日食のガイガーカウンタ観測八木徹 1，神部順子 1，石川宏 2*，中山榮子 3，長嶋雲兵 4，青山智夫 4**1

江戸川大学メディアコミュニケーション学部情報文化学科，〒270-0198 流山市駒木 474,
ナチュラル研究所，〒191-0041 日野市南平 2 丁目,
3昭和女子大学生活科学部環境デザイン学科，〒154-8533 世田谷区太子堂 1-7,4
産業技術総合研究所ナノシステム研究部門，〒305-8568 つくば市梅園 1-1-1 中央第二．
2*

dr.ishikawa@aa.wakwak.com，**aoyama.tomoo@gmail.com

2012 年 5 月 21 日 7:32 から約 5 分間，本州東南側で起こった金環食の際，流山，日野，世田谷区の 3地点でガイガーカウンタによる空間線量率の変化を測定した．測定値の周波数スペクトル分布は低・高周波部分に分離できた．高周波部分は 2 ~ 2.6 min の現象であった．該当する部分を逆フーリエ変換により空間線量率の変化を再現した．宇宙線の擾乱と思われる現象があり，日食の最大食分時刻から 5~ 22 min の遅延の後に 5 min 以上の静止を示した．遅延時間から太陽風のシンチレーションと考えられる．
キーワード：ガイガーカウンタ，日食，シンチレーション，太陽風，二次宇宙線

Geiger-Muller counter measurements of the eclipse

Toru YAGI1, Jyunko KAMBE1, Hiroshi ISHIKAWA2*, Eiko NAKAYAMA3,Umpei NAGASHIMA4, Tomoo AOYAMA4**

1

Faculty of Media Communication, Edogawa University, 474 Komaki, Nagareyama, Chiba 270-0198, Japan,
2
Natural Science Laboratory, Minamidaira 2, Hino-city, Tokyo 191-0041, Japan,
3
Faculty of Human Life and Environmental Science, Showa Women's University, 1-7 Taishido,Setagaya-ku, Tokyo 154-8533, Japan,4Nanosystem Research Institute (NRI), National Institute of Advanced Industrial Science and Technology(AIST), 1-1-1 Umezono, Tsukuba, Ibaraki 305-8568, Japan.
*
dr.ishikawa@aa.wakwak.com，**aoyama.tomoo@gmail.com

The annular eclipse occurred in the southeast in Japan for 5 min at May 21 2012 7:32, we measured thechange in ambient dose rate by using Geiger-Muller counters at three locations, where are Nagareyama, Hino,and Setagaya in Tokyo district.
We calculate frequency spectrum of the observations, and find the spectrum has two distributions. Time scaleof the higher-frequency is 2 ~ 2.6 min. We execute an inverse Fourier transformation for the higher-frequency
part, and reproduce the change of ambient dose rate. It suggests phenomenon like as scintillation in secondary
cosmic ray. It subsides after a delay of more than 5 ~ 22 min from the time of maximum eclipse servings, andthen, it scintillates again. We believe the scintillation relates with the solar wind because of the delay time.
Keywords: Geiger Muller counter, eclipse, scintillation, solar wind, cosmic rayはじめにが存在するのなら，荷電粒子，特に電子線のシンチレ

日食観測は初等教育に有効と考えられているが天ーションも存在する可能性がある．これを直接示した

候に左右される欠点がある．それを含めて観測を理解

文献は見当たらないが，宇宙線中の中性子と中間子のさせるという見解もあるが，苦労して準備万端整えた

シンチレーションならば 1975 年の南極昭和基地の論先生方にとってみれば「曇天で何も観測できませんで文[6]にある．観測器材が一世代前のものなので 5 minした」では済まないであろう．そこで「天候に恵まれ間隔の測定である．それによれば中間子で最短 10 ~ 20ないときは日食の片鱗でも良いから観測したい」と思

min スケールの現象がある．中性子ではその現象は顕うのが自然である．そのような要望に応えるため，日著ではない．一部のπ中間子は崩壊して電子になるか食をガイガーカウンタで観測することを考察する．

