修士論文

EISCAT レーダーと多波長フォトメーター
同時観測による降下電子エネルギーの研究

名古屋大学理学研究科
素粒子宇宙物理学専攻宇宙地球物理系
足立 和寛

平成 13 年度

要 旨
磁気圏から電離圏へ降下する電子やイオンは、磁気圏内のプラズマの分布・運動や加熱過程、沿磁力線加速過程、電離圏におけるオーロラの発光・運動や電離圏電流駆動に中心的な役割を果たしている。そのため、降下電子・イオンのエネルギーやフラックスの空
間・時間変動分布を定量的に知ることは磁気圏電離圏物理をより良く理解する上で重要である。降下粒子は、ロケットや人工衛星により直接観測が行われている。しかし、これらの観測は基本的に 1 点観測であり、オーロラの動きに伴うようなエネルギーやフラックスの空間的時間的変動を観測することは難しい。
一方で、リモートではあるが、地上からの観測からも降下粒子の平均エネルギーやフラックスを求めることができる。非干渉散乱 (Incoherent Scatter : IS) レーダーを用いた
電離圏の観測は、その一つである。IS レーダー観測から得られた電子密度の高度分布と降下電子による大気の電離度を計算したモデル、中性大気モデルなどを組み合わせること
で降下電子のエネルギースペクトルを得ることができる (Brekke et al., 1989, Fujii et al.,1995)。しかし、IS レーダーは本質的には 1 点観測であるため、広い空間を観測するためには長い時間がかかり、また非常に大規模な観測機器であり、極域の多数の地点に配置し広域の観測を行うことは難しい。
オーロラ発光を用いた降下電子の物理量の観測は、以前から行われてきた方法で、オーロラ発光輝線間の強度比から理論に基づいて降下電子の平均エネルギーとフラックスの推定ができる。他の観測に比べ 2 次元的な観測が可能であり、観測機器も小規模なため多地点での観測を行いやすい。しかし、そこから得られた物理量の正当性について観測面から定量的には実証されてきていない。
本研究では、光学観測から得られた降下電子の平均エネルギーとフラックスの妥当性を
EISCAT の電離圏観測と同時観測することにより定量的に検証するため、EISCAT レー
ダーサイトであるノルウェートロムソ (69.6 °N) に 4 波長分光型フォトメーターを設置し観測を開始した。観測を行う波長は、427.8 nm (N+
2 1NG (0,1) Band) と 630.0 nm (OI)、
670.5 nm (N2 1PG (5,2) Band)、844.6 nm (OI) である。EISCAT UHF レーダーとの同時観測は、天候や EISCAT レーダーの稼働時間、オーロラの発生頻度から考えて非常に困難であるため、自動定常観測が行える観測システムを構築し用いた。同時にデジタルカメ
ラを用いた画像撮像システムを構築し一分間に一枚の画像を取得している。
2001 年 10 月 16 日に EISCAT レーダーとフォトメーターの同時観測を行った。その結果、下部電離圏における電子密度の変動は、フォトメーター観測から得られた発光強度比(844.6 nm/427.8 nm と 844.6 nm/670.5 nm) により推定された平均エネルギーの変動とよく一致していた。このことからこれらの発光強度比は平均エネルギーの良い指標になることが確認された。今後、同時観測例を増やし導出される物理量の定量的な検証を行い、電離圏の 2 次元的な観測へと応用、発展させる予定である。

目次
第1章
1.1
1.2
1.3

序論
降下電子 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
オーロラ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
目的 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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1
4

第 2 章 観測機器と観測システム
2.1 4 波長分光型フォトメーター . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.1 構成 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.1.2 フォトメーターの感度較正 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 オーロラ撮影用デジタルカメラ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 観測プログラム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 安全対策 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4.1 サンセンサー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4.2 無停電電源装置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4.3 ソフトウェア . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5 EISCAT レーダー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5.1 概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5.2 観測モード . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5.3 CARD 法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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第 3 章 オーロラ発光モデル
25
3.1 モデルの概要 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
3.2 発光モデルから得られたオーロラの発光強度及び発光強度比と降下電子の平均エネルギーとフラックスの関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
第 4 章 観測と解析
4.1 観測 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.1 2001 年 2 月 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.2 2001 年 10 月 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.2 EISCAT レーダー特別実験 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3 解析方法 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4 結果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

i

35
35
35
36
42
43
44

第5章
5.1
5.2
5.3

考察とまとめ
発光強度の組み合わせによる違いから生じた平均エネルギーの相違 . . . .
EISCAT レーダー観測と導出された平均エネルギーの比較 . . . . . . . . .
まとめと今後の計画 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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56

