Educational Practice for Junior High and High School Students Using a Model Simulating a CubeSat to Improve the Quality of Interest in STEM Subjects
Hideki UCHIYAMA; Takeshi MACHI; Hitoshi YAMAMOTO; Masahiro NOHMI; Kazumasa IMAI; Takahito WATANABE; Masafumi MATSUMURA; Masayoshi NOBUKAWA; Satoshi NOZAWA, Corresponding
Journal of Evolving Space Activities, Aug. 2024, [Reviewed]

The Relationship between Satellite Orbit and Space Weather Phenomenon, and and the Possibility of Orbit Prediction considering Space Weather
野澤恵、久保庭敦男、アルベリウス幸子、玉置晋, Lead
宇宙科学情報解析論文誌, 27 Feb. 2024, [Reviewed]

Detailed altitude analysis of Ellerman bomb using the domeless solar telescope at the Hida Observatory, Kyoto University　　　　　　　　　　　　　　　
市川椋大、野澤 恵, Last
Stars and Galaxies, 28 Dec. 2023, [Reviewed]

〔Major achievements〕Forecasting the transit times of earth-directed halo CMEs using artificial neural network: A case study application with GCS forward modeling technique
F.N. Minta; S. Nozawa; K. Kozarev; A. Elsaid; A. Mahrous, Corresponding
Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics (JASTP), Jun. 2023, [Reviewed]

宇宙天気と地球低軌道の4層構造
玉置晋、アルヴェリウス幸子; 野澤恵, Last
宇宙科学情報解析論文誌, 28 Feb. 2023, [Reviewed]

〔Major achievements〕Space weather casters and space weather interpreters confronting space weather hazard
Susumu Tamaoki; Kimiharu Saita; Ryosuke Hoshi; Sachiko Arvelius; Yukari Fukumi; Satoshi Nozawa; Kazunari Shibata, Corresponding
Journal of Space Safety Engineering, 01 Sep. 2022, [Reviewed]

〔Major achievements〕Solar radio bursts observations by Egypt- Alexandria CALLISTO spectrometer: First results
F.N. Minta; S.I. Nozawa; K. Kozarev; A. Elsaid; A. Mahrous, Corresponding
Advances in Space Research, 24 Jun. 2022, [Reviewed]

〔Major achievements〕Assessing the spectral characteristics of band splitting type II radio bursts observed by CALLISTO spectrometers
Felix N. Minta; Satoshi Nozawa; Kamen Kozarev; Ahmed Elsaid; Ayman Mahrous, Corresponding
Advances in Space Research, 29 Mar. 2022, [Reviewed]

1989年3月の宇宙天気現象と人工衛星の軌道低下の関係
野澤恵、玉置晋、井上卓悠, Lead
宇宙科学情報解析論文誌, 28 Feb. 2022, [Reviewed]

〔Major achievements〕The Scientific Observation Campaign of the Hayabusa-2 Capsule Re-entry
E. K. Sansom; H. A. R. Devillepoix; M.-Y. Yamamoto; S. Abe; S. Nozawa; M. C. Towner; M. Cupák; Y. Hiramatsu; T. Kawamura; K. Fujita; M. Yoshikawa; Y. Ishihara; I. Hamama; N. Segawa; Y. Kakinami; M. Furumoto; H. Katao; Y. Inoue; A. Cool; G. Bonning; R. M. Howie; P. A. Bland, Corresponding, On 2020 December 5 at 17:28 UTC, the Japan Aerospace Exploration Agency's Hayabusa-2 sample return capsule came back to the Earth. It re-entered the atmosphere over South Australia, visible for 53 seconds as a fireball from near the Northern Territory border toward Woomera where it landed in the the Woomera military test range. A scientific observation campaign was planned to observe the optical, seismo-acoustic, radio, and high energy particle phenomena associated with the entry of an interplanetary object. A multi-institutional collaboration between Australian and Japanese universities resulted in the deployment of 49 instruments, with a further 13 permanent observation sites. The campaign successfully recorded optical, seismo-acoustic, and spectral data for this event which will allow an in-depth analysis of the effects produced by interplanetary objects impacting the Earth's atmosphere. This will allow future comparison and insights to be made with natural meteoroid objects., OXFORD UNIV PRESS
Publications of the Astronomical Society of Japan, 01 Feb. 2022, [Reviewed]

Trial of a New Educational Use of a Nanosatellite: Workshop,Planning Observations Using the Stars-AO Satellite for High School and Junior High School Students
Hideki Uchiyama; Takeshi Machi; Michitaro Nakamura; Yoshiyuki Gunji; Satoshi Nozawa; Masahiro Nohmi; Mami Saito, Corresponding
TRANSACTIONS OF THE JAPAN SOCIETY FOR AERONAUTICAL AND SPACE SCIENCES, AEROSPACE TECHNOLOGY JAPAN, 04 Jul. 2021, [Reviewed]

Estimating Physical Quantities of Spicules over Active Region
吉塚 弘康; 野澤 恵; 北井 礼三郎; 上野 悟; 大辻 賢一, Corresponding
Stars and Galaxies, 31 Dec. 2019, [Reviewed]

Revisiting Kunitomo's Sunspot Drawings during 1835-1836 in Japan
Masashi Fujiyama; Hisashi Hayakawa; Tomoya Iju; Toshiki Kawai; Shin Toriumi; Kenichi Otsuji; Katsuya Kondo; Yusaku Watanabe; Satoshi Nozawa; Shinsuke Imada, Corresponding
Solar Physics, 17 Apr. 2019, [Reviewed]

Relationship between the low-latitude coronal hole area, solar wind velocity, and geomagnetic activity during solar cycles 23 and 24
Yumi Nakagawa; Satoshi Nozawa and Atsuki Shinbori, Last
Earth, Planets and Space, 28 Feb. 2019, [Reviewed]

Measurement of Vector Magnetic Field in a Flare kernel with a Spectropolarimetric Observation in He I 10830 A
Tetsu Anan Takurou Yoneya Kiyoshi Ichimoto Satoru UeNo Daikou Shiota Satoshi Nozawa Shinsuke Takasao Tomoko Kawate, Corresponding
Publications of the Astronomical Society of Japan, 01 Dec. 2018, [Reviewed]

Variation of the Solar Microwave Spectrum in the Last Half Century
Masumi Shimojo; Kazumasa Iwai; Ayumi Asai; Satoshi Nozawa; Tetsuhiro Minamidani; and Masao Saito, Corresponding, The total solar fluxes at 1, 2, 3.75, and 9.4 GHz were observed continuously from 1957 to 1994 at Toyokawa, Japan, and from 1994 until now at Nobeyama, Japan, with the current Nobeyama Radio Polarimeters. We examined the multi-frequency and long-term data sets, and found that not only the microwave solar flux but also its monthly standard deviation indicate the long-term variation of solar activity. Furthermore, we found that the microwave spectra at the solar minima of Cycles 20-24 agree with each other. These results show that the average atmospheric structure above the upper chromosphere in the quiet-Sun has not varied for half a century, and suggest that the energy input for atmospheric heating from the sub-photosphere to the corona have not changed in the quiet-Sun despite significantly differing strengths of magnetic activity in the last five solar cycles., IOP PUBLISHING LTD
Astrophysical Journal, 12 Oct. 2017, [Reviewed]

Coronal magnetic fields derived from simultaneous microwave and EUV observations and comparison with the potential field model
S. Miyawaki; K. Iwai; K. Shibasaki; D. Shiota and S. Nozawa, Last, We estimated the accuracy of coronal magnetic fields derived from radio observations by comparing them to potential field calculations and the differential emission measure measurements using EUV observations. We derived line-of-sight components of the coronal magnetic field from polarization observations of the thermal bremsstrahlung in the NOAA active region 11150, observed around 3:00 UT on 2011 February 3 using the Nobeyama Radioheliograph at 17 GHz. Because the thermal bremsstrahlung intensity at 17 GHz includes both chromospheric and coronal components, we extracted only the coronal component by measuring the coronal emission measure in EUV observations. In addition, we derived only the radio polarization component of the corona by selecting the region of coronal loops and weak magnetic field strength in the chromosphere along the line of sight. The upper limits of the coronal longitudinal magnetic fields were determined as 100-210 G. We also calculated the coronal longitudinal magnetic fields from the potential field extrapolation using the photospheric magnetic field obtained from the Helioseismic and Magnetic Imager. However, the calculated potential fields were certainly smaller than the observed coronal longitudinal magnetic field. This discrepancy between the potential and the observed magnetic field strengths can be explained consistently by two reasons:. (1) the underestimation of the coronal emission measure resulting from the limitation of the temperature range of the EUV observations, and (2) the underestimation of the coronal magnetic field resulting from the potential field assumption., IOP PUBLISHING LTD
ApJ, 10 Feb. 2016, [Reviewed]

Chromospheric sunspots in millimeter range as observed by Nobeyama Radioheliograph
K. Iwai; H. Koshiishi; K. Shibasaki; S. Nozawa; S. Miyawaki and T. Yoneya, Corresponding, We investigate the upper chromosphere and the transition region of the sunspot umbra using the radio brightness temperature at 34 GHz (corresponding to 8.8 mm observations) as observed by the Nobeyama Radioheliograph (NoRH). Radio free-free emission in the longer millimeter range is generated around the transition region, and its brightness temperature yields the region's temperature and density distribution. We use the NoRH data at 34 GHz by applying the Steer-CLEAN image synthesis. These data and the analysis method enable us to investigate the chromospheric structures in the longer millimeter range with high spatial resolution and sufficient visibilities. We also perform simultaneous observations of one sunspot using the NoRH and the Nobeyama 45 m telescope operating at 115 GHz. We determine that 115 GHz emission mainly originates from the lower chromosphere while 34 GHz emission mainly originates from the upper chromosphere and transition region. These observational results are consistent with the radio emission characteristics estimated from current atmospheric models of the chromosphere. On the other hand, the observed brightness temperature of the umbral region is almost the same as that of the quiet region. This result is inconsistent with current sunspot models, which predict a considerably higher brightness temperature of the sunspot umbra at 34 GHz. This inconsistency suggests that the temperature of the region at which the 34 GHz radio emission becomes optically thick should be lower than that predicted by the models., IOP PUBLISHING LTD
Ap. J., 16 Jan. 2016, [Reviewed]

Coronal magnetic field and the plasma beta determined from radio and multiple satellite observations
K. Iwai; K. Shibasaki; S. Nozawa; T. Takahashi; S. Sawada; J. Kitagawa; S. Miyawaki and H. Kashiwagi, Corresponding, We derived the coronal magnetic field, plasma density, and temperature from the observation of polarization and intensity of radio thermal free-free emission using the Nobeyama Radioheliograph (NoRH) and extreme ultraviolet (EUV) observations. We observed a post-flare loop on the west limb on 11 April 2013. The line-of-sight magnetic field was derived from the circularly polarized free-free emission observed by NoRH. The emission measure and temperature were derived from the Atmospheric Imaging Assembly (AIA) onboard Solar Dynamics Observatory (SDO). The derived temperature was used to estimate the emission measure from the NoRH radio free- free emission observations. The derived density from NoRH was larger than that determined using AIA, which can be explained by the fact that the low-temperature plasma is not within the temperature coverage of the AIA filters used in this study. We also discuss the other observation of the post-flare loops by the EUV Imager onboard the Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO), which can be used in future studies to reconstruct the coronal magnetic field strength. The derived plasma parameters and magnetic field were used to derive the plasma beta, which is a ratio between the magnetic pressure and the plasma pressure. The derived plasma beta is about 5.7 x 10(-4) to 7.6 x 10(-4) at the loop top region., SPRINGER HEIDELBERG
EP&S, Nov. 2014, [Reviewed]