ら電子線のシンチレーションが存在すると考えられる．
さらに長時間の擾乱現象については総説がある[7-12]．

１．ガイガーカウンタで日食は観測可能か

高速の宇宙線がバンアレン帯を通過するとき，荷電ガイガーカウンタは希ガス等の気体中を粒子線が粒子は進行方向の摂動を受けるであろう．月の磁場は通過するときに発生するイオンから生じる電気的パル

地球に比べてほぼ 0 である[13]から，その方向変化はスを計測する機器で，本来の使用目的は放射線量の測地球の近くで起こる．摂動効果が小さいのならば，一定である．近年，各学校に設置されるようになった．

次宇宙線の月の遮蔽は，光の日食時に月の本影近傍で

1) 安価である，2) データロガーとの連動が容易，と電子数の変化をもたらす．その変化量は，一次放射線いう特徴がある反面，1) γ 線の検出能が低い，2) エネと太陽風の月による遮蔽が主のときは月の本影の通過

ルギースペクトルが測定できない，3) 雑音が多い，4)時間程度の現象として観測され，太陽風のシンチレー経年劣化が大，という欠点がある．しかし精度を要求ションが主ならばより高速の現象として観測されるだする観測でないのならば，雑音を除き，上記の欠点はろう．

それほど問題ではないと思う．それより日食で地上の日 食 時 に GEOS ( Geostationary Meteorological

放射線量が変化する可能性があるかを考察しなければSatellite )上の宇宙線環境がどうなっているかは宇宙天ならない．

気予報[14]で調べられる．2012 年 5 月 21 日 7:30 の状

地上は大気層の底であるから到達するのは二次宇宙線である．約 70%がミューオン（ミュー粒子），残態は[15]にある．それによれば陽子，電子ともに静かな状態で磁気嵐は発生していない．

りが電子，まれに中性子である．二次宇宙線量は文献

ガイガーカウンタは地中から湧出する 222Rn や 220Rn[1,2]によれば約 0.39 ~ 2.5 [mSv/y]である．地域によりの β 線も検出する．線量は約 0.48 [mSv/y]とされてい差があるが，ガイガーカウンタで観測可能な強度である[2]．地中からの湧出分は地殻変動と関係があると言る．ガイガーカウンタは荷電粒子の検出に優れている．

われている[16,17]．したがって線量値の変化は日食のゆえに電子，ミューオンの崩壊した電子は検出できる．

経過時間より遅い．

ミューオンも荷電粒子であるから検出できる可能性が高い．

この他，関東から東北地方では原発事故の β, γ 線がガイガーカウンタで計測されるが，その線量値の時間二次宇宙線源は一次宇宙線である．ここでは一次宇変化も遅い[18]．したがって，ガイガーカウンタの計宙線と太陽風とを分けて考えることにする．両者は陽測値をフーリエ変換し，特定の周波数成分を取り出し，子と電子を主とする荷電粒子群のプラズマであるが粒逆変換すれば日食を検出できる可能性がある．

子速度が光速の数分の一，300 ~ 900 km/s と異なる[3]．

二次宇宙線のうち中性子・電子数は雲量との関連が低速の太陽風の粒子は地球の磁場により進路を曲げら予測される．ミューオンは 2×10-6s で崩壊するが，それれ二層のバンアレン帯(Van Allen radiation belt)を 2 ~が地上まで来るのであるから非常に高速である[19]．

5×103，1 ~ 2×104km 上空に生成し，地上までは届かな雲の影響は少ない．実際に宇宙線成分シミュレータ

い[4]．高速の一次宇宙線はバンアレン帯に侵入し，対[20]で地上 23 m の粒子量を大気中の湿度を 0.20, 0.90

流圏に入射し空気分子と衝突し様々な核反応を起こしとして計算した．粒子数比にあまり変化はなかった（付崩壊して二次宇宙線になる．

録参照）．ゆえに雨天時は中性子数が少なくなるが，ミ電波望遠鏡では太陽風によるシンチレーションがューオンや崩壊後の電子は観測できる．食分の大きい観測される．その擾乱現象を利用して逆に太陽風を調日食のとき，かつ悪天候が予測されているとき，ガイべる研究がある[5]．電磁波の太陽風シンチレーションガーカウンタ観測を行う価値があると考える．もともと，宇宙線のシンチレーション現象は大気圧の微小変-1≦W(i)≦1,(11)動を気象条件から独立に測定する目的で研究されてきである．このスケーリングにより 0 にした直流成分がた[6]．