謝辞

付 録 A プログラム
57
A.1 パラレルポート . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57

59

参考文献

ii

図目次
1.1
1.2

オーロラオーバル . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
降下電子による電離生成率の高度分布 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

2
3

2.1 観測システム . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.2 フォトメーター光学部 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.3 光電子増倍管 HAMAMATSU R928 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.4 光電子増倍管 HAMAMATSU R636-10 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.5 フォトメーター制御部 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.6 リレー回路の外観と内部 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.7 リレー駆動回路図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.8 フォトメーターの波長感度特性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.9 フォトメーターの絶対感度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.10 分光面光源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.11 積分球光源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.12 積分球光源の波長特性 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.13 標準光源 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.14 デジタルカメラの外観 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.15 観測プログラムの流れ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.16 電源供給 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
2.17 EISCAT レーダーの配置図 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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13
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22
24

3.1 N2 の衝突断面積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.2 O2 の衝突断面積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.3 O の衝突断面積 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.4 弾性衝突による電子の後方散乱確率 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.5 MSIS86 大気モデルによる中性大気密度 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.6 平均エネルギーに対する発光強度の変化 . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
3.7 エネルギーフラックスに対する発光強度の変化 . . . . . . . . . . . . . . . .
3.8 平均エネルギーに対する 427.8 nm と 630.0 nm、844.6 nm の発光強度比 .
3.9 平均エネルギーに対する 670.5 nm と 630.0 nm、844.6 nm の発光強度比 .
3.10 エネルギーフラックスに対する 427.8 nm と 630.0 nm、844.6 nm の強度比
3.11 エネルギーフラックスに対する 670.5 nm と 630.0 nm、844.6 nm の強度比

27
27
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28
31
32
32
33
33
34
34

4.1
4.2

電離圏加熱実験中の観測データ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
2001 年 10 月 10 日の観測データ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37

iii

4.3 2001 年 10 月 10 日 スキャッタープロット . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.4 2001 年 10 月 16 日の観測データ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.5 2001 年 10 月 16 日 スキャッタープロット . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.6 2001 年 10 月 28 日の観測データ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.7 2001 年 10 月 28 日 スキャッタープロット . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.8 2001 年 10 月 31 日の観測データ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.9 2001 年 10 月 31 日 スキャッタープロット . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.10 デジタルカメラ画像 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.11 EISCAT とフォトメーターの同時観測データ . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.12 2001 年 10 月 10 日の解析結果 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.13 2001 年 10 月 10 日の解析結果 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.14 2001 年 10 月 16 日の解析結果 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.15 2001 年 10 月 16 日の解析結果 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.16 2001 年 10 月 28 日の解析結果 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.17 2001 年 10 月 28 日の解析結果 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.18 2001 年 10 月 31 日の解析結果 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.19 2001 年 10 月 31 日の解析結果 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.20 2001 年 10 月 10 日 E0 と Et の関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.21 2001 年 10 月 16 日 E0 と Et の関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.22 2001 年 10 月 28 日 E0 と Et の関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.23 2001 年 10 月 31 日 E0 と Et の関係 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

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50

導出された平均エネルギーの 427.8 nm と 670.5 nm による違い . . . . . . .
導出された平均エネルギーの 427.8 nm と 670.5 nm による違い . . . . . . .
844.6 nm と 427.8 nm、670.5 nm により導出された平均エネルギーのスキャッタープロット . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
電子密度の変化と平均エネルギー . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .

