(57)【要約】【課題】十分な耐久性を備えると共に、高い感度比でノイズを除去でき精度よく観測できる酸素イオン共鳴散乱光撮像装置を提供すること。【解決手段】飛翔体に搭載された１枚鏡の反射型光学系を用いて、磁気圏における酸素イオン共鳴散乱光を撮像する装置において、反射型ミラーの少なくとも表面にモリブデン層を設けると共に、そのミラーの焦点に配設される検出器に、インジウムの薄膜から成るフィルターを付設する。超伝導トンネル接合素子から成る検出器を用いてもよい。複数の衛星に搭載し、異なる方位から磁気圏を３次元的に撮像してもよい。【選択図】　図４
2004138496.tif 000002
【特許請求の範囲】
【請求項１】
飛翔体に搭載された１枚鏡の反射型光学系を用いて、磁気圏における酸素イオン共鳴散乱光を撮像する装置において、
反射型ミラーの少なくとも表面にモリブデン層を設けると共に、
そのミラーの焦点に配設される検出器に、インジウムの薄膜から成るフィルターを付設した
ことを特徴とする酸素イオン共鳴散乱光撮像装置。
【請求項２】
検出器が、超伝導トンネル接合素子から成る
請求項１に記載の酸素イオン共鳴散乱光撮像装置。
【請求項３】
複数の衛星に搭載され、磁気圏を３次元的に撮像する
請求項１または２に記載の酸素イオン共鳴散乱光撮像装置。
【発明の詳細な説明】
【０００１】
【発明の属する技術分野】
本発明は、磁気圏における酸素イオン分布を観測するための酸素イオン共鳴散乱光撮像装置に関する。
【０００２】
【従来の技術】
従来の理論的研究においては、質量の重い酸素イオンが電離圏を脱出し磁気圏へ輸送されることは想像できないことであった。しかしながら、地球電離圏起源の酸素イオンが磁気圏内に非常に多く存在していることが、近年の衛星観測により明らかとなりつつある。また、その電離圏からの流出量は、太陽活動度や地磁気活動度に依存している。
電離圏から磁気圏にかけての酸素イオンの振る舞いは、擾乱時のプラズマ輸送を把握するため必要不可欠な情報であり、宇宙天気予報にとっても有意義な情報である。そこで、磁気圏全体にわたって、酸素イオン分布を観測するリモートセンシング法に期待が集まっている。しかし、この観測を実現するための酸素イオン共鳴散乱光を検出する光学系は、十分な開発がなされていない。
【０００３】
高度数十ｋｍの電離圏から磁気圏にかけて、地球を取り巻くプラズマの振る舞いは、太陽地球環境の研究者にとって最大の興味の対象である。特に重要なことは、太陽風プラズマに対する地球電離圏起源のプラズマの応答であり、それから派生する様々な現象、例えば、磁力線再結合や、沿磁力線電流系、地球極域上空における荷電粒子の加速とそれに伴うオーロラ発光現象等である。
これらの現象の解明は、この３０年間、研究の対象となる現象の発生領域に人工衛星を飛行させ直接プラズマ計測を行う、いわゆるｉｎ−ｓｉｔｕ　ｍｅａｓｕｒｅｍｅｎｔによって支えられてきた。
しかし、このような観測は、主に一点における瞬間の観測あるため、時々刻々と変化する太陽風に対する磁気圏の応答を、時間的変化と空間的変化に分離することは難しかった。
【０００４】
これらの研究と並行して、プラズマを可視化することにより、地球周辺でのプラズマの振る舞いを大局的に把握しようとする試みもなされてきた。例えば、極域上空を飛翔する衛星からオーロラ発光現象を捉え、その時間発展と磁気圏の活動度の変化との関係を明らかにした事例がある。
このようなリモートセンシング観測は、主に可視光から紫外光の領域でなされてきたが、さらに短い波長である極端紫外光領域では、光学系の作製に当たっての技術的障壁から、その試みは初期的段階にとどまっていた。
【０００５】
しかし、この波長域には、プラズマ観測にとって非常に重要な共鳴散乱線であるヘリウムイオン及び原子のライマンα線である３０．４ｎｍ（Ｈｅ２＋）と５８．４ｎｍ（
ＨｅＩ）、また、酸素イオンの８３．４ｎｍ（Ｏ２＋）が含まれている。