付加される．それは現象とは関係の無いものである．
現象の真の直流成分は式(4,6)から，{Y(n-1)+Y(0)}π+DC,２．時系列現象の周波数分布計算法(12)

時系列現象を{Y(i)}, Ts≦i≦Te と表記する．ここでである．日食のガイガーカウンタ観測では現象の変化

Ts,Te は測定開始時刻，終了時刻である．Y(i)は時刻 i量を調べる．ゆえに，この定常項を考察する必要はなにおける現象の強度である．観測数を n とし，い．

Y(0)=Y(Ts), Y(n-1)=Y(Te),

(1)

(13)

は規格直交系である．Q は式(13)を満たす十分大きなとする．周期的条件を導入しフーリエ変換する．
Y(0)=Y(n-1),{cos(νt), sin(νt)}, 0≦ν≦Q<0.5n,(2)整数である．経験的に n=O(5)ならば Q=O(3)で十分である．式(13)は ν=0 の項を含むので，現象とは関係のゆえに，M={Y(n-1)-Y(0)}/(n-1),(3)無い直流成分を表現する．ここで O は order の意味で

Z(i)=Y(i)-Mi, 0≦i ≦n-1,(4)ある．近似的に，とする．この Z 関数では Z(0)=Z(n-1)である．
ここで観測値 Y(i)に含まれる雑音 N(i)について考察する．
Y(i)=y(i)+N(i),(5)

式(5)の y(i)が真の観測値である．

W(t)=Σ0,Q{Aνcos(νt)＋Bνsin(νt)},(14)

Aν=∫0,2πW(t) cos(νt)dt，(15)Bν=∫0,2πW(t) sin(νt)dt，(16)である．式(15,16)の計算は t が離散値しか取れないので数値積分となる．現象の周波数 ν の強度と位相は，Cν=(Aν+Bν)0.5,(17)るが，日食観測では費用的な制約から只一回の測定しφν={acos(Aν)+asin(Bν)}/2,(18)かできない．我々が採用した対策は以下である．

である．

現象を複数回測定できるのならば{y(i)}を推測でき以上の導出は「連続関数は規格直交系で展開できる」
1) {Y(i)}を無雑音測定としてフーリエ変換し，という数値解析の公式を，有限の場合に適用したもの

2) 周波数スペクトルの分布を見て，雑音が均一に分散である．この時系列現象のフーリエ展開は近似である

する白色雑音の仮定の下，が，経験的に Q~n/2 では実用上十分な精度 O(-3)で離3) 強度の大きいスペクトル部分が現象を表す，として散的な観測値を連続関数 W(t)に変換し，かつ周波数強4) 制限周波数範囲の逆変換で現象を抽出する．

度分布{Cν}を算出した．

逆変換したスペクトル幅が狭い程，雑音は軽減される．

逆変換は{Aν, Bν}集合から式(14)により W(t)を求める．このときの t は[0,2π]区間の実数である．

現象が低周波成分に存在することが分かっているのな

W’(t)={W(t)+1}/F+Zmin,

らば，フーリエ変換を行わず，移動平均法などで雑音により逆スケーリングし，(19)を軽減して現象を調べることが可能であるが，前節のZ(t)=W’(t)+Bi,(20)考察から低周波成分に重要な情報が存在する保障はな