54
54

5.1
5.2
5.3
5.4

55
55

A.1 パラレルポートのピン配置 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58

iv

表目次
2.1
2.2
2.3
2.4
2.5

光電子増倍管 R928 の仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
光電子増倍管 R636-10 の仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
フォトメーター制御部の仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
デジタルカメラの仕様 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
データファイルの書式 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19

3.1

オーロラ発光を引き起こす物理化学過程 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

4.1

フォトメーターの観測結果 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36v

第 1 章 序論
1.1

降下電子

磁気圏と電離圏は、電離度やプラズマの密度、温度などからみてお互いに異なった性質を持った領域である。この二つの領域は、両者を結ぶ磁力線を介して電磁エネルギーや粒子エネルギーの交換を通した相互作用を行っている。磁気圏から電離圏へ降下する電子とイオンは、磁気圏-電離圏結合において重要な役割を持つ。
オーロラオーバルにおけるエネルギーを持った電子の降り込みは、オーロラの発生原因となるばかりでなく、電離圏での中性大気との衝突による電子生成、電離圏や熱圏における加熱、磁気圏から電離圏へのエネルギーの流入の担い手となる。電子の降り込む領域
は、オーロラオーバルを中心にいくつかの領域に分かれている。惑星間空間磁場が南向きの時の電子の降り込む領域を図 1.1 に示す。ディフューズオーロラ (Difuuse Aurora) の領
域がオーバル状に広がっているのに加え、夜側の領域にディスクリートオーロラのアーク(Discrete Aurora Arcs) が存在し、オーバルの朝側にはディフューズオーロラパッチなどが存在する。さらに、極冠域ではエネルギーの低い (数百 eV) ポーラーレイン (Polar Rain)とよばれる降りこみがあり、カスプ領域には低エネルギー粒子 (¡ 0.5 keV) の降りこみがある事が知られている。
降下電子の観測は、人工衛星やロケットを用いて行われてきた。オーロラアークの上部
ではエネルギー領域の幅が狭く (Monoenergetic)、数 keV のエネルギーを持った電子が、
ディフューズオーロラの上部では幅広いエネルギーを持った電子がよく観測される。これらのことから、オーロラアークの発光は、沿磁力線電場により加速された電子の降りこみであり、ディフューズオーロラは地球磁場にとらわれた電子のバウンスモーションによる降下が原因であると考えられている (Lyons [1992])。降下電子は沿磁力線電流を担っていると考えられ、オーロラアークの上部では上向きの沿磁力線電流が観測されている。また、オーロラアークの周辺では下向きの電流が観測されている。これらの観測から、オーロラ
アークに伴って局所的に磁気圏と電離圏を結ぶ 3 次元電流系が存在すると考えられている。

1.2

オーロラ

オーロラの発光は、複数の輝線やバンドから形成されている。これらの輝線やバンドは、磁気圏から電離圏へ降下してくる粒子と電離圏の中性大気の相互作用により作り出される。電離圏の中性大気 (主に N2 、O2 、O) は、磁気圏から降下してくる粒子により電離あ
るいは励起される。励起状態にある分子や原子、及びそれらのイオンは、光としてエネルギーを放出し基底状態に戻る。この光がオーロラとして観測される。有名な発光輝線は、

1

Cusp Region
Diffuse auroral
patchs andmantle aurora

Polar cap

Discrete auroralarcs

Diffuse aurora

図 1.1. 惑星間空間磁場が南向き時における電子の降りこみ領域の違いを示す。(Shunk andNagy [2000])