Molecular Loops in the Galactic Center
Fukui Yasuo; Torii Kazufumi; Kudo Natsuko; Yamamoto Hiroaki; Kawamura Akiko; Machida Mami; Takahashi Kunio; Nozawa Satoshi; Matsumoto Ryoji
GALACTIC CENTER: A WINDOW TO THE NUCLEAR ENVIRONMENT OF DISK GALAXIES, 2011, [Reviewed]

Three-Dimensional Global MHD Simulations of the Magnetic Loop Structures in our Galactic Center
Machida Mami; Matsumoto Ryoji; Nozawa Satoshi; Takahashi Kunio; Torii Kazufumi; Kudo Natsuko; Fukui Yasuo
GALACTIC CENTER: A WINDOW TO THE NUCLEAR ENVIRONMENT OF DISK GALAXIES, 2011, [Reviewed]

Molecular Loops in the Galactic Center: Detailed Observations of the Footpoint of the Loops
Torii Kazufumi; Fukui Yasuo; Kudo Natsuko; Yamamoto Hiroaki; Kawamura Akiko; Machida Mami; Takahashi Kunio; Nozawa Satoshi; Matsumoto Ryoji
GALACTIC CENTER: A WINDOW TO THE NUCLEAR ENVIRONMENT OF DISK GALAXIES, 2011, [Reviewed]

Molecular Loops in the Galactic Center - The Physical Condition in the Whole Loops
Kudo Natsuko; Torii Kazufumi; Machida Mami; Takahashi Kunio; Nozawa Satoshi; Yamamoto Hiroaki; Okuda Takeshi; Kawamura Akiko; Mizuno Norikazu; Onishi Toshikazu; Matsumoto Ryoji; Fukui Yasuo
GALACTIC CENTER: A WINDOW TO THE NUCLEAR ENVIRONMENT OF DISK GALAXIES, 2011, [Reviewed]

High Excitation Molecular Gas in the Galactic Center Loops; 12CO (J = 2-1 and J = 3-2) Observations
N. Kudo; K. Torii; M. Machida; Mami; T. A. Davis; K. Tsutsumi; M. Fujishita; N. Moribe; H. Yamamoto; T. Okuda; A. Kawamura; N. Mizuno; T. Onishi; H. Maezawa; A. Mizuno; K. Tanaka; N. Yamaguchi; H. Ezawa; K. Takahashi; S. Nozawa; R. Matsumoto; Y. Fukui, Corresponding, We have carried out (CO)-C-12 (J = 2-1) and (CO)-C-12 (J = 3-2) observations at spatial resolutions of 1.0-3.8 pc toward the entirety of loops 1 and 2 and part of loop 3 in the Galactic center with NANTEN2 and ASTE. These new results have revealed detailed distributions of the molecular gas and the line intensity ratio of the two transitions, R3-2/2-1. In the three loops, R3-2/2-1, is in a range from 0.1 to 2.5 with a peak at similar to 0.7, while that in the disk molecular gas is in a range from 0.1 to 1.2 with a peak at 0.4. This supports that the loops are more highly excited than the disk molecular gas. An LVG analysis of three transitions, (CO)-C-12 J = 3-2 and 2-1 and (CO)-C-13 J = 2-1, toward six positions in loops 1 and 2 shows that the density and temperature are in the range 10(2.2)-10(4.7) cm(-3) and 15-100 K or higher, respectively. Three regions, extended by 50-100 pc in the loops, tend to have higher excitation conditions, as characterized by R3-2/2-1 greater than 1.2. The highest ratio of 2.5 is found in the most developed foot points between loops 1 and 2. This is interpreted that the foot points indicate strongly shocked conditions, as inferred from their large linewidths of 50-100 km s(-1), confirming a suggestion by Toni et al. (2010, PASJ, 62, 675). The other two regions outside the foot points suggest that the molecular gas is heated up by some additional heating mechanisms, possibly including magnetic reconnection. A detailed analysis of four foot points has shown a U shape, an L shape or a mirrored-L shape in the b-nu distribution. It is shown that a simple kinematical model that incorporates global rotation and expansion of the loops is able to explain these characteristic shapes., OXFORD UNIV PRESS
Publications of the Astronomical Society of Japan, 2011, [Reviewed]

A Detailed Observational Study of Molecular Loops 1 and 2 in the Galactic Center
K. Torii; N. Kudo; M. Fujishita; T. Kawase; H. Yamamoto; A. Kawamura; N. Mizuno; T. Onishi; M. Machida; K. Takahashi; S. Nozawa; R. Matsumoto and Y. Fukui, Corresponding, Fukui et al. (2006, Science, 314, 106) discovered two huge molecular loops in the galactic center located at (l, b) similar or equal to (355 degrees-359 degrees, 0 degrees-2 degrees) in a large velocity range of -180-40 km s(-1). Following the discovery, we present detailed observational properties of the two loops based on NANTEN (CO)-C-12 (J = 1-0) and (CO)-C-13 (J = 1-0) datasets at 10 pc resolution, including a complete set of velocity channel distributions and comparisons with H and dust emissions as well as with the other broad molecular features. We have found new features on smaller scales in the loops, including helical distributions in the loop tops and vertical spurs. The loops have counterparts of the H I gas, indicating that the loops include atomic gas. The IRAS far-infrared emission is also associated with the loops, and was used to derive an X-factor of 0.7 (+/- 0.1) x 10(20) cm(-2) (K km s(-1))(-1) to convert the (CO)-C-12 intensity into the total molecular hydrogen column density. From the (CO)-C-12, (CO)-C-13, H I, and dust datasets we estimated the total mass of loops 1 and 2 to be similar to 1.4 x 10(6) M-circle dot and similar to 1.9 x 10(6) M-circle dot respectively, where the H I mass corresponds to similar to 10%-20% of the total mass and the total kinetic energy of the two loops is similar to 10(52) erg. An analysis of the kinematics of the loops yields that the loops are rotating at similar to 47 km s(-1) and expanding at similar to 141 km s(-1) at a radius of similar to 670 pc from the center. Fukui et al. (2006) presented a model that the loops are created by magnetic flotation due to the Parker instability with an estimated magnetic field strength of similar to 150 mu G. We present comparisons with the recent numerical simulations of the magnetized nuclear disk by Machida et al. (2009, PASJ, 61, 411) and Takahashi et al. (2009, PASJ, 61, 957), and show that the theoretical results are in good agreement with the observations. The helical distributions also suggest that some magnetic instability plays a role similarly to the solar helical features., OXFORD UNIV PRESS
Publications of the Astronomical Society of Japan, Oct. 2010, [Reviewed]

Temperature and Density in the Foot Points of the Molecular Loops in the Galactic Center; Analysis of Multi-J Transitions of (CO)-C-12 (J=1-0, 3-2, 4-3, 7-6), (CO)-C-13 (J=1-0), and (CO)-O-18 (J=1-0)
Torii Kazufumi; Kudo Natsuko; Fujishita Motosuji; Kawase Tokuichi; Okuda Takeshi; Yamamoto Hiroaki; Kawamura Akiko; Mizuno Norikazu; Onishi Toshikazu; Machida Mami; Takahashi Kunio; Nozawa Satoshi; Matsumoto Ryoji; Ott Juergen; Tanaka Kunihiko; Yamaguchi Nobuyuki; Ezawa Hajime; Stutzki Juergen; Bertold Frank; Koo Bon-Chul; Bronfman Leonardo; Burton Michael; Benz Arnold O; Ogawa Hideo; Fukui Yasuo
PUBLICATIONS OF THE ASTRONOMICAL SOCIETY OF JAPAN, Jun. 2010, [Reviewed]

Temperature and Density in the Foot Points of the Molecular Loops in the Galactic Center; Analysis of Multi-J Transitions of 12CO, 13CO and 18CO
K. Torii; N. Kudo; M. Fujishita; T. Kawase; T. Okuda; H. Yamamoto; A. Kawamura; N. Mizuno; T. Onishi; M; Machida; K. Takahashi; S. Nozawa; R. Matsumoto; J. Otto; K. Tanaka; N. Yamaguchi; H. Ezawa; J. Stutzki; F. Bertoldi; B-C. Koo; L. Brenfman; M. Burton; A.O. Benz; H. Ogawa; Y. Fuku, Corresponding, Fukui et al. (2006, Science, 314, 106) discovered two molecular loops in the Galactic center, and argued that the foot points of the molecular loops, two bright spots at both loop ends, represent gas accumulated by the falling motion along the loops, subsequent to magnetic flotation by the Parker instability. We have carried out sensitive CO observations of the foot points toward l = 356° at a few pc resolution in the six rotational transitions of CO: 12CO (J = 1-0, 3-2, 4-3, 7-6), 13CO (J = 1-0), and C 18O (J = 1-0). A high-resolution image of 12CO (J = 3-2) has revealed the detailed distribution of the high-excitation gas, including U shapes, the outer boundary of which shows sharp intensity jumps accompanying strong velocity gradients. An analysis of the multi-J CO transitions shows that the temperature is in the range from 30 to 100 K and the density is around 103-104cm-3, confirming that the foot points have high temperature and density, although there is no prominent radiative heating source, such as high-mass stars in or around the loops. We argue that the high temperature is likely due to shock heating under the C-shock condition caused by magnetic flotation. We made a comparison of the gas distribution with theoretical numerical simulations, and note that the U shape is consistent with numerical simulations. We also find that the region of highest temperature of ∼ 100 K or higher inside the U shape corresponds to the spur having an upward flow, additionally heated up either by magnetic reconnection or bouncing in the interaction with the narrow neck at the bottom of the U shape. We note that these new findings further reinforce the magnetic floatation interpretation. © 2010. Astronomical Society of Japan., Astronomical Society of Japan
Publications of the Astronomical Society of Japan, 2010, [Reviewed]

Geosynchronous Satellites Anomalies on Geosynchronous Magnetopause Crossing
S. Tamaoki; F. Urayama; and S. Nozawa, Last, The orbital radius of geosynchronous satellites in elliptical orbit above the equator is 6.6 times as long as the radius of the earth 'Re'. Usually, geosynchronous satellites are inside the Earth's magnetopause the radius of which is greater than 10 Re from the Earth's center, the magnetosphere shields geosynchronous satellites from the solar wind. However, when the solar wind pressure increases, the magnetopause position approaches and crosses geosynchronous orbit. This phenomenon is called "Geosynchronous Magnetopause Crossing (GMC)". We calculated the magnetopause position during three days before 81 satellite anomalies occurred from 1 January 1997 to 31 December 2007, and analyzed a relationship between GMCs and geosynchronous satellite anomalies. The magnetopause position will be used as an index to prevent geosynchronous satellite anomalies from space environment disturbances on geosynchronous satellite operation., THE JAPAN SOCIETY FOR AERONAUTICAL AND SPACE SCIENCES
Transactions of the Japan Society for Aeronautical and Space Sciences, 2010, [Reviewed]