最近数年間の技術進歩の結果、極端紫外光を効率よく集光できる光学系の制作が可能となり、極端紫外光により地球周辺のプラズマ環境の全体像を撮像して、その挙動を研究することの必要性が議論されるようになった。
【０００６】
地球近傍を取り巻くプラズマ圏では、ヘリウムイオンの共鳴散乱線（Ｈｅ２＋）が撮像の有力な候補となる。プラズマ圏中のイオンの約１割をヘリウムイオンが占めること、また運動エネルギーが小さいためドップラーシフトによる悪影響を受けないことが、その理由である。
Ｈｅ２＋の撮像観測は、Ｐｌａｎｅｔ−Ｂ衛星搭載極端紫外光スキャナ（ＸＵＶ：ｅＸｔｒｅｍｅ　Ｕｌｔｒａ−Ｖｉｏｌｅｔｓｃａｎｎｅｒ）やＩｍａｇｅｒ　ｆｏｒ　Ｍａｇｎｅｔｏｓｐｈｅｒｅ　ａｎｄＡｒｕｒｏｒａｌ（ＩＭＡＧＥ）衛星搭載極端紫外光撮像装置（ＥＵＶ：Ｅｘｔｒｅｍｅ　Ｕｌｔｒａ−Ｖｉｏｌｅｔ　ｉｎｓｔｒｕｍｅｎｔ）によって成功を収めていて、プラズマ圏の挙動をリアルタイムで２次元的に把握できるようになった。
【０００７】
しかしながら、運動エネルギーの大きなプラズマを撮像するためには、酸素イオンの共鳴散乱（Ｏ２＋：８３．４ｎｍ）が好適である。
その理由は、太陽スペクトルが、Ｏ２＋波長領域では複数の輝線と連続輝帯で構成されているからである。
太陽に対し相対的に運動しているプラズマに乗った系ではドップラーシフトが起こり、隣接した輝線の存在しないヘリウムの輝線などでは共鳴散乱できる範囲から外れてしまう可能性がある。しかし、酸素イオンの共鳴散乱線領域は、複数の共鳴状態が縮退しているため、細かく見れば幾つかのラインに別れていて、更には水素の連続帯成分がある。
そのため、ドップラーシフトを起こしても、別の輝線・連続帯が共鳴散乱線の波長に重なり、共鳴散乱効率がある一定のレベルに保たれる。
従って、酸素イオンは、ヘリウムイオンと異なり、極域電離圏からのプラズマ流出や磁気圏尾部のプラズマ分布・輸送を撮像するトレーサーとして用いることが可能なのである。
【０００８】
更に重要なことに、磁気圏では、理論的な予想に反して、酸素イオンがプロトンやヘリウムイオンと比較して重要な役割を果たしているという事実がある。
極軌道衛星（あけぼの衛星，Ｄｙｎａｍｉｃ　Ｅｘｐｌｏｒｅｒ−１，２衛星など）の観測結果から、極域電離圏から予想以上に酸素イオンが散逸していることが明らかとなり、低高度での観測からは、高度１０００ｋｍ以下で加速・加熱メカニズムが働いていることが明らかとなっている。
【０００９】
また、磁気圏尾部には、冷たい酸素イオンが大量に存在していることをジオテイルによる観測が明らかにしている。特に、ローブ領域に存在しビームとなって磁気圏尾部方向へ流れている酸素イオンは、磁気圏に進入した太陽風起源α粒子の振る舞いとの比較から、地球電離圏起源とされるが、未知の加速・加熱機構が働かなければその存在を説明できない。更に、磁気圏と惑星間空間・電離圏間の酸素イオンの収支をこれまでの観測結果から計算すると、１桁以上磁気圏に入り込む量が多く、未知の酸素イオン存在分布か輸送経路があると考えられる。Ｐｌａｎｅｔ−Ｂ衛星によって明らかにされたプラズマシートに、冷たいヘリウムイオンが存在している事実も、この傍証として挙げられる。
これらの研究は、酸素イオンの磁気圏内での振る舞いが、プラズマの加速・加熱メカニズムの解明に非常に有意義なトレーサーとなることを示唆していて、これまでの衛星ポテンシャルの影響で直接観測では確認できなかった冷たいプラズマ分布があることを示している。
【００１０】
撮像観測では、視線方向のコラム密度を与えるに過ぎないため、磁気圏内部でのｉｎ−ｓｉｔｕ　ｍｅａｓｕｒｅｍｅｎｔと相補的な関係にある。磁気圏尾部のダイナミクスを捉えている磁気圏内部にある衛星の場所やタイミングを撮像により知ることができれば、直接プラズマ観測の解釈に大変有用となる。逆に、磁気圏内部衛星の観測は、各点でのプラズマの密度や速度の情報を与え、境界条件として利用することで撮像された２次元像から３次元の描像を描くことができる。