O の 557.7 nm や 630.0 nm、バンドとしては、N2 のファーストポジティブバンド (First
Positive Group Band: 1PG Band) や N+
2 のファーストネガティブバンド (First Negative
Group Band: 1NG Band) などが挙げられる。
降下粒子の中で主にオーロラ発光を引き起こすのは数百 eV から数 keV のエネルギーを持った電子である。オーロラの発光を議論する時、降下電子と中性大気との衝突過程は重要な要素である。降下電子の電離圏への侵入は、これまで観測やモデルにより議論されてきた。よく知られたシンプルなモデルとして Rees のモデルがある (Rees [1989])。Rees[1989]
は、室内実験から予測される中性大気の電離確率をもとに、中性大気の密度分布から電離
確率の高度分布を求めた。近年よく用いられている方法は、ボルツマン方程式から得られる電子の輸送方程式を解き、降下電子フラックスの高度分布を求め、励起、電離確率を計算する手法である。電子の輸送方程式の解法には、モンテカルロ法を用いたもの、磁力線に沿った輸送のみを考える Two-Stream 法、ピッチ角分布を考慮に入れた Multi-Stream法などがある。モンテカルロ法は、Berger et al. [1970] や Solomon [1993]、Onda et al.
[1999] などで用いられている。中性大気との衝突過程をよく再現することができるが、計算時間が非常に長くなる。Two-Stream 法は、始めに光電子の輸送方程式を解くために用いられ (Banks and Nagy [1970], Nagy and Banks [1970])、その後多くのオーロラ発光モ
デルに用いられている (例としては、 Banke et al. [1974], Ono [1993], Solomon [1988],
Stammnes [1981, 1983] など)。Strickland et at. [1976, 1983, 1989] は、Multi-Stream 法を用い輸送方程式を解き、オーロラ発光を計算している。こうしたモデル計算の正当性は、
人工衛星観測やロケット観測などによって確かめられている。輸送方程式から得られるのは、中性大気との衝突によりエネルギーを失った 1 次電子と、非弾性衝突による電離により生成された 2 次電子のフラックスの高度分布である。このフラックスと中性大気密度から、ある高度における分子、原子の励起および電離生成率が求まる。
図 1.2 に示すように、降下電子のエネルギーが高ければ高いほど侵入高度は低くなり、より低高度で効果的に中性大気の励起および電離を行う。一方、中性大気の密度と組成比2

は高度によって変化する。高度が低くなると大気密度が高くなるため、励起状態にある原子や分子から光が出る前に他の粒子に衝突しエネルギーを失う消光 (Quenching) の効果が大きくなる。許容線である N2 、N+
2 などの発光は影響が少ないが、禁制線である 557.7
nm(OI) や 630.0 nm(OI) は、低高度での発光確率は小さくなる。また、オーロラが発光する領域では O の密度が上部で高く、下部では N2 の密度が高い。そのため、427.8 nm(N+21NG) と 557.7 nm(OI) や 630.0 nm(OI) との発光強度比は、降下電子のエネルギーによって変化する。
オーロラ発光輝線間の強度比から降下電子のエネルギーを推定する方法は以前から行われてきた。Rees and Luckey [1974] は、630.0 nm(OI) と 427.8 nm(N+2 1NG) の発光強度比から降下電子のエネルギーを推定した。しかし、630.0 nm は禁制線であり発光を起こすまで時間がかかる (およそ 110 秒)。そのため、630.0 nm と 427.8 nm との発光強度比からは正しい平均エネルギーを導出することは難しい (Ono and Hirasawa [1992])。Strickland
et al. [1989] は、O の許容線である 844.6 nm(OI) を用い、844.6 nm と 427.8 nm との発光
強度比が平均エネルギーに対して敏感に反応することを示した。また、平均エネルギーが決定されれば、844.6 nm と 630.0 nm と 427.8 nm の発光を用い、O と O2 の N2 に対する密度を求めることができる (Hecht et al. [1989, 1991])。Ono [1993, 1995] では、大気の散乱を受けやすい 427.8 nm の代りに 670.5 nm(N2 1PG) を用いた。
衛星やロケット、IS レーダーとの同時観測により、発光輝線の強度比は降下電子の平均エネルギーやフラックスの良い指標であることが確認されている。(Gattinger et al. [1991],
Hecht et al. [1991], Rees et al. [1977], Rees and Lummerzheim [1989], Solomon et al.
[1988], Vallance Jones et al. [1987] など)。しかし、観測精度の問題や大気モデルによる発光モデルの変動、大気散乱など不確定な要素が多く存在するため、光学観測のみから導出されたこれらの物理量が定量的に正しいかどうかという議論は未だ行われていない。
180

160

Altitude [km]

140

120

100
Ep [kev]

80
10

2

3

10
10
Ionization Rate [cm-3 s-1]