Y(t)=Z(t)+Mt,(21)い．

として元 の現 象単位系 に戻 す．特定 の周 波数範囲

Suffix 0 を実数 0, n-1 を 2π に対応させる．[0,2π]=t
区間で W(i)を W(t)と書く．
DC=Σ0,n-1Z(i)*(2π/n),(6)Bi=DC/n,(7)Z’(i)=Z(i)-Bi,(8)[Ps,Pe]を見たい場合，式(14)の代わりに，
W(t)=ΣPs,Pe{Aνcos(νt)＋Bνsin(νt)},(22)とする．この場合，逆変換式(19~21)により元の現象にはない直線的な変化が現れることがある．それは不完全展開したことによる式(4)の効果である．
以上の逆変換処理では雑音は(Pe-Ps)/n 程度には軽減

Z’関数の直流成分は 0 である．以後 Z’を Z と表記する．

されているが，現象信号との分離が行われていない．

Z(i)の最大，最小値を Zmax, Zmin とする．

それは一回測定の限界から来るものである．

F=2/(Zmax-Zmin),(9)

ゆえに式(22)の{W(t)}は雑音成分が混入しており，

W(i)={Z(i)-Zmin}F-1,(10)W(t)の値を現象の強度として扱ってはならず，t=[0,2π]

ゆえに，区間での現象相対変化として考察する必要がある．

３．2012 年 5 月 21 日の金環食観測2012 年 5 月 21 日，日本の太平洋に面した広範囲の地 域 で 金 環 食 が 見 ら れ る こ と ， 東 京 (35.6238N,139.5748E, 0 m)地点では 7:31:48 ~ 7:36:48 食分 0.968 であることが予報された．当日の天気予報は曇天であった．
我々は千葉県流山市 P1=(35.8759N, 139.9395E; 48 m)，
東京日野市 P2=(35.6578N, 139.4015E; 101 m)，東京世田谷区 P3=(35.6448N, 139.6757E; 40 m)，でガイガーカウンタによる金環食の観測を行った．
観測機器：

Black Cat Systems, GM-10

測定間隔：

1 min.

Figure 2b. Inverse transformed ambient dose rate, in caseof ω=30 ~ 40.
Time scale of the phenomenon is 2.00 ~ 2.67 min. The

観測開始時刻：最大食分時刻の 30 分以前

unit of vertical axis is [μSv/h]. The red triangular mark

観測終了時刻：最大食分時刻の 30 分以後

indicates the first and last times, when scintillation of the

解析手段：

フーリエ変換，逆変換 Fortran program

solar wind is subsided.

ガイガーカウンタ GM-10 観測装置の全体図を Figure 1に示す．

Figure 2b の赤▲の部分が二次宇宙線の擾乱の低下した時間(7:34 ~ 44)である．緑色の□が測定値である．擾乱
が低下した中央部分 5 min は 7:36.6 ~ 41.5 である．日
食時刻(7:31.75 ~ 7:36.75)からの遅延は Δ=4.75 min である．電子速度は 1350 km/s である．太陽風の上限速度の 1.5 倍である．

Figure 1. Geiger counter, GM-10, and the PC logger.
各観測点 P1 ~ P3 の解析結果を周波数スペクトル，高周波成分の逆フーリエ変換相対強度の順序で Figure2~4 に示す．

Figure 3a. Frequency spectrum of ambient dose ratechanges by the moon’s shadow at observation point P2. The
measurement term is 90 min. We predict a phenomenon in
ω=39 ~ 45.
Figure 3a では周波数スペクトルの低高周波成分が二分Figure 2a. Frequency spectrum of ambient dose ratechanges by the moon’s shadow at observation point P1. The
measurement term is 81 min. We predict a phenomenon in
ω=30 ~ 40, where the 40 is the limit of Nyquist frequency.

され，二次宇宙線量の擾乱を検出している．

Figure 3b. Ambient dose rate change reproduced by an

Figure 4b. Ambient dose rate change reproduced by aninverse transformation for ω=39 ~ 45.

inverse transformation for ω=39 ~ 45.

The time scale of the reproduction is 2.05 ~ 2.31min.
The unit of vertical axis is [CPM].