Generation of Alfvén Waves by Magnetic Reconnection
H. Kigure; K. Takahashi; K. Shibata; T. Yokoyama; and S. Nozawa, Last, In this paper, the results of 2.5-dimensional magnetohydrodynamical simulations are reported for the magnetic reconnection of non-perfectly antiparallel magnetic fields. The magnetic field has a component perpendicular to the computational plane, that is, a guide field. The angle theta between the magnetic field lines in two half regions was a key parameter in our simulations, whereas the initial distribution of the plasma was assumed to be simple; the density and pressure were uniform, except for the current sheet region. Alfven waves were generated at the reconnection point and propagated along the reconnected field line. The energy fluxes of the Alfven waves and the magneto-acoustic waves (slow mode and fast mode) generated by magnetic reconnection were measured. Each flux shows a similar time evolution independent of theta. The percentages of the energies (time integral of energy fluxes) carried by the Alfven waves and magneto-acoustic waves to the released magnetic energy were calculated. The Alfven waves carry 38.9%, 36.0%, and 29.5% of the released magnetic energy at the maximum (theta = 80 degrees) in the cases of beta = 0.1, 1, and 20, respectively, where beta is the plasma beta (the ratio of gas pressure to magnetic pressure). The magneto-acoustic waves carry 16.2% (theta = 70 degrees), 25.9% (theta = 60 degrees), and 75.0% (theta = 180 degrees) of the energy at the maximum. Implications of these results for solar coronal heating and acceleration of high-speed solar wind are discussed., OXFORD UNIV PRESS
Publications of the Astronomical Society of Japan, 2010, [Reviewed]

A Detailed Observational Study of Molecular Loops 1 and 2 in the Galactic Center　　　　　　　　　　　　　　　
Torii, Kazufumi; Kudo, Natsuko; Fujishita, Motosuji; Kawase, Tokuichi; Yamamoto, Hiroaki; Kawamura, Akiko; Mizuno, Norikazu; Onishi, Toshikazu; Mizuno, Akira; Machida, Mami; Takahashi, Kunio; Nozawa, Satoshi; Matsumoto, Ryoji; Fukui, Yasuo
Publ. Astron. Soc. Japan, Oct. 2009, [Reviewed]

Discovery of Molecular Loop 3 in the Galactic Center: Evidence for a Positive-Velocity Magnetically Floated Loop towards L=355-359
Fujishita; Motosuji; Torii; Kazufumi; Kudo; Natsuko; Kawase; Tokuichi; Yamamoto; Hiroaki; Kawamura; Akiko; Mizuno; Norikazu; Onishi; Toshikazu; Mizuno; Akira; Machida; Mami; Takahashi; Kunio; Nozawa; Satoshi; Matsumoto; Ryoji; Fukui; Yasuo, Corresponding, We have discovered a molecular dome-like feature towards 355 degrees <= l <= 359 degrees and 0 degrees <= b <= 2 degrees. The large velocity dispersions of 50-100 km s(-1) of this feature are much larger than those in the Galactic disk, and indicate that the feature is located in the Galactic center, probably within similar to 1 kpc of Sgr A*. The distribution has a projected length of similar to 600 pc and a height of similar to 300 pc from the Galactic disk, and shows a large-scale monotonic velocity gradient of similar to 130 km s(-1) per similar to 600 pc. The feature is also associated with H I gas having a more continuous spatial and velocity distribution than that of (CO)-C-12. We interpret the feature as being a magnetically floated loop similar to loops 1 and 2, and name it "loop 3". Loop 3 is similar to loops 1 and 2 in its height and length, but is different from loops 1 and 2 in that the inner part of loop 3 is filled with molecular emission. We have identified two foot points at both ends of loop 3. H I, (CO)-C-12, and (CO)-C-13 datasets were used to estimate the total mass and the kinetic energy of loop 3 to be similar to 3.0 x 10(6) M-circle dot and similar to 1.7 x 10(52) erg. The huge size, velocity dispersions, and energy are consistent with the magnetic origin of the Parker instability, as in the case of loops 1 and 2, but is difficult to be explained by multiple stellar explosions. We argue that loop 3 is in an earlier evolutionary phase than loops 1 and 2 based on the inner-filled morphology and the relative weakness of the foot points. This discovery indicates that the western part of the nuclear gas disk of similar to 1 kpc radius is dominated by the three well-developed magnetically floated loops, and suggests that the dynamics of the nuclear gas disk is strongly affected by magnetic instabilities., OXFORD UNIV PRESS
Publ. Astron. Soc. Japan, Oct. 2009, [Reviewed]

Similarity between the Molecular Loops in the Galactic Center and the Solar Chromospheric Arch Filaments
Takahashi; Kunio; Nozawa; Satoshi; Matsumoto; Ryoji; Machida; Mami; Fukui; Yasuo; Kudo; Natsuko; Torii; Kazufumi; Yamamoto; Hiroaki; Fujishita; Motosuji, Last, We carried out two-dimensional magnetohydrodynamic simulations of the Galactic gas disk to show that the dense loop-like structures discovered by the Galactic center molecular cloud survey using the NANTEN 4-m telescope can be formed by a buoyant rise of magnetic loops due to the Parker instability. At the initial state, we assumed a gravitationally stratified disk consisting of a cool layer (T similar to 10(3) K), a warm layer (T similar to 10(4) K), and a hot layer (T similar to 10(5) K). The simulation box was a local part of the disk containing the equatorial plane. The gravitational field was approximated by that of a point mass at the Galactic center. The self-gravity, and the effects of the Galactic rotation were ignored. Numerical results indicate that the length of the magnetic loops emerging from the disk is determined by the scale height of the hot layer (similar to 100 pc at 1 kpc from the Galactic center). The loop length, velocity gradient along the loops, and large velocity dispersions at their foot points are consistent with the NANTEN observations. We also show that the loops become top-heavy when the curvature of the loop is sufficiently small, so that the rising loop accumulates the overlying gas faster than sliding it down along the loop. This mechanism is similar to that in the formation of solar chromospheric arch filaments. The molecular loops emerge from the low-temperature layer just like the dark filaments observed in the Ha image of the emerging flux region of the Sun., OXFORD UNIV PRESS
Publ. Astron. Soc. Japan, Oct. 2009, [Reviewed]

Formation of Galactic Center Magnetic Loops
M. Machida; R. Matsumoto; S. Nozawa; K. Takahashi; Y. Fukui; N. Kudo; K. Torii; H. Yamamoto; M. Fujishita; and K. Tomisaka, Corresponding, A survey of the molecular clouds in the Galaxy with the NANTEN mm telescope has discovered molecular loops in the galactic center region. They show monotonic gradients of the line-of-sight velocity along the loops and large velocity dispersions towards their foot-points. It is suggested that these loops can be explained in terms of a buoyant rise of magnetic loops due to a Parker instability. We carried out global three-dimensional magnetohydrodynamic Simulations of the gas disk in the galactic center. The gravitational potential was approximated by an axisymmetric potential proposed by Miyamoto and Nagai (1975, PASJ, 27, 533). At the initial state, we assumed a warm (similar to 10(4) K) gas torus threaded by azimuthal magnetic fields. Self-gravity and radiative cooling of the gas were ignored. We found that buoyantly rising magnetic loops are formed above the differentially rotating, magnetically turbulent disk. By analyzing the results Of global MHD simulations, we identified individual loops, about 180 in the upper half of the disk, and Studied their statistical properties, such as their length, width, height, and velocity distributions along the loops. The typical length and height of a loop are 1 kpc and 200 pc, respectively. The line-of-sight velocity changes linearly along a loop, and shows large dispersions around the foot-points. Numerical results indicate that loops emerge preferentially from the region where the magnetic pressure is large. We argue that these properties are consistent with those of molecular loops discovered by NANTEN., OXFORD UNIV PRESS
Publ. Astron. Soc. Japan, 25 Jun. 2009, [Reviewed]

Discovery of Chromospheric Anemone Jets as Evidence of Ubiquitous Reconnection with Hinode
Shibata; K. et al.(第12著者、他21名), Corresponding, The heating of the solar chromosphere and corona is a long- standing puzzle in solar physics. Hinode observations show the ubiquitous presence of chromospheric anemone jets outside sunspots in active regions. They are typically 3 to 7 arc seconds = 2000 to 5000 kilometers long and 0.2 to 0.4 arc second = 150 to 300 kilometers wide, and their velocity is 10 to 20 kilometers per second. These small jets have an inverted Y- shape, similar to the shape of x- ray anemone jets in the corona. These features imply that magnetic reconnection similar to that in the corona is occurring at a much smaller spatial scale throughout the chromosphere and suggest that the heating of the solar chromosphere and corona may be related to small- scale ubiquitous reconnection., AMER ASSOC ADVANCEMENT SCIENCE
Science, 07 Dec. 2007, [Reviewed]

Molecular loops in the Galactic centre; evidence for magnetic floatation accelerating molecular gas　　　　　　　　　　　　　　　
Yamamoto; H.; Fukui; Y.; Fujishita; M.; Torii; K.; Kudo; N.; Nozawa; S.; Takahashi; K.; Matsumoto; R.; Machida; M.; Kawamura; A.; Yonekura; Y.; Mizuno; N.; Onishi; T.; Mizuno; A., Corresponding, Triggered Star Formation in a Turbulent ISM, Edited by B. G. Elmegreen and J. Palous. Proceedings of the International Astronomical Union 2, IAU Symposium #237, held 14-18 August, 2006 in Prague, Czech Republic. Cambridge: Cambridge University Press, 2007., pp.501-501

銀河系中心部で特異なループ構造を持つ分子雲ループを観測した。その特異な銀河ループ構造のモデルの検証として二次元電磁流体シミュレーションを用い、観測と理論が一致することを示した（担当：計算、解析、結果分析）。
IAU Symposium, 2007

3-D Magnetohydrodynamics Simulation of the Solar Emerging Flux
S. Nozawa, Lead, This three-dimensional magnetohydrodynamics simulation is used to study the nonlinear evolution of the magnetic buoyancy instability of a magnetic flux sheet with magnetic shear. A horizontal flux sheet that is initially placed below the solar photosphere is susceptible to both the interchange instability and the Parker instability (the undular mode of the magnetic buoyancy instability). In the nonlinear stage, the development depends on the initial perturbation as well as the initial magnetic field configuration (i.e., the presence of magnetic shear). When an initial non-periodic perturbation or random perturbations is assumed, the magnetic flux expands horizontally when the magnetic field emerges a little into the photosphere. The distribution of the magnetic field and gas tends to be in a new state of magnetohydrostatic equilibrium. When magnetic shear is present in the initial magnetic flux sheets, the interchange mode is stabilized so that the emerging loop is higher than in the no magnetic shear case. We discuss how the presented results are related to the emerging flux observed on the Sun., ASTRONOMICAL SOC PACIFIC
New Solar Physics with Solar-B Mission ASP Conference Series, 2007, [Reviewed]

Molecular Loops in the Galactic Center: Evidence for Magnetic Flotation
Y. Fukui; H. Yamamoto; M. Fujishita; N. Kudo; K. Torii; S. Nozawa; K. Takahashi; R. Matsumoto; M. Machida; A. Kawamura; Y. Yonekura; N. Mizuno; T. Onishi; A. Mizuno, Corresponding, The central few hundred parsecs of the Milky Way host a massive black hole and exhibit very violent gas motion and high temperatures in molecular gas. The origin of these properties has been a mystery for the past four decades. Wide-field imaging of the (12)CO ( rotational quantum number J = 1 to 0) 2.6-millimeter spectrum has revealed huge loops of dense molecular gas with strong velocity dispersions in the galactic center. We present a magnetic flotation model to explain that the formation of the loops is due to magnetic buoyancy caused by the Parker instability. The model has the potential to offer a coherent explanation for the origin of the violent motion and extensive heating of the molecular gas in the galactic center., AMER ASSOC ADVANCEMENT SCIENCE
Science, 2006, [Reviewed]