4

10

5

図 1.2. 降下電子の平均エネルギーによる電離生成率の高度分布の変化を表す。Rees [1989]
より抜粋。

3

1.3

目的

磁気圏-電離圏結合の物理過程の解明は太陽地球系物理の重要な課題の一つであり、オーロラを発生させる降下電子は磁気圏-電離圏結合における 3 次元電流の担い手でもある。3次元電流系は電離圏を通して閉じていると考えられており、電離圏における 2 次元電離圏
電流の空間時間分布を観測することは、3 次元電流系の物理メカニズムの解明に繋がる。
オーロラ光学観測は、他の降下電子の観測機器 (衛星、ロケット、IS レーダー) に比べ小規模であり、多地点での観測が可能である。また、1 点観測である衛星やロケット、ビー
ムを振ることで 2 次元的な様相を観測することも可能ではあるが本質的に 1 点観測である
IS レーダーに比べ、光学観測は同時に 2 次元的にデータを取得できる。電離圏における 3次元電流系の情報 (特にオーロラ形態と電気伝導度) の時間空間分布をグローバルに観測するためには光学観測は最も適した方法であると言える。
本研究では、その第一段階として EISCAT レーダーとフォトメーターの磁力線方向の同時観測から光学観測を用いた降下電子のエネルギーとフラックス導出方法の検証を行う。
電子は基本的に磁力線方向に沿って運動しているため、沿磁力線電場などで加速され特徴的なエネルギー分布をもった電子はある磁力線に固定されて降下してくる。異なる磁力線をまたいだ観測を行った場合、異なるエネルギー分布をもった降下電子による発光を同時に観測する可能性があり比較がきわめて複雑となる。多点観測からトモグラフィー手法を用いることで磁力線に沿わない観測からでも導出は行えるが、本研究では不確定さが少な
く最も直接的な比較の行える磁力線方向の観測から正しい物理量が得られることを確認する。この導出方法にはオーロラの形態や運動、時間帯などによっても異なることが予想されるため、様々な条件下 (磁気圏や電離圏の状態、降下電子の状態、オーロラの種類) で同時観測を行う必要がある。しかし、自然現象であるオーロラの同時観測の機会は、トロム
ソの天候や EISCAT レーダーの稼働時間を考えると非常に少ない。光学観測の自動定常化を行い、同時観測の機会を増やすことが大変重要である。そのため、本研究では自動定
常観測システムの構築を重要な題目として行った。

4

第 2 章 観測機器と観測システム
本研究では、オーロラ発光の多波長分光観測により磁気圏から電離圏へと降下してくる電子のエネルギースペクトルを推定する方法を確立することを目的としている。そのために 4 波長分光型フォトメーターと EISCAT UHF レーダーの沿磁力線方向の同時観測をオーロラ帯に位置するトロムソ (69.6 °N) で行っている。オーロラは自然現象であり常に発生しているわけではなく、光学観測は天候に左右される。EISCAT レーダーの運用時間
は年間約 2500 時間であり、EISCAT UHF レーダーで磁力線方向の観測を行っているのは年間 200 時間程度である。また、我々の観測機器は、操作員がいなければ観測を実地する事が出来なかった。そこで、同時観測の機会を増やすため、フォトメーター観測システムの自動化を行い、研究者の不在時でも観測可能な時間帯は常時連続観測でき、データやプ
ログラムをネットワークを通してコントロールできるシステムを構築した。具体的には、
太陽天頂角が-10 °以下となる時間帯は常時観測を行う。本章では、光学観測機器と観測シ
ステム、及び EISCAT レーダーについて述べる。

2.1

4 波長分光型フォトメーター

2.1.1

構成

4 波長 (λ=427.8, 630.0, 670.5, 844.6 nm) の発光強度を同時に観測するためのフォトメー
ターシステムは、光学部と制御部、リモートコントロールのためのリレー回路、観測の制
御やデータ取得を行うパーソナルコンピュータ (PC Plat’ Home Factory V-Trus2i) からなる (図 2.1 参照)。
図 2.2 に光学部を示す。採光部には、40 mm φ、f = 100 mm のレンズを用いており、視野絞りにより視野は 1.2 °となっている。視野角 1.2 °は、同時観測を行う EISCAT UHF
レーダーの視野とほぼ等しい。ダイクロックミラー (DM1) により、波長 500 nm 以下の入射光はチャンネル 1(Ch1; λ=427.8 nm) に入る。500 nm 以上の波長の光はハーフミラー(HM) により等分され、反射光はチャンネル 2(Ch2; λ=630.0 nm) に入る。ハーフミラーを透過した光は、2 つ目のダイクロックミラー (DM2) により 820 nm 以下の波長の光はチャンネル 3(Ch3; λ=670.5 nm) にそれ以上はチャンネル 4(Ch4; λ=844.6 nm) に分光される。各チャンネルの光電子増倍管の前には半値幅が数 nm の干渉フィルターがあり観測波長を決定している。光電子増倍管はチャンネル 1 からチャンネル 3 までは、HAMAMATU
R928 を用い、チャンネル 4 は R636-10 を用いている。R928 と R636-10 の仕様を、表 2.1、2.2、及び図 2.3、2.4 に示す。R636-10 は、R928 よりも近赤外領域に感度をもち、暗電流は少ない。光電子増倍管の出力は、ノイズの混入を防ぐため光電子増倍管の真上にあるプ
リアンプにより増幅され制御部へ出力される。

