彩層・コロナへ到達しており、そのエネルギーは静穏領域の彩層の加熱に必要なエネルギーに匹敵している。(4) 水平磁場の足元部分の垂直磁場が、対流崩壊と呼ばれるある種の熱不安定性により、強い磁場強度になる。これが従来から観測的に知られていた垂直方向の磁場である。(5) これらの垂直磁場が、超粒状斑の流れにより、超粒状斑境界に位置するネットワーク磁場を形成する。

第8章は、本研究が明らかにした短寿命水平磁場の性質と静穏領域磁場の統一的描像のまとめである。

以上要するに、本論文は、「ひので」による観測に基づいた注意深い解析により、太陽表面の短寿命水平磁場の諸性質を明らかにし、これを基に、太陽静穏領域磁場の統一的描像を提案している。これは太陽の磁場の起源に関する新しい知見であり、天文学、天体物理学に新たな知見を齎すものである。

本論文は、常田佐久ほか11 名との共同研究に基づくものであるが、研究の動機は、論文提出者自身によるものであり、本論文の核を成す「ひので」の可視光望遠鏡から得られた観測データの解析及び結果の検討は、論文提出者が主体となって行ったものある。よって、論文提出者の寄与は十分であると判断し、本論文提出者に、博士(理学)の学位を授与出来ると認める。