【００１１】
地球近傍の宇宙空間に存在する酸素イオンの共鳴散乱を引き起こす最も主要な光源は太陽である。太陽スペクトル中には、波長８３．４ｎｍ付近に１価と２価の酸素イオンの輝線（Ｏ２＋とＯ３＋）が混在している。
酸素イオンのエネルギー準位状態は縮退しているため、複数の輝線が近接していて、１９６０年代のロケット観測からこの波長域の詳細なスペクトルが調査されている。
更に、この波長域には、水素のＬｙｍａｎ連続帯成分が存在する。これら輝線と連続帯を合わせた太陽活動極小期のスペクトルを図１に示す。８３．２６ｎｍから８３．５５ｎｍにかけて７本の輝線が存在することがわかる（厳密には９本の輝線が存在するが、２本はドップラー幅の内側に存在し分離されない）。
【００１２】
このうちＯ２＋に対応するものは、８３．２７６２、８３．３３３２、及び、８３．４４６２ｎｍの輝
線であり、他の線はＯ３＋に対応する。
もし１価の酸素イオンが太陽に対して静止していれば、共鳴散乱はこの３本の輝線のみ起こる。しかし、太陽に対して相対的に運動しているとき、その系に乗れば、上記の輝線はドップラーシフトを起こし、元の波長をλ０とすれば、
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で表される波長にずれる。
ここで、ｖは太陽へ近づく向きを正にとった酸素イオンと太陽の相対速度、Ｃは光速度である。例えば、８３．３７ｎｍ近辺のＯ３＋の輝線は、酸素イオンが３００ｋｍ／
ｓで太陽から遠ざかれば、その系では０．０８３４ｎｍ長い波長にシフトし、８３．４４６２ｎｍの共鳴散乱線に重なることになる。
従って、共鳴散乱を起こす効率は、光源となる太陽に対する相対速度にも依存する。
【００１３】
また、磁気圏・電離圏の酸素イオンは、有限な温度をもっているためドップラー幅をもつ。
そのため、中心波長が厳密に一致しなくても、ドップラー幅内の波長を散乱でき、散乱効率が変化する。
従って、共鳴散乱の効率ｇ−ｆａｃｔｏｒを計算するときには、ドップラーシフトとドップラー幅の二つのドップラー効果を考慮する必要がある。
【００１４】
このとき、ｇ−ｆａｃｔｏｒは次式で表される。
2004138496.tif 000004
ここで、ｉはＯ２＋の輝線を表し、ｖｔｈは熱速度、Ｆλは単位波長当たりの太陽
光光子フラックスである。
【００１５】
また、ｓ０ｉは各輝線の中心波長での散乱断面積を表し、
2004138496.tif 000005
である。ここで、ｍｅは電子の質量、ｅは素電荷、ｆｉはｉ番目の輝線の調和振動子強度である。
【００１６】
酸素イオン温度を１、１００、１０００ｅＶと仮定して計算されたｇ−ｆａｃｔｏｒを、バルク速度の関数として図２に示す。図示のグラフで、速度は太陽に向かう方向を正としている。
温度依存性は太陽スペクトルのドップラー幅との関係から、低温では速度に対し複雑に変化し、高温ではなめらかな変化をしている。着目すべき点は、太陽に対し静止しているときより、＋３００ｋ／ｓで近づくときにｇ−ｆａｃｔｏｒが高くなり、太陽光中の照度の大きなＯ３＋の輝線と共鳴散乱をすることである。
【００１７】
このように計算されるｇ−ｆａｃｔｏｒを用いると、散乱光の強度４πＩは、
2004138496.tif 000006
で与えられる。ここで、ｎはイオンの密度、ｇはｇ−ｆａｃｔｏｒでともに視線距離ｚの関数であり、積分は観測器から無限大の距離まで行う。
【００１８】
観測器の開発には、酸素イオン共鳴散乱光撮像にもＯ２＋のバンドパスをもった光学素子で作製された望遠鏡が使用される。ただし、８３．４ｎｍの光を透過する物質がなく、また反射効率も高くないため１枚鏡の反射型光学系での設計となる。実際に観測を行う場合、特に地球近傍の領域が視野に入る場合には、地球を取り巻く水素ガスから発せられるジオコロナの影響を無視することができない。ジオコロナはＯ２＋の８３．４ｎｍの近傍にある水素のライマンα線（Ｌｙ−α，波長１２１