5

図 2.5 は制御部の外観と内部である。制御部は、シャッター制御回路、光電子増倍管用の高圧電源、入力されたアナログ信号により高電圧の出力制御する回路、サンセンサーの出力によりシャッター制御回路と高電圧電源への電力供給を止める回路、光学部のプリアンプから出力される信号のアナログ処理 (フィルター、アンプ) を行う回路から構成されている。アナログ処理部の仕様を表 2.3 に示す。光電子増倍管の感度の違いから、チャンネ
ル 1 からチャンネル 3 まではアンプ/ゲインを 100 倍、チャンネル 4 は 1000 倍として観測を行っている。また、データサンプリングは 10 Hz で行っているため、フィルターのカッ
トオフ周波数は 20 Hz に設定している。
図 2.6 にリレー回路 (1) の外観を、図 2.7 にパラレルポートからの信号でリレーを駆動させるための回路を示してある。リレー回路内には、シングルスティブル型リレー ( Matsushita
HC4-H-DC12 ) が 2 つと 2 巻線ラッチング型リレー ( Matsushita HC2K-DC12 ) が 2 つ入っている。シングルスティブル型リレーは、コイル励磁で入り、無励磁で切りとなるリ
レーであり、2 巻線ラッチング型リレーは、動作と復帰の 2 信号でオン/オフの切換えを機械的に行うリレーである。フォトメーター制御部の主電源とシャッターの制御はラッチ
ング型リレーを用い、高電圧電源の制御は 2 つのシングルスティブル型リレーを用いている。主電源とシャッターは、制御部において手動スイッチで操作していたが、自動定常観測を行うためスイッチをリレー回路で置き換えた。ラッチング型リレーを用いたため、電力供給は動作時のみであるが、停電などの原因で電力が供給されなくなっても非観測状態とはならない。高電圧電源の制御は制御部内で行っているので、リレー回路からは動作と復帰信号に対応したオンとなるための接点とオフとなるための接点を出力している。
PC の役割は観測の制御とデータ処理である。観測の制御とは、観測のスケジューリング、
リレー回路を用いた観測器の制御、D/A 変換ボードを用いた高電圧の調整である。データの処理は、データの取得、保存、ネットワークを介したデータの転送である。これらのことを実行するためには、ポート出入力の制御が行え、PC 自体がリモートで操作でき、な
おかつ安定していることが重要である。そのため、オペレーティングシステムは Redhat
Linux 6.2 を用いている。
PC は、スケジューリングのプログラムにより光電子増倍管へ高電圧を加える時間やシャッターを開く時間の制御を行う。またデータのタイムコードは PC の時刻を用いており、EISCAT レーダーと同時観測を行うこと考えると PC の内部時計の時刻は正確 (〜1 分以内) でなければならない。PC の時刻較正は、ネットワークタイムプロトコル (NTP) を用いている。NTP デーモンによりトロムソ大学の NTP サーバと同期させてある。観測器の制御は、パラレルポートより信号を送ることで行っている。パラレルポートは、12 個の出力ビットと 5 個の入力ビットにアクセスができる。詳しくは付録 A で述べる。この制御
では、出力は、主電源の On、Oﬀ、シャッターの開閉、高電圧電源のオン、オフの 6 個、
入力はサンセンサーの情報の 1 個を使用した。スケジューリングプログラムについて詳し
くは 2.3 章で述べる。
高電圧の出力電圧の調整は、制御部にアナログ信号を送ることで行える。PC からアナロ
グ信号を出力するため、D/A 変換ボード ( CONTEC 製 DAI16-4C ) を用いている。D/A
変換ボードは、0 から 10 V までを 16 ビットの分解能で出力できるように設定してある。
制御部から出力されるアナログの観測データは、A/D 変換ボード ( Interface 製 PCI3166 ) によりデジタル化され、PC のハードディスクに保存される。A/D 変換ボードは、