The time scale of the reproduction is 2.05 ~ 2.31 min.
The unit of vertical axis is [CPM].

Figure 3b の赤▲の部分が宇宙線の擾乱の低下した時Figure 4b の赤▲の部分が宇宙線の擾乱の低下した時間間(7:49 ~ 63)である．その中央部 5 min は 7:53.5 ~ 58.5

(7:53 ~ 59)である．その中央部 5 min は 7:53.5 ~ 58.5 でで あ る ． 日 食 時 刻 (7:31.75 ~ 7:36.75) か ら の 遅 延 はある．日食時刻(7:31.75 ~ 7:36.75)から遅延時間 Δ=21.75

Δ=21.75 min である．電子速度は 295 km/s である．太min である．電子速度は 295 km/s である．太陽風の粒陽風の粒子速度の下限である．高周波成分が空間線量子速度の下限である．

率の擾乱の静止を明瞭に示している．太陽風のシンチレーションが検出されたのではないかと思う．

４．Cosmic Ray Station 観測との対応

P2 地点の観測では低周波成分も大きく，そこに何かFinland, Oulu に Cosmic Ray Station があり Neutron現象が存在するように見える．我々は 90 min の観測でMonitor, 9-NM-64 が設置されている[22]．その地ではは十分に低周波成分を検出できないと考え，2011 年 82003 年 5 月 31 日に部分食 (Table 1) があった．本節の月 1 日 0:00 から 2012 年 5 月 31 日 23:50 の 10 min 間隔

時刻は UTC (Universal Time, Coordinated) である．

測定値 43908 個の周波数スペクトルを計算した．その結果 24 時間の現象を示す鋭いピークを得た[21]．すな

Table 1. Eclipse on May 31, 2003 at point P4*.

わち，空間線量率に日周変化があること，位相角が 90UTC+2hPhasedeg (6 時に対応)であることを示していた．位相角から

2003/05/31 5:40:00

0.842

計算される粒子速度は 2309, 989, 630,…km/s である．

2003/05/31 5:45:03

0.868 max

この結果は太陽からの粒子線が空間線量率に影響して2003/05/31 6:00:000.720いることを示している．

* The location is {65.05N, 25.47E}.
2003 年 5 月 31 日 3:00 ~ 5:00 の 1 min 間隔の測定粒子数をフーリエ変換した周波数スペクトルと高周波成分(ω=49 ~ 59, 2.01 ~ 2.42 min の現象)の逆変換結果を
Figure 5 に示す．

Figure 4a. Frequency spectrum of ambient dose ratechanges by the moon’s shadow at observation point P3. The
measurement term is 90 min. We predict a phenomenon in
ω=39 ~ 45.

めである．
フーリエ変換したスペクトルを Figure 6a に示す．

Figure 5a. Frequency spectrum of measurements of neutronmonitor, 9-NM-64, by the moon’s shadow at point P4. Theterm is 120 min. There is a phenomenon in ω=49 ~ 59

Figure 6a. Frequency spectrum of ambient dose rate

(marked by an arrow).

changes at Norikura station (36.116N, 137.553E).
Pale blue line is the intensity of expanded waves, and dark
blue line is moving-average of 21. We predict aphenomenon in ω=572 ~ 740, 2.58 ~ 2.00 min.
スペクトル強度は一定ではなく，ω=572 以上の高周波成分も小さくない．時間スケール 2.00 ~ 2.58 min の現象の強度を Figure 6b に示す．擾乱現象は波状の強度変化を示している．強度＝波高差とすると±0.6/22.5=27%である．文献[7-12]等で言及している擾乱

Figure 5b. Cosmic ray particles change reproduced by anの強度は＞104 で，かつ時間スケールも 1 時間以上であinverse transformation for ω=49 ~ 59.

る．本論文の擾乱現象は Figure 6b 中の赤い矢印の所でThe time scale of the reproduction is 2.01 ~ 2.42 min.
The unit of vertical axis is [103 CPM].