．５７ｎｍ）で光り、しかもその強度は最大１０ｋＲａｙｌｅｉｇｈと報告されている。
従って、Ｏ２＋とＬｙ−αに対する感度比が非常に高い観測器の開発が求められて
いる。
【００１９】
【発明が解決しようとする課題】
そこで、本発明は、十分な耐久性を備えると共に、高い感度比でノイズを除去でき精度よく観測できる酸素イオン共鳴散乱光撮像装置を提供することを課題とする。
【００２０】
【課題を解決するための手段】
上記課題を解決するために、本発明の酸素イオン共鳴散乱光撮像装置は、次の構成を備える。すなわち、衛星やロケットなど飛翔体に搭載された１枚鏡の反射型光学系を用いて、磁気圏における酸素イオン共鳴散乱光を撮像する装置において、反射型ミラーの少なくとも表面にモリブデン層を設けると共に、そのミラーの焦点に配設される検出器に、インジウムの薄膜から成るフィルターを付設したことを特徴とする。
【００２１】
ここで、超伝導トンネル接合素子から成る検出器を用いて、観測感度の向上に寄与させてもよい。
【００２２】
また、複数の衛星に搭載し、異なる方位から磁気圏を３次元的に撮像して、密度分布の観測に寄与させてもよい。
【００２３】
【発明の実施の形態】
以下に、本発明の実施形態を図面を用いて説明する。
本発明者は、バンドパスフィルターとしてインジウム薄膜を用い、Ｏ２＋とＬｙ−αの感度比が約１０６に達する観測器を製作した。
光学系には、モリブデンミラーとインジウムフィルター、及び検出器としてチャンネルトロンを使用した。
感度特性の波長依存性は図３に示す通りであり、図４は、本発明による撮像装置の要部を示す説明図である。
【００２４】
この観測器は、ＳＳ−５２０−２号機観測ロケットに搭載され、酸素イオン共鳴散乱光の検出に成功した。その結果、極域電離圏上空にまで酸素イオンが広がっていることが判明し、電離圏から散逸する酸素イオン撮像観測の第一歩を記した。
【００２５】
反射鏡のコーティングを改良しても、感度比をそのままに、Ｏ２＋に対する絶対感度を上げることができる。アルミ基板上にＮｉ／ＭｇＦのコーティングを施すと、図５に示したように、反射率をＯ２＋では保ち、Ｈ　Ｌｙ−αでのみ２桁程度下げる効
果があった。
これによって、ＳＳ−５２０−２号機ロケット搭載機器レベルのＯ２＋とＨＬｙ−αの感度
比（１０６程度）を保ったまま、インジウムフィルターを薄くすることが可能となり、Ｏ２＋の絶対感度がまる。
このときの予想されるＯ２＋に対する感度を表１にまとめ、ＳＳ−５２０−２搭載機
器と比較した。ミラーの反射率と量子効率は同じであるが、フィルターを薄くできるため透過率が高くなり、５倍程度の感度増加が見込まれる。
【００２６】
表１
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【００２７】
極域電離圏からの散逸に関し、１９６０年代の理論的予測では、酸素イオンの流出量は、プロトンやヘリウムイオンの流出量の数％程度であると考えられていた。その理由は、重い質量との電荷交換によって中性酸素原子に変わりやすいからである。ところが、その予想を覆す観測が、極軌道衛星により１９８０年代になされた。ＤＥ−１，２衛星の結果では、磁気圏が荒れた場合や太陽活動の高い場合、酸素イオンの流出量が多くなることが明らかになった。また、あけぼの衛星による観測からは、酸素イオンの磁力線平行速度が、高度４０００ｋｍ以下で加速している。加速メカニズムは高度１０００ｋｍ付近で働いていることがわかり、酸素イオンが電離圏からのプラズマ流出量の鍵を握っていることが判明した。あけぼの衛星観測の統計結果から、酸素イオンの散逸量は図６に示す通りである。カスプ付近、夕方側で散逸量が多く１０８／ｃｍ２／ｓｅｃに達し、真夜中や高緯度地域では流出量が少ないことがわかる。