Three-Dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of Nonlinear Magnetic Buoyancy Instability of Flux Sheets with Magnetic Shear
S. Nozawa, Lead, A series of three-dimensional magnetohydrodynamic simulations is used to study the nonlinear evolution of the magnetic buoyancy instability of a magnetic flux sheet with magnetic shear. A horizontal flux sheet that is initially placed below the solar photosphere is susceptible to both the interchange instability and the Parker instability (the undular mode of the magnetic buoyancy instability). The growth rate in the linear stage of the instability in the numerical simulation is consistent with that predicted by linear theory. In the nonlinear stage, the development depends on the initial perturbation as well as the initial magnetic field configuration (i.e., the presence of magnetic shear). When an initial perturbation is assumed to be periodic, the emerging flux rises to the corona and the magnetic field expands like a potential field, as observed in 2D simulations. When an initial non-periodic perturbation or random perturbations are assumed, the magnetic flux expands horizontally when the magnetic field emerges a little into the photosphere. The distribution of the magnetic field and gas tends to be in a new state of magnetohydrostatic equilibrium. When magnetic shear is present in the initial magnetic flux sheets, the interchange mode is stabilized so that the emerging loop is higher than in the no magnetic shear case. We discuss how the presented results are related to the emerging flux observed on the Sun., OXFORD UNIV PRESS
Publ. Astron. Soc. Japan, 2005, [Reviewed]

Linux クラスターを用いた MPI 並列計算
野澤恵, Lead, パソコンを複数台をまとめて数値計算用のクラスター計算機を作成し、並列計算を行うことで、非常に安価な計算機環境を個人でも可能なことを提唱した。同時に既存のプログラムを並列化した手法の説明をし、高性能を発揮できることを示した（担当：計算、解析、結果分析）, 日本流体力学会
ながれ(日本流体力学学会誌), 1998, [Reviewed]

Three-Dimensional MHD Models for the Interaction between the solarwind and the Interstellar Medium
S. Nozawa and H. Washimi, Lead, We attempted to perform, a global three-dimensional (3-D) MHD computer simulation of the outer heliosphere under the interaction of the solar wind plasma with the interstellar medium, and showed that MHD processes are important in analyzing 3-D global heliospheric structure. The magnetic pressure effect of the interplanetary spiral field, which has been discussed theoretically and analyzed by a 2-D simulation, was examined in detail in our 3-D global system. The contraction of the scale of the terminal shock due to the magnetic pressure effect was analyzed quantitatively. It was found that in the downstream side of the interstellar flow, the magnetic pressure force contracts the scale of the terminal shock more evidently, which produces an isotropic structure of the shock rather than a bullet-type shape which was obtained by a hydrodynamic simulation. Collimated polar streams of the solar wind due to the magnetic pressure are also found in the heliosheath. In addition, the magnetic pressure is found to make the sheet plasma more dominant along the equatorial disk in the heliosheath., OXFORD UNIV PRESS
Publ. Astron. Soc. Japan, 1997, [Reviewed]

Effect of the Magnetic Field in the Three-Dimensional Heliosphere　　　　　　　　　　　　　　　
Satoshi Nozawa, Lead, 23rd meeting of the IAU, Joint Discussion 19, 26-27 August 1997, Kyoto, Japan
３次元シミュレーションによる太陽圏の新しいモデルを提唱した。太陽風と星間ガスの相互作用を磁場について注目し、磁場のある場合は太陽圏が太陽磁場により従来考えられていた構造とは異なることを示した（担当：計算、解析、結果分析）。
IAU meeting, JD19-007T, 1997

宇宙における流体力学 PVM と MHD 計算
野澤恵, Lead, 数値計算シミュレーションの並列化の手法である PVM と MPI の解説をし、実際に並列化したプログラムのベンチマークをとり、これからは並列化の手法が必要であると提唱した（担当：計算、解析、結果分析）。, 日本流体力学会
ながれ(日本流体力学学会誌), 1996, [Reviewed]

MHD NUMERICAL SIMULATIONS OF MAGNETIC RECONNECTION ASSOCIATED WITH EMERGING FLUX
SHIBATA K; NOZAWA S; MATSUMOTO R
MAGNETIC AND VELOCITY FIELDS OF SOLAR ACTIVE REGIONS, 1993

A Three-Dimansional MHD Analysis of the Outer Heliosphere　　　　　　　　　　　　　　　
S.Nozawa; S. and H. Washimi, Lead, 太陽風と星間ガスとの相互作用を三次元MHDシミュレーションにより明らかにした。特に終端衝撃波による太陽風の急激な現象が、太陽磁場強度の上昇をもたらし、太陽圏が今まで考えられてきたものとは違う描像を示した。（担当：計算、解析、結果分析）
Proceedings of Symposium on URSI, 1993

A Simulation Study of the Outer Heliosphere Including the Solar Rotation Effect
H. Washimi and S. Nozawa, Corresponding, 太陽圏で太陽回転が重要な役割を果たすモデルを提唱した。太陽風のプラズマが磁場を伴って噴出することで、太陽の磁力線は太陽を覆うように巻きつく。星間ガスとの相互作用により、急激に減速された太陽風がより急激な磁場の増大をもたらすことを明らかにした。（担当：計算、解析、結果分析）, PERGAMON PRESS LTD
COSPAR Colloquia Series vol.3 Solar Wind Seven, 1992, [Reviewed]

Emergence of Magnetic Flux from the Convection Zone into the Solar, Atmosphere. I. Linear and Nonlinear Adiabatic Evolution of the Convective-Parker Instability
S. Nozawa; K. Shibata; R. Matsumoto; A.C. Sterling、T. Tajima; Yutaka Uchida; A.Ferrari; R.Rosner, Lead, We study the linear and nonlinear properties of the evolution of emerging magnetic flux from the solar convection zone into the photosphere, chromosphere, and corona. An isolated flux sheet (approximately 400 km thick) initially embedded in a simple model convection zone (approximately 1000-2000 km thick) below a model solar atmosphere is susceptible to both convective instability and the Parker instability (the undular mode of the magnetic buoyancy instability). In the first portion of the paper, we perform a linear stability analysis of the partially magnetized convection zone. We find that the growth rate of this combined convective-Parker instability differs significantly from that of the Parker instability in the absence of convection. When beta(= p(g)/p(m)) > 10 in the initial flux sheet, the growth rate increases with horizontal wavenumber, and there is no maximum growth rate. A local maximum, however, can occur when the flux is initially located near the top of the convection zone. When beta < 10, the convective-Parker instability behaves like the Parker instability for long-wavelength modes, and like the convective instability for short-wavelength modes.
In the second portion of the paper, we use a two-dimensional magnetohydrodynamic (MHD) code to study the nonlinear evolution of the system. When the initial flux sheet has beta < 10, the long-wavelength mode (i.e., Parker mode) dominates the nonlinear evolution of the system, independent of the initial perturbation wavelength, even if there is no local maximum growth rate in the linear dispersion relation. The subsequent further expansion of magnetic flux into the atmosphere is characterized by approximate self-similar expansion, and resembles the results of our previous work, where the flux sheet was initially in a convectively stable layer. The magnetic flux configuration and system dynamics resemble the observed behavior of solar emerging flux regions., UNIV CHICAGO PRESS
Astrophysical Journal Supplement, 1992

Magnetic Reconnection Associated with Emerging Magnetic Flux
Shibata; K.; Nozawa; S. and Matsumoto; R., Corresponding, Two-dimensional (2D) magnetohydrodynamic (MHD) numerical simulations have been performed in order to study magnetic reconnection between an emerging flux and an overlying coronal magnetic field, while taking into account the effect of gravity, high spatial resolution, and a sufficient time span. The reconnection starts when most of the chromospheric mass in the current sheet between the emerging flux and the coronal field has drained down along the loop due to gravity. This implies that the start of a compact flare, or an X-ray bright point, follows the disappearance of an arch filament. It is also found that multiple magnetic islands are created in the sheet, which confine a cool, dense chromospheric plasma. These islands dynamically coalesce with each other and are ejected along the sheet at the Alfven speed. To check whether these phenomena occur in association with emerging flux would be an interesting subject for a cooperative study between optical and soft X-ray observations using the Yohkoh (Solar A) satellite., ASTRONOMICAL SOC JAPAN
Numerical Astrophyics in Japan, Dec. 1991

Nonlinear MHD processes and Atomspheric Heating in Solar Emerging Flux regions　　　　　　　　　　　　　　　
K. Shibata; S. Nozawa, Corresponding, 浮上磁場が上昇するにつれ、下降流が発生し音速を超え、その後急激に減速される。その過程で熱エネルギーが発生し、これを浮上磁場に伴うプラージュではないかとモデルを提唱した。（担当：モデル提唱、計算、解析、結果分析）
Proceedings of Symposium on the 4th International School for Space Simulation, 1991

Atomospheric Heating in Emerging Flux Regions　　　　　　　　　　　　　　　
K. Shibata; and S. Nozawa; R. Matsumoto; T. Tajima; and A.C.Sterling, Corresponding, 浮上磁場の上昇による下降流が熱エネルギーに変換されることと、コロナ磁場との再結合により、磁気エネルギーが解放される一連の振る舞いを計算機シミュレーションにより調べた。（担当：計算、解析、結果分析）
Mechanisms of Chromospheric and Coronal Heating, 1991, [Reviewed]

Formation of a Magnetic Neutral Sheet along the Heliopause　　　　　　　　　　　　　　　
H. Washimi and S. Nozawa, Corresponding, 太陽圏で太陽回転が重要な役割を果たすモデルを提唱した。太陽風のプラズマが磁場を伴って噴出することで、磁気中性シートを太陽圏に作り出すことを明らかにした。（担当：計算、解析、結果分析）
Proceedings of Symposium on IUGG, 1991

Emergence of Solar Magnetic Flux from the Convection Zone into the Photosphere and Chromosphere
Shibata; K.; Nozawa; S. and Matsumoto; R., Corresponding, 対流中の磁気シートに速度シアーを発生させることで、磁気不安定を発生させ、磁気浮上が起こることを調べた。磁気安定な状態であっても、シアーが起こることで磁気不安定になることを見つけた。（担当：計算、解析）, UNIV CHICAGO PRESS
KEK Progress Report, 1990, [Reviewed]

Nonlinear Excitation of Magnetic Undnlar Instability by Convection Motion
M. Kaisig; T. Tajim; 、K. Shibata; S. Nozawa; and R. Matsumoto, Corresponding, 対流中の磁気シートに速度シアーを発生させることで、磁気不安定を発生させ、磁気浮上が起こることを調べた。磁気安定な状態であっても、シアーが起こることで磁気不安定になることを見つけた。（担当：計算、解析）, UNIV CHICAGO PRESS
Astrophysical Journal, 1990, [Reviewed]

Emergence of Solar Magnetic Flux from the Convection Zone into the Photosphere aand Chromosphere　　　　　　　　　　　　　　　
Sterling; A. C.; Shibata; K.; Nozawa; S.; Matsumoto; R. and Tajima; T., Corresponding, 浮上磁場のモデルに放射冷却を加え、磁場が上昇するにつれ、下降流が発生し磁場の強い磁束管を形成し、現実的な浮上磁場のモデルを示した（担当：モデル提唱、計算、解析、結果分析）。
Bulletin of the American Astronomical Society, 1989

降着円盤磁気流体シミュレータの開発 (6) モジュールの追加
松元亮治; 小川崇之; 川島朋尚; 水田晃; 町田真美; 中村賢仁; 野澤恵; 浅野栄治; 廣瀬重信; 福田尚也; 横山央明
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Feb. 2010

Global 3D MHD Simulations of the galactic gaseous disk
MACHIDA Mami; MATSUMOTO Ryoji; NOZAWA I. Satoshi; TAKAHASH Kunio; FUKUI Yasuo; TORII Kazufumi; KUDO Natsuko
日本流体力学会年会講演論文集, 2010