3 min の静止を示した．ゆえに日食でなくとも宇宙線の 2min オーダの擾乱現象は静止するが 6 ~ 14 min のような日食時のような長時間ではない．8 月 29 日 12:00 ~Figure 5b の赤▲で挟まれた実線部分が宇宙線の擾乱の

8 月 30 日 12:00, (UTC 8/29, 3:00 ~ 8/30, 3:00)の GOES低下した時間(4:12 ~ 18)である．部分食なので日食の時の状況は陽子，電子とも静穏であった[23]．ただし，間帯が金環食のように明確に定まらないが，最大食分

太陽東端でフレアが発生し X 線は 8/29, 0:00 UTC から

時 3:45 の前後 3 min と考えると 3:42 ~ 48 である．遅延増大している．太陽風，磁気圏はまだ穏やかである．

時間は Δ=30 min である．中性子速度は 214 km/s である．太陽風の速度の下限より 29%遅い．地上まで中性子が到達するまで何段階もの核反応を経たと思われる．
以上，9-NM-64 の測定でも粒子のシンチレーション現象が存在した．
５．平常時の荷電粒子線擾乱
平常時，ガイガーカウンタで観測できる 2 min オー
ダの擾乱 現象 がどのく らい の時間静 止す るのかを
2012 年 8 月 29 ~ 30 日，乗鞍観測所(2.87 km, 725 hPa)
で 1480 min 計測した．天候は霧雨であった．高山で計測する理由は，
1. 宇宙線量が高く S/N 比が良い，EXPACS[11]で計算すると合計線量は 114 [nSv/h]で平地の 3.6 倍である．
2. 大気が薄く二次宇宙線シャワー現象が少ない，たFigure 6b. Cosmic ray particles change reproduced by an inverse transformation for ω=572 ~ 740.
The time scale of the reproduction is 2.00 ~ 2.58 min. The unit of vertical axis is [μSv/h].
Scintillation is sinking at the red arrow, where the elapsed time is 3 min.

６．まとめ
日本時間 2012 年 5 月 21 日 7:31:48 から 7:36:48 東京

静止した．日食時のような 6 ~ 14 min 静止する状況は1440 min の観測では無かった．

{35.6238N, 139.5748E }で起こった金環食を，千葉県流ゆえに，市販の安価なガイガーカウンタで悪天候時山市，東京日野市，東京世田谷区の 3 地点でガイガーに日食の片鱗らしい現象を観測する当初の目的を達成カウンタにより空間線量率を測定した．測定値をフーしたと考える．

リエ展開し，周波数スペクトル分布が低・高周波部分に分離できることを示した．高周波部分は 2.00 ~ 2.6

謝辞

min の現象であった．その現象に該当する周波数領域

本研究では自然科学研究機構の協力により乗鞍観測所を逆フーリエ変換により空間線量率の変化を再現した．の設備を使用いたしました．ここに多大の感謝を申し

空間線量率は二次宇宙線の擾乱と考えられる現象を示上げます．

し，かつ最大食分時刻から 5 ~ 22 min の遅延の後に 5min 以上の静止時間を示した．それらの現象は 3 観測点で異なっていた．それは日食との関連がある現象と考えられ，我々の解釈を第 2 節に示した．ただし，それらは仮説であり，擾乱現象が太陽風のシンチレーション効果であると結論できた訳ではない．傍証として次の 2 点を確認した．
我々は同様の観測を調査し，Oulu の Cosmic Ray
Station の Neutron Monitor, 9-NM-64 の部分日食時の宇
宙線粒子数変化の測定を見出し，日食の時間帯を含む120 min 間の測定値をフーリエ変換し，周波数スペクトルから 2.10 ~ 2.42 min の成分を逆フーリエ変換した．
その結果は二次宇宙線数の擾乱が日食後の 30 min 後に 6 min 低下していた．
荷電粒子の擾乱静止は日食でなくとも起こる．標高
2.87 km, 725 hPa の乗鞍観測所で観測したときは 3 min

参考文献

[14]

[1] ジョゼフ・ヴァイス，本多力訳「核融合エネルギ//www.swpc.noaa.gov/index.html.