【００２８】
Ｏ２＋散乱光量を算出するには、上記の散乱光強度４πＩの式から密度分布とｇ−
ｆａｃｔｏｒをモデル化する必要がある。密度分布は、図６に示したあけぼの衛星の観測の統計結果を境界条件として、分極電場と重力を考慮した運動方程式から求めた。このとき、準中性プラズマ、散逸酸素イオンの温度を４０００度、電離圏から脱出するエネルギーを１０ｅＶと仮定した。また計算途中で任意の位置での酸素イオンの散逸速度・温度も求まり、上記のｇ−ｆａｃｔｏｒの式からｇ−ｆａｃｔｏｒの値を推定することができる。
【００２９】
図７は、その計算された散乱光強度分布を示す。下辺中央部の半円が地球を、他の白線がダイポールを仮定した地球磁力線を示し、赤道面方向に±５Ｒｅ（地球半径）、極方向に５Ｒｅの範囲を図示した。
この結果から、最大１Ｒの強度をもつことがわかる。酸素イオンの散逸経路を同定するために地球周辺数Ｒｅ離れた箇所まで観測することを条件とすると、０．１Ｒの強度を観測する必要があることがわかった。また、観測点により非常に異なる発光パターンを示しているので、酸素イオンの流出メカニズムの空間構造が浮き彫りにされる。
【００３０】
磁気圏尾部に分布する酸素イオンに関しては、磁力線上の圧力勾配だけでは、質量の大きい酸素イオンは地球重力を振り切るほど磁場平行方向に十分な速度をもつことができず、Ｅ×Ｂドリフトによってプラズマシートへ入ることが予想されていた。しかし、ジオテイルの観測によって、磁気圏尾部ローブ領域に酸素イオンが存在することが明らかになった。
【００３１】
図８〜１０に、観測された酸素イオンの温度、密度、速度を示す。ここで、横軸は地球からの距離であり、地球半径（Ｒｅ）を単位として０から２２０までの観測を示す。
図８からわかるように、酸素イオンの温度は低く１０−１００ｅＶの範囲に大半の観測が入っている。しかし、地球からの距離に対して線形フィッティングを試みると、図中の線に示したように、地球から離れるに従って温度が上昇する傾向があることがわかる。
図９によれば、酸素イオンの密度は、地球から離れるに従って減少し、その平均値は５０Ｒｅ離れたところで３ｘ１０−３／ｃｍ３，２００Ｒｅで３ｘ１０−４／ｃｍ３である。
また図１０に示したように、地球から尾部に向けて流れる平均速度は、地球近傍２０Ｒｅにおける１２０ｋｍ／ｓから深尾部２００Ｒｅにおける２８０ｋｍ／ｓと大きく変わるが、また、そのばらつきも大きく深尾部では速いときは４００ｋｍ／ｓ以上になることもある。
【００３２】
予想される光量を計算するに当たり、磁気圏の形状と酸素イオンの分布のモデルを設定した。磁気圏の形状は図１１に示すように、Ｘ＝−５ＯＲｅ以遠ではＹ×Ｚ
＝３０×２０Ｒｅの楕円形状とし、これより近くでは昼側磁気圏境界面をＸ＝１０Ｒｅにおき、Ｘ＝−５Ｒｅで滑らかに磁気圏尾部と繋がる放物面形状と仮定した。更に、酸素イオンの温度、密度、バルク速度はＸのみの関数とし、Ｙ、Ｚ方向には一様と仮定した。
【００３３】
図８〜１０に示された近似直線を、磁気圏の酸素イオンの温度、密度、バルク速度のモデル値とし、これらを用いて計算したｇ−ｆａｃｔｏｒを図１２に示す。
また、パラメーターとして酸素イオンのバルク速度をモデルのＶｂ、及びその０．５倍、２倍の速度、また速度が２００ｋｍ／ｓで一定と仮定した４つを選んだ。速度が一定の場合、ｇ−ｆａｃｔｏｒは温度のみの関数となるのでＸによらずほぼ一定だ
が、速度が変化するとｇ−ｆａｃｔｏｒが大きく変化することがわかる。
【００３４】
上述で計算したｇ−ｆａｃｔｏｒと、図９に示された密度分布から、磁気圏から発光されるＯ２＋強度分布を見積もった。
速度を一定においた場合の計算結果を図１３に示す。ここで、左の２図の左端中央部が地球の位置（Ｘ＝０，Ｙ＝０）である。左上図が、磁気圏を横から（＋
Ｙ方向から）、左下図が上から（＋Ｚ方向から）観測したときの、また右図が、地球から（＋Ｘ方向から）磁気圏尾部を見通したときの散乱光強度分布である。