銀河系中心部磁気浮上ループ―CO高励起線を用いた詳細観測―
鳥居和史; 工藤奈都子; 町田真美; 川瀬徳一; 河村晶子; 山本宏昭; 福井康雄; 大西利和; 高橋邦生; 野澤恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2009

冷却を考慮した銀河ガス円盤の3次元磁気流体数値実験
町田真美; 松元亮治; 野沢恵; 高橋邦夫; 福井康雄; 鳥居和史; 工藤奈都子
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2009

銀河系中心方向の磁気浮上ループ―ループトップヘリカル構造の詳細解析―
工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 河村晶子; 山本宏昭; 大西利和; 福井康雄; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Feb. 2009

なんてん銀河面COデータを用いた,銀河系中心部銀経正方向における磁気浮上ループの探査
鳥居和史; 工藤奈都子; 藤下基線; 河村晶子; 山本宏昭; 大西利和; 福井康雄; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Feb. 2009

3-D MHD Simulation of the Expanding Tube in Emerging Flux Region　　　　　　　　　　　　　　　
Nozawa; S.
Flux Emergence Workshop 2008, Oct. 2008
Lead

磁気浮上ループによる「いて座A・B2分子雲」の理解
福井康雄; 川瀬徳一; 鳥居和史; 工藤奈都子; 藤下基線; 山本宏昭; 水野範和; 大西利和; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Feb. 2008

ASTE10m望遠鏡による銀河系中心部の分子雲ループの観測 全体観測結果
工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 川瀬徳一; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 米倉覚則; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Feb. 2008

ASTE,Mopraを用いた銀河系中心部磁気浮上ループに対する詳細観測
鳥居和史; 工藤奈都子; 藤下基線; 川瀬徳一; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 米倉覚則; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Feb. 2008

銀河系中心部分子雲ループの磁気流体シミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
松元亮治; 野澤 恵; 高橋邦生; 町田真美
天文月報, 2007
Corresponding

銀河系中心部の分子雲ループの発見 3―分子雲と中性水素の比較―
鳥居和史; 工藤奈都子; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野沢恵; 松元亮治; MCCLURE‐GRIFFITHS N; STAVELEY‐SMITH L
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

太陽面活動と銀河系中心部:パーカー不安定によるループ形成
福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野沢恵; 松元亮治; MCCLURE‐GRIFFITHS N; STAVELEY‐SMITH L
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

パーカー不安定性による銀河系中心部分子雲ループの形成
松元亮治; 鈴木重太朗; 野澤恵; 高橋邦生; 町田真美; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

銀河系中心分子雲ループ形成の局所シミュレーション
野澤恵; 高橋邦生; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 町田真美; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

銀河系中心部の分子雲ループの発見 4―第4象限の正速度ループ―
藤下基線; 工藤奈都子; 鳥居和史; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野沢恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

銀河中心核ガス円盤の大局的3次元MHD数値実験
町田真美; 松元亮治; 野澤恵; 高橋邦生; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

銀河系中心部の分子雲ループの発見 2―銀河系中心部の分子雲ループの発見―
工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野沢恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

銀河系中心部の分子雲ループの発見 1―全体像―
福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 町田真美; 高橋邦生; 野沢恵; 松元亮治
日本天文学会年会講演予稿集, 20 Aug. 2006

From Linux Seminar -Diskless Cluster Linux-
野澤恵; 坂田智之
Linux Magazine(ASCII), 1999
Lead

Linux Cluster　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
bit, 1999
Lead

Emerging Solar Magnetic Flux from the Connection Zone into the Photosphere and Chromsphere
K. Shibata; S. Nozawa; R. Matsumoto; T. Tajima; and A.C. Sterling
Astrophysical Journal Letter, 1990, [Reviewed]
Corresponding

情報処理の基礎　　　　　　　　　　　　　　　
横沢正芳; 寺阪利孝; 本田敏明; 鈴木敦; 代田健二; 野澤恵; 二宮利江, Joint work
培風館, 19 Oct. 2007
9784563015701

情報処理概論操りの進化を求めて　　　　　　　　　　　　　　　
Joint work
茨城大学理学部刊行会, Mar. 2002

3K12 地球低軌道4層構造と宇宙天気に依存する宇宙物体の軌道上残存期間　　　　　　　　　　　　　　　
玉置 晋(ABLab; 城大; 野澤 恵
第68回宇宙科学技術連合講演会, 07 Nov. 2024

Z132b 宇宙天気現象が与える超小型衛星の高度低下などの影響について　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 玉置晋
日本天文学会2024年秋季年会, 11 Sep. 2024
20240911, 20240913

Y14a 二年目となる宇宙天気インタプリタ育成カリキュラム開発の状況　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高城有生; 玉置晋; ABLab)、カリキュラム開発チーム
日本天文学会2024年秋季年会, 11 Sep. 2024

M13b 国立天文台の黒点スケッチを用いた活動経度の調査　　　　　　　　　　　　　　　
山口慎太郎; 野澤恵; 萩野正興; 桜井隆; 国立天文台; 大辻賢一
日本天文学会2024年秋季年会, 11 Sep. 2024

M12b コロナホール付近の活動領域の統計解析による傾向　　　　　　　　　　　　　　　
高城有生、市川椋大、野澤恵(茨城大学)
日本天文学会2024年秋季年会, 11 Sep. 2024

M11b GREGOR-IRIS の共同観測で探る小規模増光現象の 3 次元速度場構造　　　　　　　　　　　　　　　
市川椋大; 野澤恵; 川畑佑典
日本天文学会2024年秋季年会, 11 Sep. 2024

[1F06]人工衛星の軌道解析による宇宙天気現象の影響の研究　　　　　　　　　　　　　　　
野澤 恵(茨城大); 玉置 晋(ABLab/茨城大); アルヴェリウス 幸子(ABLab)
第67回宇宙科学技術連合講演会, 17 Nov. 2023
20231117, 20231120

[1F01]地球低軌道4層構造と宇宙天気に依存する宇宙物体の軌道上残存期間　　　　　　　　　　　　　　　
玉置 晋; アルヴェリウス 幸子(茨城大/ABLab); 野澤 恵(茨城大)
第67回宇宙科学技術連合講演会, 17 Nov. 2023
20231117, 20231120

[Y02a]宇宙天気インタプリタ育成カリキュラム開発のためのゼミ型講義の試行　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵、笹本晃祐、高城有生(茨城大学)
日本天文学会, 20 Sep. 2023
20230920, 20230922

[M30b]DeSIReを用いたEllermanBombの高度解析　　　　　　　　　　　　　　　
市川椋大(茨城大学)、野澤恵(茨城大学)、CarlosQuinteroNoda(IAC)、川畑佑典(国立天文台)、上野悟(京都大学)
日本天文学会, 20 Sep. 2023
20230920, 20230922

[V115b]FPGAを用いた太陽観測用電波望遠鏡の開発　　　　　　　　　　　　　　　
竹原大智(名古屋大学); 野澤恵(茨城大学); 岩井一正(名古屋大学)
日本天文学会, 20 Sep. 2023
20230920, 20230922

[M11b]Hα線とCaIIKを用いたEllermanBombの高度詳細解析　　　　　　　　　　　　　　　
市川椋大(茨城大学)、野澤恵(茨城大学)
日本天文学会, 14 Mar. 2023
20230313, 20230316

[P59] 3 Professions Confronting Space Weather Hazard --Collaboration between Space Weather Researchers, Interpreters, and Casters-　　　　　　　　　　　　　　　
Susumu Tamaoki; Satoshi Nozawa
The 5th ISEE Symposium, 15 Nov. 2022
20221115, 20221117

[3C02]宇宙天気キャスタと宇宙天気インタプリタの宇宙天気教育プログラム　　　　　　　　　　　　　　　
玉置晋,斉田季実治,アルヴェリウス幸子,石田彩貴
第66回宇宙科学技術連合講演会, 04 Nov. 2022
20221101, 20221104

[1M03]宇宙天気と宇宙物体の落ちる問題と落ちない問題　　　　　　　　　　　　　　　
玉置晋、野澤恵
第66回宇宙科学技術連合講演会, 01 Nov. 2022
20221101, 20221104

[M11b]人工衛星の軌道変化の解析による宇宙天気現象としての太陽フレアの影響　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵(茨城大学)、玉置晋(茨城大学/ABLab)
日本天文学会, 13 Sep. 2022
20220913, 20220915

Relationship between Space Weather Phenomenon and Satellite Orbit　　　　　　　　　　　　　　　
Satoshi Nozawa and Susumu tamaoki
Plasma Explosions in the Universe, 08 Sep. 2022
20220906, 20220908

[M11a]人工衛星の軌道変化の解析による太陽活動診断の試み　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵(茨城大学)、玉置晋(茨城大学/ABLab)
日本天文学会, 02 Mar. 2022
20220302, 20220305

Space Weather Casters and Space Weather Interpreters Against Space Weather Hazard　　　　　　　　　　　　　　　
Susumu tamaoki
International Association for the Advancement of Space Safety (IAASS), 21 Oct. 2021
20211019, 20211021

[Y05a] 物理・探究授業のための超小型衛星デモ機教材の構想　　　　　　　　　　　　　　　
内山秀樹; 町岳; 能見公博(静岡大学); 今井一雅(高知工業高等専門学校); 渡辺謙仁(北海道大学); 松村雅文 (香川大学); 信川正順 (奈良教育大学); 野澤恵(茨城大学)
日本天文学会, 13 Sep. 2021
20211013, 20211015

[M23a]狭帯域チューナブル・フィルターを用いた太陽彩層観測　　　　　　　　　　　　　　　
宮良碧; 野澤恵(茨城大学); 一本潔、上野悟、木村剛一(京都大学); 萩野正興(日本スペースガード協会)
日本天文学会, 19 Mar. 2021
20210316, 20210319

[P313b] ふたご座流星群の多地点流星電波観測　　　　　　　　　　　　　　　
石村周平; 野澤恵(茨城大学); 渡部潤一(国立天文台); 寺澤敏夫; 吉田英人; 吉岡和夫; 吉川一朗(東京大学); 臼居隆志; 矢口徳之(日本流星研究会)
日本天文学会, 16 Mar. 2021
20210316, 20210319

[P313b] 多地点流星電波観測による 10 月りゅう座流星群とふたご座流星群の比較　　　　　　　　　　　　　　　
石村周平; 野澤恵 (茨城大学); 渡部潤一 (国立天文台); 寺澤敏夫; 吉田英人; 吉岡和夫; 吉川一朗 (東京大学); 臼居隆志; 矢口徳之 (日本流星研究会)
日本天文学会, Mar. 2021

[V224b] 茨城大学における太陽観測システムの開発と SHABAR 観測　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵、宮良碧、青山実樹、林亮太、土方優季、山田直輝 (茨城大学)、 萩野正興 (国立天文台)
日本天文学会, Mar. 2021

[P304a] 2019 年 10 月りゅう座流星群の多地点流星電波観測　　　　　　　　　　　　　　　
石村周平; 野澤恵 (茨城大学); 渡部潤一 (国立天文台); 寺澤敏夫; 吉田英人; 吉岡和夫; 吉川一朗 (東京大学); 臼居隆志; 矢口徳之 (日本流星研究会)
日本天文学会, Sep. 2020

[M21b] Hα 線 2 波長同時撮像観測によるプロミネンスの高解像度速度場観測　　　　　　　　　　　　　　　
宮良 碧; 野澤 恵; 一本 潔; 大辻賢一; 上野 悟; 木村剛一; 萩野正興
日本天文学会, Mar. 2020