6

0 から 10 V までを 12 ビットの分解能でサンプリングするように設定した。サンプリング
周波数は 10 Hz である。

2.1.2

フォトメーターの感度較正

本研究では、観測に用いる波長の光の絶対強度を求めることが必須である。そのため、個々の光電子増倍管、フィルター、及びシステム全体としての波長特性が絶対強度較正のため必要である。光電子増倍管を長時間動作させるとその感度は徐々に変化する。また、観測を行う場所の温度や湿度によって光電子増倍管の感度やフィルターの特性は変化する。
そのため、このような較正作業は、なるべく観測を実地するのに近い状況下で行う必要があり、感度較正を頻繁に行う必要がある。そのため、トロムソにおける観測開始前に下記のように絶対強度較正を行うとともに、感度の経年変化などを測るため観測場所で較正を行うための標準光源の較正を行った。
我々は、2001 年 8 月に国立極地研究所にて較正を行った。光学較正機器室には、分光感度測定用の分光面光源と強度較正用の積分球較正光源、フィルターの透過率測定を行う分光光度計が設置されている。使用したのは、分光面光源と積分球光源である。分光面光源
は、キセノンランプを光源とし、モノクロメータにより半値幅が 0.5 nm 以下の単色光を作っている。較正を行う観測器は、拡散反射板により一様となった光を測定する (図 2.10参照)。積分球光源は、中空の球の内壁に硫酸バリウムを塗布して拡散反射板とし、内部で点灯させたランプの光を完全拡散光にして、開口部より出射するものである。較正は、図2.11 に示すように、積分球の中心にフォトメーターの視野を向けて行った。各チャンネルの波長特性を図 2.8 に、出力電圧と観測された光のレイリー値の関係を図 2.9 に示す。標
準光源 (図 2.13) の較正は、積分球光源により較正されたフォトメーターで標準光源の発光強度を測定することで行った。標準光源の発光強度は、電圧を一定にすることでほぼ同じ明るさが得られる。

7

表 2.1. 光電子増倍管 R928 の仕様。
パラメータ
詳細
感度波長域
最大感度波長光電面の材質
ダイノードの構造
ダイノードのステージ数
陽極-陰極間電圧
平均陽極電流陰極感度 (光 2856 K)
陽極感度 (光 2856 K)
電流増幅率
陽極暗電流

185 〜 900 nm
400 nm
マルチアルカリ
サーキュラケージ型
91250 Vdc (最大値)
0.1 mA (最大値)
250 µA/lm (一般値)2500 A/lm (一般値)
1.0 × 107
50 nA (最大値)

表 2.2. 光電子増倍管 R636-10 の仕様。
パラメータ
詳細
感度波長域
最大感度波長光電面の材質
ダイノードの構造
ダイノードのステージ数
陽極-陰極間電圧
平均陽極電流陰極感度 (光 2856 K)
陽極感度 (光 2856 K)
電流増幅率
陽極暗電流

185 〜 930 nm
300 〜 800 nm
GaAs(Cs)
サーキュラケージ型
91500 Vdc (最大値)
0.001 mA (最大値)
550 µA/lm (一般値)
250 A/lm (一般値)
4.5 × 105
2 nA (最大値)

表 2.3. フォトメーター制御部の仕様。
パラメータ
詳細チャンネル数
アンプゲインバーニヤ
0 調整
ローパスフィルター
出力
高電圧

4
1,10,100,1000 倍の 4 段階切換え
各レンジの 0 から 100 % 可変
各レンジにて ±5 V 可変
カットオフ 5 Hz と 20 Hz の 2 段切換え
BNC 端子各チャンネル独立 400 〜 1200 V