【００３５】
ｇ−ｆａｃｔｏｒがほぼ一定のため、散乱光強度は、視線に沿ったコラム密度に比例する。
従って、地球から１０〜３０Ｒｅほど離れたプラズマシートに沿った領域が最も散乱光強度が強く、５０μＲａｙｌｅｉｇｈの強度がある。地球から２００Ｒｅ離れた深尾部でも、１μＲａｙｌｅｉｇｈ程度の強度があることがわかる。
【００３６】
図１４は、ジオテイル衛星の観測によるバルク速度のモデルによる計算結果である。
この場合、ｇ−ｆａｃｔｏｒが地球からの距離の関数になっているため、コラム密度とｇ−ｆａｃｔｏｒの積が最大になるＸ＝−５ＯＲｅ付近で、最大の共鳴散乱光強度を与える。
最も強度が弱くなるのは、Ｘ＝−１８０Ｒｅ付近であるが、そこでもプラズマシート付近では５μＲａｙｌｅｉｇｈ以上の散乱光強度がある。
【００３７】
上述の簡単な計算結果から、０．１Ｒａｙｌｅｉｇｈの光を検出できれば、ポーラーウインドの撮像が、５μＲａｙｌｅｉｇｈの光を検出できれば、磁気圏尾部の撮像が有望となることがわかった。
信号（Ｓ）をノイズ（Ｎ）から分離するためには、信号、ノイズともにその分布が正規分布をすると仮定すれば、
2004138496.tif 000008
を満たすことが必要である。
ここでは、この式の両辺の比をＳ／Ｎ比と定義する。
【００３８】
信号（Ｓ）とノイズ（Ｎ）の大きさは次の式で表される（ただし光学系のＦ値を１．０とおいた）。
2004138496.tif 000009
ここで、Ａは望遠鏡の口径、ｄは視野角、ηは光学系の効率、Ｔは露光時間、ｇはｇ−ｆａｃｔｏｒ、ｎは視線方向の酸素イオンコラム密度、Ｎｄは検出器の単位面積単位時間当たりのノイズ数を表す。
【００３９】
検出器にＭｉｃｒｏ　Ｃｈａｎｎｅｌ　Ｐｌａｔｅ（ＭＣＰ）を用いると仮定し、Ｎｄを０．５／ｃｍ２／ｓｅｃ、また光学系の効率として０．０００４（ＳＳ−５２０−２搭載品）、０．００２（本発明）を用い、視野角を１度、口径を１０ｃｍという現実的な値を代入して求まるＳ／Ｎ比を、散乱光強度（縦軸）と露光時間（横軸）の関数として表したものが図１５である。
【００４０】
Ｓ／Ｎ比１以上の観測を必要条件とすると、０．１Ｒの光量まで観測対象となるポーラーウィンドの撮像では、ＳＳ−５２０−２ロケット搭載器では１時間程度の露出時間が必要なのに対し、本発明によると１０分の時間分解能で撮像可能であることがわかる。一方、最大でも５μＲの強度である磁気圏撮像は、本発明によると１時間露出でＳ／Ｎ比が０．０１程度であることがわかる。この比は露出時間の平方根と望遠鏡の口径に比例するため、Ｓ／Ｎ比１を達成するには、例えば３０倍の口径（５００ｃｍ）の望遠鏡で１０倍の露出時間（１０時間）が必要になる。この大きさは現実的には困難であり、時間分解能は磁気圏プラズマの変動の応答時間と比較して長いのもであるので、有効な観測と言えなくなることもある。
【００４１】
そこで、高感度の検出器として、超伝導トンネル接合素子（ＳＴＪ：Ｓｕｐｅｒｃｏｎｄｕｔｉｎｇ　Ｔｕｎｎｅｌ　Ｊｕｎｃｔｉｏｎ）から成る検出器を用いることが好ましい。特記すべき特徴は、９０％程度と高い量子効率をもつ、原理的にノイズカウントがない、エネルギー分解が可能である、ということである。
これを用いれば、観測器の感度（エネルギー分解能）を、１０倍以上高めることができ、更にノイズが無視できるため数十倍以上のＳ／Ｎ比が得られる。数十ｃｍの口径をもつた望遠鏡を用いた１時間程度の露出時間で、磁気圏撮像を有意義に行える。
【００４２】
観測された光から実際の密度を知るためには、磁気圏尾部で酸素イオンのバルク速度、さらに厳密な議論をするためには温度を知る必要がある。このためには、磁気圏尾部に多数の小型衛星を展開し、これらとの共同観測を行う。また３次元の構造を知るためにも、展開された衛星群、或いは複数台の撮像衛星による異なる方位からの同時観測が好ましい。