[Y11a] 長浜城歴史博物館の国友一貫斎の主鏡面精度測定　　　　　　　　　　　　　　　
萩野正興; 都築俊宏; 篠田一也; 石川直美; 小野智子; 太田浩司; 岡本千秋; 浜城; 史博物館; 冨田良雄; 廣瀬一實; 国友一貫斎再評価委員会; 野澤恵; 宮良碧; 宮崎将; 石村周平; 岩橋清美; 木村剛一; 大辻賢一
日本天文学会, Mar. 2020

[P313b] 多地点流星電波観測による 10 月りゅう座流星群とふたご座流星群の比較　　　　　　　　　　　　　　　
石村周平; 野澤恵; 渡部潤一; 寺澤敏夫; 吉田英人; 吉岡和夫; 吉川一朗; 臼居隆志; 矢口徳之
日本天文学会, Mar. 2020

[V224b] 茨城大学における太陽観測システムの開発と SHABAR 観測　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 宮良碧; 青山実樹; 林亮太; 土方優季; 山田直輝; 萩野正興
日本天文学会, Mar. 2020

[M22b] 活動領域スピキュールの物理量の推定　　　　　　　　　　　　　　　
吉塚弘康; 野澤恵; 北井礼三郎; 上野悟; 大辻賢一
日本天文学会, Sep. 2019

[M21b] フィラメント噴出に伴う彩層微細構造の運動　　　　　　　　　　　　　　　
青山実樹; 宮良碧; 野澤恵; 一本潔; 大辻賢一; 上野悟; 木村剛一; 萩野正興
日本天文学会, Sep. 2019

[M27b] 太陽コロナ緑色輝線で観測されたフレア　　　　　　　　　　　　　　　
清水結花; 石塚千彬; 小野寺幸子; 萩野正興; 桜井隆; 篠田一也; Yu Liu, Tengfei; Song; Xuefei Zhang; Mingyu Zhao; Zhong Liu; 木村剛一; 一本潔; 宮良碧; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2019

[M36b] 太陽サイクル 24 のプロミネンスの極輸送について　　　　　　　　　　　　　　　
石塚千彬; 清水結花; 小野寺幸子; 萩野正興; 桜井隆; 篠田一也; 宮良碧; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2019

[M34b] Hα 線 2 波長同時撮像観測による活動領域の高解像度速度場観測　　　　　　　　　　　　　　　
宮良碧; 野澤恵; 一本潔; 大辻賢一; 上野悟; 木村剛一; 萩野正興; 坂江隆志
日本天文学会, Sep. 2019

[Y10b] 超小型人工衛星を使った新たな教育利用の試み : 中高生による軌道上望遠鏡超小型衛星 Stars-AO (あおい) を用いた観測研究立案プロジェクト　　　　　　　　　　　　　　　
内山秀樹; 町岳; 中村美智太郎; 郡司賀透; 齋藤茉美; 能見公博; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2019

[2019-f-23] Stars-AO: Design and Development of the Cubesat for Astronomical Observations　　　　　　　　　　　　　　　
Satoshi Nozawa (Ibraki University; Japan)
International Symposium on Space Technology and Science (ISTS), Jun. 2019

[V232b] 太陽像によるシーイング観測の季節変化調査　　　　　　　　　　　　　　　
宮良碧; 浜屋ひかり; 小野寺幸子; 萩野正興; 篠田一也; 大辻賢一; 木村剛一; 谷善一; 一本潔; 山本大二郎; 野澤恵; 三浦明則
日本天文学会, Mar. 2019

[M42a] HeI 10830A 偏光分光観測によるフレアカーネルの磁場ベクトル測定　　　　　　　　　　　　　　　
阿南徹 (NSO; 米谷拓朗; テクマトリックス株式会; 一本潔; 上野悟; 塩田大幸; 野澤恵; 高棹真介; 川手朋子; ISAS; JAXA
日本天文学会, Mar. 2019

[L08b] 10 月りゅう座流星群のダスト・トレイル理論の予測と流星電波観測　　　　　　　　　　　　　　　
石村周平; 野澤恵; 渡部潤一
日本天文学会, Mar. 2019

[1K07] 宇宙天気災害から社会インフラを護る～宇宙天気インタプリタ～　　　　　　　　　　　　　　　
玉置 晋; 野澤 恵
宇宙科学技術連合講演会, Oct. 2018

[Y04a] 国友レプリカ望遠鏡による太陽黒点スケッチの解析　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 青山実樹; 高畑智優; 田中秀憲; 芳賀望美; 吉田亘汰; 萩野正興; 廣瀬一實; 国友一貫斎; 科学技術研
日本天文学会, Sep. 2018

[V254a] 太陽 SLODAR によるゆらぎ層分布推定へのスパースモデリングの導入　　　　　　　　　　　　　　　
三浦則明; 菊池駿; 鈴木貴博; 山本大二郎; 野澤恵(茨; 萩野正興; 上野悟; 一本潔
日本天文学会, Sep. 2018

[V257b] 太陽像によるシーイングサイズの測定手法の開発　　　　　　　　　　　　　　　
宮良碧; 浜屋ひかり; 小野寺幸子; 萩野正興; 日比野由美; 山本大二郎; 野澤恵; 茨城大; 大辻賢一; 一本潔; 三浦則明
日本天文学会, Sep. 2018

[V256b] 太陽シンチレーションモニタによる高度依存調査　　　　　　　　　　　　　　　
浜屋ひかり; 宮良碧; 小野寺幸子; 山本大二郎; 野澤恵; 木村剛一; 仲谷善一; 大辻賢; 一; 一本潔; 萩野正興; 篠田一也; 日々野由美; 三浦則明
日本天文学会, Sep. 2018

[PEM12-P05] 中・低緯度コロナホールの緯度分布の長期変動　　　　　　　　　　　　　　　
中川 裕美; 新堀 淳樹; 伊津井 ひかる; 野澤 恵; 茨城大学大学院理工学研究科宇宙地球システム科学専攻; 名古屋大学宇宙地球環境研究所; 茨城大学理学部理学科地球環境科学コース
JpGU, May 2018

[PEM12-P05] Long-term variation in the latitudinal distribution of the mid- and low-latitude coronal holes　　　　　　　　　　　　　　　
Yumi Nakagawa; Atsuki Shinbori; Hikaru Idui; Satoshi Nozawa
JpGU, May 2018

国友藤兵衛による太陽黒点スケッチのデジタル化により研究や教育への新展開　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 岩橋清美; 資料館; 大辻賢一; 玉澤春史; 萩野正興
日本天文学会, Mar. 2018

フィラメント消失前後の高度変化と磁場構造　　　　　　　　　　　　　　　
海宝孝祐; 野澤恵; 阿南徹; 大辻賢一; 井上諭
日本天文学会, Mar. 2018

磁気圏境界位置 と人工衛星障害に関する統計的研究 ～人工衛星運用のための宇宙天気警戒指標の提案～　　　　　　　　　　　　　　　
玉置晋; 細谷優花; 野澤恵
第61回宇宙科学技術連合講演会講演集.2017, 3C07（JSASS-2017-4513）., 24 Oct. 2017

磁気圏境界位置 と人工衛星障害に関する統計的研究,～人工衛星運用のための宇宙天気警戒指標の提案～　　　　　　　　　　　　　　　
玉置晋.;細谷優花.;野澤恵
第61回宇宙科学技術連合講演会講演集.2017,,3C07（JSASS-2017-4513）., 24 Oct. 2017

[R010-P10]低緯度コロナホール起源の太陽風変動に対する地球磁気圏応答　　　　　　　　　　　　　　　
中川 裕美; 新堀 淳樹; 野澤 恵; 茨大; 理; 宇宙地球システム; 名大; 宇地研; 茨大院; 理
電磁気学会, Oct. 2017

CALLISTO 受信機を用いた太陽電波観測　　　　　　　　　　　　　　　
津田菜月; 鷲田英舞; 野澤恵; 岩井一正
日本天文学会, Sep. 2017

太陽シンチレーションモニタによる高度に依存した大気擾乱推定及びシーイングの定量化　　　　　　　　　　　　　　　
山本大二郎; 野澤恵; 一本潔; 仲谷善一; 木村剛一; 京大飛騨; 三浦則明; 萩野正興; 浜屋ひかり; 宮良碧
日本天文学会, Sep. 2017

[PEM12-P26] Solar wind variations originating from the high-latitude and low-latitude coronal holes and their response to the Earth's magnetosphere　　　　　　　　　　　　　　　
中川 裕美; 新堀 淳樹; 野澤 恵; 茨城大学大学院理工学研究科宇宙地球システム科学専攻; 名古屋大学宇宙地球環境研
JpGU, May 2017

フィラメント消失前後の磁場構造の比較　　　　　　　　　　　　　　　
海宝孝祐; 野澤恵; 阿南徹; 塩田大幸
日本天文学会, Mar. 2017

太陽観測専用小型分光器の製作　　　　　　　　　　　　　　　
田邊実佳; 野澤恵; 花岡庸一郎; 篠田一也; 坂江隆志; 仲谷善一; 竹内彰継; 福嶋美津広; 端技術センター
日本天文学会, Mar. 2017

M13b 太陽フレア望遠鏡赤外ポラリメーターで観測したコロナホール　　　　　　　　　　　　　　　
萩野正興; 花岡庸一郎; 末松芳法; 桜井隆; 大井瑛仁; 一本潔; 大辻賢一; 野澤恵; 坂江隆志
日本天文学会, Sep. 2016

M14b 太陽観測におけるシンチレーションモニタを使用した大気擾乱定量化　　　　　　　　　　　　　　　
山本大二郎; 野澤恵; 一本潔; 仲谷善一; 萩野正興
日本天文学会, Sep. 2016

M07b 飛騨DST偏光分光観測によるフレアリボンのHe I 10830 ˚A線の振る舞い　　　　　　　　　　　　　　　
米谷拓朗; 野澤恵; 一本潔; 上野悟; 阿南徹
日本天文学会, Sep. 2016

Z213b 磁気リコネクションによって発生するエネルギーフラックスとコロナ加熱　　　　　　　　　　　　　　　
岩本直己; 野澤恵; 茨城大; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2016

Z245c 熱過程を考慮した銀河系中心部分子雲ループ形成シミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
栗原理; 野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2016

M11b CALLISTO 受信機を用いた茨城大学太陽電波観測装置　　　　　　　　　　　　　　　
鷲田英舞; 岩井一正; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2016

M34a ひので/XRT で検出された高エネルギー粒子の長期的な振る舞い　　　　　　　　　　　　　　　
山田正矩; 清水敏文; ISAS; JAXA; 野澤恵; 坂尾太郎; ISAS; JAXA
日本天文学会, Mar. 2016

M03a 過去半世紀にわたる太陽マイクロ波スペクトルの変動　　　　　　　　　　　　　　　
下条圭美; 南谷哲宏; 斎藤正雄; 岩井一正; 浅井 歩; 野澤 恵
日本天文学会, Sep. 2015

M15b 飛騨 DST 偏光分光観測による黒点半暗部形成と磁場発展との関係性の 検証　　　　　　　　　　　　　　　
米谷拓朗; 野澤恵; 一本潔; 上野悟; 阿南徹
日本天文学会, Sep. 2015

M14b 野辺山電波ヘリオグラフ 34GHz の像合成方法と彩層大気　　　　　　　　　　　　　　　
岩井一正; 越石英樹; 柴崎清登; 野澤恵; 宮脇駿; 米谷拓朗
日本天文学会, Sep. 2015

M16b 狭帯域チューナブルフィルターを用いたエラーマンボムの三次元立体構 造の解明　　　　　　　　　　　　　　　
加藤友梨; 野澤恵; 萩野正興; 大辻賢一; 一本潔; 木村剛一; 上野悟
日本天文学会, Sep. 2015