ー入門」白水社，2004 年，ISBN 4-560-05875-X.

[15][2] 東嶋和子「放射線利用の基礎知識」講談社，2006

http://swnews.jp/2012/swnews_1205221122.html．

年，ISBN 4-06-257518-3.

[16] 名古屋大学理学部，三河地殻変動観測所「三河地[3] 太陽風の速度実況，Japan Space Weather Information

殻変動観測所におけるラドン濃度の連続観測」

Center, http://swnews.nict.go.jp/rt/crl_27d_sw.html.

http://cais.gsi.go.jp/KAIHOU/report/kaihou26/04_12.pdf.

[4] 英語版 Wikipedia, “Van Allen Radiation Belt”,[17] ラドン(自然環境中の放射線源), ATOMICA,

http://en.wikipedia.org/wiki/Van_Allen_radiation_belt.

http://www.rist.or.jp/atomica/data/dat_detail.php?Title_No[5] 名古屋大学，太陽地球環境研究所，太陽圏環境部=08-01-03-12.

門 http://stsw1.stelab.nagoya-u.ac.jp/study/sub4.htm.

[18] Monitoring information of environmental radioactivity[6]

Masatoshi

KODAMA,KITAMURA,”StudiesofH.

IKEGAMI,

Cosmic-RayM.

Scintillations

SpaceWeatherPrediction

Center,http:篠 原 学 「 宇 宙 天 気 ニ ュ ー ス 」

level, Ministry of education, culture, sports, science andtechnology, Japan, http://radioactivity.mext.go.jp/map/ja/.

Observed at Syowa Station, Antarctica (I)”, National[19] 富永健，佐野博敏「放射化学概論」東京大学出版

Institute of Polar Research, 1975.

会，1983 年, ISBN 4-13-062069-X.

[7] 亘慎一，永岡賢一「小特集宇宙天気予報 1. はじめ[20] 佐 藤 達 彦 , ”Excel-based Program for calculatingに 」 J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)

Atmospheric Cosmic-ray Spectrum, EXPACS”,

pp.737-738.

http://phits.jaea.go.jp/expacs/jpn.html.

[8] 亘慎一「小特集宇宙天気予報 2. 宇宙環境擾乱によ[21] Tomoo AOYAMA, distribution of SPM, radioactive

る障害と宇宙天気予報」J. Plasma Fusion Res. Vol.82,

SPM, http://suspendedparticulatematter.web.fc2.com/.

No.11 (2006) pp.739-744.

[22] Oulu Cosmic Ray Station,[9] 浅井歩「小特集宇宙天気予報 3. 太陽プラズマ」J.

http://spaceweb.oulu.fi/projects/crs/.

Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006) pp.745-750.

[23][10] 小島正宜「小特集宇宙天気予報 4. 太陽風プラズ

http://swnews.jp/2012/swnews_1208301059.html．

マ 」 J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)
pp.751-756.
[11] 小原隆博「小特集宇宙天気予報 5. 磁気圏プラズ
マ 」 J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)
pp.757-761.
[12] 丸山隆「小特集宇宙天気予報 6. 電離圏プラズマ」
J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006) pp.762-766.
[13] 月 磁 場 観 測 装 置 ， Japan Aerospace Exploration
Agency,http://www.isas.jaxa.jp/j/topics/topics/2007/1129.shtml.

篠 原 学 「 宇 宙 天 気 ニ ュ ー ス 」

付録

地点{31.8N, 131.4E; 23m}の環境宇宙線量

条件
大気深度

1034 g/cm2

地磁気強度13.3 GV

太陽磁場強度

463.3 MV

周辺環境 水分含有率

0.20

線量率

0.90
nSv/h

nSv/h

合計線量

31.1

30.1

中性子

5.63

4.58

陽子

1.17

1.17

α線

3.09×10-4

3.09×10-4μ+粒子

9.91

9.91

μ-粒子

8.45

8.45

β線

3.03

3.03

陽電子

2.14

2.14

γ線

0.785

0.785