【００４３】
【発明の効果】
本発明は、上述の構成を備えることによって、次の効果を奏する。
すなわち、請求項１に記載の酸素イオン共鳴散乱光撮像装置によると、反射型ミラーにモリブデン層がコーティングされているので、感度と耐久性が得られ、検出器にインジウムの薄膜フィルターが備わっているので、高い感度比でノイズを除去でき精度よく観測できる。
【００４４】
請求項２に記載の酸素イオン共鳴散乱光撮像装置によると、超伝導トンネル接合素子から成る検出器を用いるので、高感度でＳ／Ｎ比の良好な観測ができる。
【００４５】
請求項３に記載の酸素イオン共鳴散乱光撮像装置によると、複数の衛星で異なる方位から磁気圏を３次元的に撮像するので、密度分布の観測により一層精密な宇宙天気予報が行える。
【図面の簡単な説明】
【図１】太陽活動極小期のスペクトルを示すグラフ
【図２】ドップラー効果を考慮した散乱効率（ｇ−ｆａｃｔｏｒ）を示すグラフ
【図３】ＳＳ−５２０−２ロケットに搭載した観測器の感度特性を示すグラフ
【図４】本発明による撮像装置の要部説明図
【図５】アルミ基板上にＮｉ７０Å／ＭｇＦ２１０５Åをコーティングした反射鏡の反射率特性を示すグラフ
【図６】あけぼの衛星観測による極域電離圏からの酸素イオンの散逸量分布を示す図
【図７】予想される散乱光量分布を示す図
【図８】磁気圏尾部の酸素イオン温度分布を示すグラフ
【図９】磁気圏尾部の酸素イオン密度分布を示すグラフ
【図１０】磁気圏尾部の酸素イオン速度分布を示すグラフ
【図１１】仮定した磁気圏の形状の説明図
【図１２】磁気圏尾部における酸素イオンのｇ−ｆａｃｔｏｒを示すグラフ
【図１３】一定速度を仮定した場合の散乱光強度分布を示すグラフ
【図１４】ジオテイル衛星の観測から求めたバルク速度を仮定した場合の散乱高強度分布を示すグラフ
【図１５】散乱光強度と露出時間の関数として表したＳ／Ｎ比のグラフ
【図１】
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【図２】
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【図３】
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【図４】
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【図５】
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【図６】
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【図７】
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【図８】
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【図９】
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【図１０】
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【図１１】
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【図１２】
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【図１３】
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【図１４】
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【図１５】
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