M22a 磁気リコネクションによって発生するエネルギーフラックスとコロナ加熱　　　　　　　　　　　　　　　
岩本直己; 野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Sep. 2015

M43a Hinode/XRT CCD イメージセンサを利用した SEP の特徴に関する研究　　　　　　　　　　　　　　　
山田正矩; JAXA; 野澤恵; 清水敏文; 坂尾太郎(ISAS; JAXA
日本天文学会, Sep. 2015

M15b 飛騨 DST 偏光分光観測による黒点半暗部形成と磁場発展との関係性の,検証　　　　　　　　　　　　　　　
米谷拓朗、野澤恵(茨城大学)、一本潔、上野悟、阿南徹(京都大学)
日本天文学会, Sep. 2015

M16b 狭帯域チューナブルフィルターを用いたエラーマンボムの三次元立体構,造の解明　　　　　　　　　　　　　　　
加藤友梨、野澤恵 (茨城大学)、萩野正興、大辻賢一 (国立天文台)、一本潔、木村剛一、上野悟(京都大学)
日本天文学会, Sep. 2015

Q15a 加熱・冷却を考慮した銀河系中心部分子雲シミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
栗原理; 野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2015

Y16b 茨城大学太陽観測システムプロトタイプの製作　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 須藤謙人
日本天文学会, Mar. 2015

M15b 活動領域 NOAA 12192 中 の磁場発展と黒点の生成・成長過程　　　　　　　　　　　　　　　
米谷拓朗; 一本潔; 上野悟; 阿南徹; 野澤恵; 澤田真平; 宮脇駿
日本天文学会, Mar. 2015

M27b 野辺山電波ヘリオグラフによる黒点上層大気構造　　　　　　　　　　　　　　　
岩井一正; 柴崎清登; 野澤恵; 宮脇駿; 米谷拓朗
日本天文学会, Mar. 2015

M46b 飛騨天文台 DST 観測によるフィラメントの磁場の時間変化　　　　　　　　　　　　　　　
澤田真平; 野澤恵; 一本潔; 上野悟; 阿南徹
日本天文学会, Mar. 2015

M50a 電波・EUV 同時観測による太陽活動領域のコロナ視線磁場測定　　　　　　　　　　　　　　　
宮脇駿; 野澤恵; 岩井一正; 柴崎清登; 塩田大幸
日本天文学会, Mar. 2015

M64a 磁気リコネクションによって発生するエネルギーフラックスとコロナ加熱　　　　　　　　　　　　　　　
岩本直己; 野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2015

M72a 太陽活動に伴い「ひので」X 線望遠鏡 CCD で検出された Speckle の増減　　　　　　　　　　　　　　　
山田正矩; 野澤恵; 清水敏文; 坂尾太郎(ISAS; JAXA
日本天文学会, Mar. 2015

M07a 野辺山電波ヘリオグラフ及び SDO 衛星を用いたコロナ視線磁場の測定　　　　　　　　　　　　　　　
宮脇駿; 野澤恵; 茨; 岩井一正; 柴崎清登
日本天文学会, Sep. 2014

M12b 太陽フレアに伴い「ひので」X線望遠鏡CCDで検出されたSpeckleの増減　　　　　　　　　　　　　　　
山田正矩; 野澤恵; 清水敏文(ISAS/JAXA
日本天文学会, Sep. 2014

M14b EUV 波自動検出プログラムの開発とその結果による統計解析　　　　　　　　　　　　　　　
阿部修平; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2014

M24b 野辺山電波ヘリオグラフ及びSDO衛星を用いたコロナ磁場の推測　　　　　　　　　　　　　　　
宮脇駿; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2014

M33b ひのでX線望遠鏡を用いたSEPにより発生するSpeckle解析　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 山田正矩
日本天文学会, Mar. 2014

M25a 太陽風の影響を考慮したEUV波とCMEの速度の関係性　　　　　　　　　　　　　　　
阿部修平; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2013

M13b 飛騨天文台DST観測によるプロミネンスの磁場診断　　　　　　　　　　　　　　　
澤田真平; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2013

Relationship between satellite anomalies and space weather　　　　　　　　　　　　　　　
S. Nozawa; T. Nagano; S. Tamaoki
Proceedings of Symposium on Hinode-7, 2013

Analysis of Sunspot oscillations observed with DST/Hida　　　　　　　　　　　　　　　
A. Ohkawa; T. Anan; K. Ichimoto; S. Ueno; A. Oi; S. Nozawa; S. Sawada
Proceedings of Symposium on Hinode-7, 2013

Magnetic field of active region filaments observed with DST/Hida　　　　　　　　　　　　　　　
S. Sawada; T. Anan; K. Ichimoto; S. Ueno; A. Oi; S. Nozawa; A Ohkawa
Proceedings of Symposium on Hinode-7, 2013

Numerical study on the generation of waves by asymmetrical magnetic reconnection　　　　　　　　　　　　　　　
R. Sato; K. Takahashi; S. Nozawa
Proceedings of Symposium on Hinode-7, 2013

An Investigation of coronal mass ejections and EUV waves for space weather forecasting　　　　　　　　　　　　　　　
S. Abe; S. Nozawa
Proceedings of Symposium on Hinode-7, 2013

Study of automatic observation system for compact solar telescope　　　　　　　　　　　　　　　
K. Suto; S. Nozawa
Proceedings of Symposium on Hinode-7, 2013

M20b NOAA11305で観測された黒点振動の多波長解析　　　　　　　　　　　　　　　
大川明宏; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2012

M06a 乗鞍コロナ観測所He {c i} 10830Å偏光観測による磁場診断(II)　　　　　　　　　　　　　　　
大井瑛仁; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2011

M13b フレアピーク時のループトップ電波源の高さと時間変化の統計解析について　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Mar. 2011

Molecular Loops in the Galactic Center　　　　　　　　　　　　　　　
Y. Fukui; K. Torii; N. Kudo; H. Yamamoto; A. Kawamura; M. Machida; K. Takahashi; S. Nozawa; R. Matsumoto
Astronomical Society of the Pacific, 2011

Three-Dimensional Global MHD Simulations of the Magnetic Loop Structures in our Galactic Center　　　　　　　　　　　　　　　
M. Machida; R. Matsumoto; S. Nozawa; K. Takahashi; K. Torii; N. Kudo; Y. Fukui
Astronomical Society of the Pacific, 2011

Molecular Loops in the Galactic Center - The Physical Condition in the Whole Loops　　　　　　　　　　　　　　　
N. Kudo; K. Torii; M. Machida; K. Takahashi; S. Nozawa; H. Yamamoto; T. Okuda; A. Kawamura; N. Mizuno; T. Onishi; R. Matsumoto; Y. Fukui
Astronomical Society of the Pacific, 2011

Molecular Loops in the Galactic Center: Detailed Observations of the Footpoint of the Loops　　　　　　　　　　　　　　　
K. Torii; Y. Fukui; N. Kudo; H. Yamamoto; A. Kawamura; M. Machida; K. Takahashi; S. Nozawa; R. Matsumoto
Astronomical Society of the Pacific, 2011

M09b 乗鞍コロナ観測所He Ｉ10830Å 偏光観測による磁場診断　　　　　　　　　　　　　　　
大井瑛仁; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2010

M05b 乗鞍コロナ観測所25cmコロナグラフで観測された光球と彩層偏光観測　　　　　　　　　　　　　　　
大井瑛仁; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2010

M23b NOAA11022 の偏光観測のデータ解析とMHDモデル　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Sep. 2009

Geosynchronous Satellites Anomalies on Geosynchronous Magnetopause Crossing　　　　　　　　　　　　　　　
Susumu Tamaoki; Fumitaka Urayama; Satoshi Nozawa
ISTS, 27th, 08 Jul. 2009

M12b 国立天文台乗鞍コロナ観測所での NOAA11022 などの偏光観測　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Mar. 2009

M10a 活動領域における光球膨張を起す浮上磁場のシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Sep. 2008

M26a 浮上磁場の光球膨張のシミュレーションと観測との比較　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2008

Q11a ASTE10m望遠鏡による銀河系中心部の分子雲ループの観測 -全体観測結果-　　　　　　　　　　　　　　　
工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 川瀬徳一; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 米倉覚則; 府立大; 院理; 水野亮; 名大STE研; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 茨; 松元亮治
日本天文学会, Mar. 2008

Q15b ASTE, Mopraを用いた銀河系中心部磁気浮上ループに対する詳細観測　　　　　　　　　　　　　　　
鳥居和史; 工藤奈都子; 藤下基線; 川瀬徳一; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 福井康雄; 米倉覚則; 水野亮; 名大STE研; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 茨; 松元亮治
日本天文学会, Mar. 2008

Q08a 磁気浮上ループによる「いて座A ・B2分子雲」の理解　　　　　　　　　　　　　　　
福井康雄; 川瀬徳一; 鳥居和史; 工藤奈都子; 藤下基線; 山本宏昭; 水野範和; 大西利和; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 茨城大; 松元亮治; 他なんてんグループ
日本天文学会, Mar. 2008

M08a 浮上磁場の三次元MHD計算モデルとひのでの浮上磁場領域の観測の比較　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高橋邦生; CA; 大辻賢一; 永田伸一; 柴田一成; 常田佐久; 末松芳法; 一本潔; 勝川行雄; 清水敏文; T.D.Tarbell; R.A.Shine; A.M.Title(Lockheed-Martin; B.W.Lites(NCAR
日本天文学会, Sep. 2007

M11b 浮上磁場に伴う光球磁束管形成のMHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
高橋 邦生; 野澤 恵; 櫻井 隆
日本天文学会, Sep. 2007

Q09b 銀河系中心分子雲ループ形成の局所三次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤 恵; 茨; 高橋邦生; 総研; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 名大STE研; 町田真美; 松元亮治
日本天文学会, Mar. 2007

Q04a ASTE10m望遠鏡による銀河系中心部の分子雲ループの観測　　　　　　　　　　　　　　　
工藤 奈都子; 鳥居 和史; 藤下 基線; 川瀬 徳一; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井 康雄; 米倉 覚則; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野澤 恵; 松元 亮治
日本天文学会, Mar. 2007

Q06a 銀河系中心部「膨張リング」に対する磁気ループモデルの適用　　　　　　　　　　　　　　　
川瀬 徳一; 鳥居 和史; 藤下 基線; 工藤 奈都子; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井 康雄; 水野亮; 名大STE研; 町田 真美; 高橋 邦生; 野澤 恵; 松元 亮治
日本天文学会, Mar. 2007

Q07a 銀河系中心部の正速度ループ -分子雲と中性水素ガスの比較-　　　　　　　　　　　　　　　
藤下 基線; 鳥居 和史; 工藤 奈都子; 川瀬 徳一; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井康雄; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野澤 恵; 松元 亮治; N. McClure-Griffiths、L. Staveley-Smith(ATNF
日本天文学会, Mar. 2007

Q05a NANTEN2を用いた銀河系中心方向における磁気浮上ループの観測　　　　　　　　　　　　　　　
鳥居 和史; 工藤 奈都子; 藤下 基線; 川瀬 徳一; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井 康雄; 米倉 覚則; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野澤 恵; 松元 亮治; J. Stutzki(U. Cologne; F. Bertoldi(U. Bo; B.C. Koo(Seoul; Nat; L. Bronfman; M. Rubio(U; Chile)、M. Burton(UNSW; 、A.Benz(ETH Zurich; NANTEN2チーム
日本天文学会, Mar. 2007

M10b 太陽面活動と銀河系中心部：パーカー不安定によるループ形成　　　　　　　　　　　　　　　
福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 名大STE研; 町田真美; 高橋邦生; 野澤恵; 茨城; 松元亮治; N. McClure-Griffiths; L. Staveley-Smith(ATNF
日本天文学会, Sep. 2006

Q13a 銀河系中心部の分子雲ループの発見１ -全体像-　　　　　　　　　　　　　　　
福井 康雄; 工藤 奈都子; 鳥居 和史; 藤下 基線; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野沢 恵; 松元 亮治
日本天文学会, Sep. 2006

Q14a 銀河系中心部の分子雲ループの発見２ -銀河系中心部の分子雲ループの発見-　　　　　　　　　　　　　　　
工藤 奈都子; 鳥居 和史; 藤下 基線; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井 康雄; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野沢 恵; 松元 亮治
日本天文学会, Sep. 2006

Q15a 銀河系中心部の分子雲ループの発見３ -分子雲と中性水素の比較-　　　　　　　　　　　　　　　
鳥居 和史; 工藤 奈都子; 藤下 基線; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井 康雄; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野沢 恵; 松元 亮治; N. McClure-Griffiths、L. Staveley-Smith (ATNF
日本天文学会, Sep. 2006

Q16a パーカー不安定性による銀河系中心部分子雲ループの形成　　　　　　　　　　　　　　　
松元亮治; 鈴木重太朗; 野澤 恵; 高橋邦生; 町田真美; 立天文台; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野 亮; 名大ST
日本天文学会, Sep. 2006

Q17a 銀河系中心分子雲ループ形成の局所シミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤 恵; 茨; 高橋邦生; 総研; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 名大STE研; 町田真美; 松元亮治
日本天文学会, Sep. 2006

Q18a 銀河中心核ガス円盤の大局的3次元MHD数値実験　　　　　　　　　　　　　　　
町田 真美; 松元 亮治; 野澤 恵; 茨; 高橋邦生; 総; 福井康雄; 工藤奈都子; 鳥居和史; 藤下基線; 山本宏昭; 河村晶子; 水野範和; 大西利和; 水野亮; 名大STE
日本天文学会, Sep. 2006

Q19b 銀河系中心部の分子雲ループの発見４ -第４象限の正速度ループ-　　　　　　　　　　　　　　　
藤下 基線; 工藤 奈都子; 鳥居 和史; 山本 宏昭; 河村 晶子; 水野 範和; 大西 利和; 福井 康雄; 水野 亮; 名大ST; 町田 真美; 高橋 邦生; 野沢 恵; 松元 亮治
日本天文学会, Sep. 2006

M08b 3次元MHDシミュレーションよる太陽浮上磁場の振舞い　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 森本智彦; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2006

M06a 対流崩壊で形成される光球磁束管の3次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
高橋邦生; 野澤恵; 桜井隆
日本天文学会, Mar. 2006

3-D Magnetohydrodynamics Simulation of the Solar Emerging Flux　　　　　　　　　　　　　　　
S. Nozawa
6th Solar B science international meeting, 08 Nov. 2005

M15a tearing不安定から始まる磁気リコネクションの計算　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Oct. 2005

2-D and 3-D Magnetohydrodynamics Simulation of the Solar Emerging Flux　　　　　　　　　　　　　　　
S. Nozawa and K. Takahashi
International Workshop "Astrophysical Reconnection and Particle Acceleration", 08 Mar. 2005

太陽浮上磁場の磁気リコネクションのMHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本物理学会, Mar. 2005

M04a 太陽磁気リコネクションの二次元計算の詳細な解析(テスト粒子を加えて)　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 三宅晶子; 澤田和英
日本天文学会, Mar. 2005

M12b 浮上しない浮上磁場のシミュレーション --平山氏の疑問に答えます--　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 宮腰剛広; 磯部洋明; 高橋邦生
日本天文学会, Mar. 2005

M13b 何が磁気リコネクションの起こる高さを決めているのか？　　　　　　　　　　　　　　　
高橋邦生; 宮腰剛広; 野澤恵; 白鳥裕; 能登谷; 松田真; 尾木俊一
日本天文学会, Mar. 2005

M05a 太陽対流層における磁気浮力不安定の3次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高橋邦生
日本天文学会, Sep. 2004

太陽大気中の磁気浮力不安定の3次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本流体力学会, Aug. 2004

Magnetohydrodynamics Simulation of the Solar Emerging Flux with Cooling and Heating　　　　　　　　　　　　　　　
S. Nozawa and K. Takahashi
International Workshop "Explosive Phenomena in Magnetized Plasmas -- New Development in Reconnection Research", 17 Mar. 2004

M31a 磁気シートにおける磁気浮力不安定の3次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Mar. 2004

M10a 静的加熱と放射冷却を考慮した太陽浮上磁場のMHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
高橋邦生; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2004

M14a 放射冷却を含む太陽における浮上磁場のMHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 高橋邦生; 柴田一成
日本天文学会, Sep. 2003

M15a CIP法による太陽浮上磁場シミュレーション2：長時間計算　　　　　　　　　　　　　　　
高橋邦生; 野澤恵
日本天文学会, Sep. 2003

M18a 太陽対流層と光球を貫く縦磁場の3次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Mar. 2003

M19a CIP法を用いた太陽浮上磁場シミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
高橋邦生; 堀部弘樹; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 2003

B31c PC Cluster による太陽浮上磁場の三次元MHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Oct. 2002

B32c CIP法によるMHDシミュレーションへの適用(1)　　　　　　　　　　　　　　　
高橋邦生; 堀部弘樹; 野澤恵
日本天文学会, Oct. 2002

B33c CIP法によるMHDシミュレーションへの適用(2)　　　　　　　　　　　　　　　
堀部弘樹; 高橋邦生; 野澤恵
日本天文学会, Oct. 2002

太陽浮上磁場領域のMHDシミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本流体力学会, Jul. 2002

M15b 浮上磁場の3次元モデル：初期の摂動と磁気シートの影響について　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Mar. 2002

M02b 浮上磁場の3次元モデル：磁気圧と磁気シートの影響について　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Oct. 2001

M14b 浮上磁場の３次元モデル：対流の効果その３　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Mar. 2001

M07b 浮上磁場の３次元モデル：対流の効果その２　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Oct. 2000

M06b 浮上磁場の３次元モデル：対流の効果　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成
日本天文学会, Apr. 2000

X11b 数値計算用の並列計算機パッケージの作成　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Oct. 1999

Linux Diskless Cluster によるプラズマ並列シミュレーション　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本機械学会, Jul. 1999

M23b 三次元 MHD モデルによる磁気シートの分裂の基礎的研究　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Mar. 1999

X02b 自作によるパソコン並列計算機の実現　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Oct. 1998

X07b パソコンによる並列計算機の実現と可視化　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 中村健二
日本天文学会, Mar. 1998

X08b シミュレーションにおける中間データの圧縮　　　　　　　　　　　　　　　
井上正彦; 野澤恵
日本天文学会, Mar. 1998

ＭＨＤ数値計算による太陽圏の研究　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵
日本天文学会, Mar. 1997

太陽圏外圏３次元磁場構造　　　　　　　　　　　　　　　
鷲見治一; 野澤恵
日本天文学会, Oct. 1994

３次元ＭＨＤ解析による太陽圏外圏の研究(III)　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
日本天文学会, May 1994

太陽圏外圏のＭＨＤ解析 その３　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
地球電磁気学会, Oct. 1993

太陽周期変動に伴う太陽外圏磁場変動　　　　　　　　　　　　　　　
鷲見治一; 野澤恵
日本天文学会, Oct. 1993

３次元ＭＨＤ解析による太陽圏外圏の研究(II)　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
日本天文学会, May 1993

太陽圏外圏のＭＨＤ解析 その２　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
地球電磁気学会, Mar. 1993

太陽圏外圏のＭＨＤ解析　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
地球電磁気学会, Oct. 1992

３次元ＭＨＤ解析による太陽圏外圏の研究　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
日本天文学会, Oct. 1992

MHD解析による太陽圏外圏の研究(II) ３次元解析　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
日本天文学会, May 1992

太陽圏外圏構造の研究(I)　　　　　　　　　　　　　　　
鷲見治一; 野澤恵
地球惑星科学関連学会, Apr. 1992

太陽圏外圏構造の研究(II)　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
地球惑星科学関連学会, Apr. 1992

MHD解析による太陽圏外圏の研究　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 鷲見治一
日本天文学会, Oct. 1991

浮上磁場領域における強い磁束管の形成II　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成; 鷲見治一; 松元亮治
日本天文学会, May 1991

磁気シートの分裂と捻れた磁束管の形成　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成; 鷲見治一
日本天文学会, Oct. 1990

磁束浮上にともなう磁気リコネクション　　　　　　　　　　　　　　　
柴田一成; 野澤恵
日本天文学会, Oct. 1990

浮上磁場にともなうＭＨＤ衝撃波と彩層加熱　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成; 松元亮治; A.C.スターリング
日本天文学会, May 1990

浮上磁場領域における強い磁束管の形成　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成; 松元亮治; A.C.スターリング
日本天文学会, Oct. 1989

対流及び磁気浮力不安定の非線形結合　　　　　　　　　　　　　　　
野澤恵; 柴田一成; 松元亮治
日本天文学会, May 1989

Apr. 2018, 日本科学史学会

Sep. 2009, IAU

Apr. 2000, 天文教育普及研究会

Apr. 1998, 日本流体力学会

Apr. 1993, 理論天文学宇宙物理学懇談会

Oct. 1988, 日本天文学会

宇宙天気予報を深化させた宇宙天気インタプリタ育成カリキュラムの開発　　　　　　　　　　　　　　　
Grant-in-Aid for Exploratory Research
Apr. 2023 - Mar. 2027

超小型衛星デモ機を利用した初等・中等教育での探究的な学び　　　　　　　　　　　　　　　
基盤研究(B)
Apr. 2020 - Mar. 2023

多地点アレイ配置した微気圧計・地震計群による高層大気中衝撃波検出システムの開発と「はやぶさ２」カプセル大気圏再突入時の軌道・エネルギー推定　　　　　　　　　　　　　　　
Apr. 2020 - Mar. 2021

分光観測を深化させた太陽観測システムの科学教育への導入
Grant-in-Aid for Exploratory Research
Ibaraki University
Apr. 2017 - Mar. 2020

太陽物理教育のための複数波長観測可能な自作分光器の開発　　　　　　　　　　　　　　　
Grant-in-Aid for Exploratory Research
Apr. 2014 - 2017

「もしも太陽の爆発が起きたら？」　　　　　　　　　　　　　　
appearance
BSフジ, 『もしもで考える…なるほど！なっとく塾』, 19 Nov. 2022

ポスター制作　　　　　　　　　　　　　　
advisor
P.K.G.Tokyo, 13 Oct. 2022

茨城こども新聞「宇宙天気」　　　　　　　　　　　　　　
appearance
NHK水戸支局, いば6, 01 Aug. 2022

宇宙天気解説　　　　　　　　　　　　　　
appearance
NHK水戸支局, いば6, 21 Jun. 2022

宇宙の神秘 太陽からブラックホール、そして宇宙の果て　　　　　　　　　　　　　　
lecturer
05 Apr. 2022

植草学園大学附属高校の説明会　　　　　　　　　　　　　　
others
10 Feb. 2022

スマホで昼間の金星を一発導入　　　　　　　　　　　　　　
lecturer
04 Dec. 2021

大学生協理事　　　　　　　　　　　　　　
others
2016

太陽フレア被害 予測と人材育成を　　　　　　　　　　　
NHK水戸放送局, 21 Jun. 2022, Media report