8᷹ⷰ࠼࡯ࡓ

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శቇㇱ#%ࠕ࠳ࡊ࠲࡯

USB
ࡄ࡯࠰࠽࡞ࠦࡦࡇࡘ࡯࠲࡯ ࠗࡦ࠲࡯ࡀ࠶࠻

IEEE1394
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ࠗࡦ࠲࡯ࡀ࠶࠻

図 2.1. フォトメーター観測システム全体図。

9

Ch3

Ch2

Ch1

DM : Dichoic Mirror
HM : Hafe Mirror

Shutter
170 mm

Ch4

DM2

HM

DM1
Sun Sensor

160 mm

340 mm
430 mm

図 2.2. フォトメーター光学部の外観と内部、内部の構成。

10

100

28.5

1.5

T9
BULB

CATHODE
RADIANTSENSITIVITY

80MAX.

2.5
49.0

94MAX.

24MIN.

PHOTOCATHODE

32.2

CATHODE RADIANT SENSITIVITY (mA/W)
QUANTUM EFFICIENCY (%)

8MIN.

R928

10

QUANTUM EFFICIENCY

1

0.1

0.5
0.01
100 200

11 PIN BASEJEDEC No. B11-88

300 400

500 600

700 800

900 1000

WAVELENGTH (nm)図 2.3. 光電子増倍管 (HAMAMATSU R928) の外観と波長特性。

29.0 1.7
8MIN.

100

94MAX.

80MAX.

49.0

2.5

12MIN.

16MIN.

PHOTOCATHODECATHODE RADIANT SENSITIVITY (mA/W)
QUANTUM EFFICIENCY (%)

3MIN.
R636-10

CATHODE
RADIANTSENSITIVITY

R636-10

10QUANTUM
EFFICIENCY
1

0.1

0.01

34MAX.

HA COATING

200

400

600

800

1000

WAVELENGTH(nm)11 PIN BASEJEDEC No. B11-88

図 2.4. 光電子増倍管 (HAMAMATSU R636-10) の外観と波長特性。

11OO OO OO

図 2.5. フォトメーター制御部の外観と内部。

12

図 2.6. リレー回路の外観と内部。
ࡄ࡜࡟࡞ࡐ࡯࠻(+5 V)

10 K

࡝࡟࡯

373
IS1588
680 K
OFF
ON

+12 V

図 2.7. パラレルポートの信号によりリレーを駆動させる回路図を示す。

13

Spectral Response Ch2
100

80

80
Sensitivity [% ]Sensitivity [%]Spectral Response Ch1
100

60

40

20

0
420

60

40

20

425

430
435
Wavelength [nm]

440

445

0
620

625

630
Wavelength [nm]

100

80

80

60

40

20

0
660

640

850

855

Spectral Response Ch4100

Sensitivity [% ]Sensitivity [% ]Spectral Response Ch3

635

60

40

20

665

670
Wavelength [nm]

675

680

0
835

840

845
Wavelength [nm]図 2.8. フォトメーターの波長感度特性。横軸に波長 (nm)、縦軸に最大感度波長における強度を 100%とした強度比を取っている。

10

Output Voltage [V]

8

6

4

2

Ch1 800 V
Ch2 800 V
Ch3 800 V
Ch4 1100 V

0
0

5000

10000

15000
Rayliegh

20000

25000

30000

図 2.9. フォトメーターの発光強度に対する出力電圧。横軸に発光強度、縦軸に出力電圧を取っている。高電圧の値は、チャンネル 1 からチャンネル 3 が 800 V、チャンネル 4 が1100 V に設定した値を表示してある。

14

᜛ᢔ
ࠠ࠮ࡁࡦ
࡜ࡦࡊ

ࡈࠜ࠻ࡔ࡯࠲࡯
ࡕࡁࠢࡠࡔ࡯࠲࡯

⊒శ㕙

図 2.10. 極地研究所における波長特性計測。分光面光源とフォトメーターの位置関係を示す。
శḮ↪⋥ᵹ቟ቯ㔚Ḯࡈࠜ࠻ࡔ࡯࠲࡯೙ᓮㇱࡋ

Ⓧಽ⃿ࡈࠜ࠻ࡔ࡯࠲࡯

図 2.11. 極地研究所における強度較正。積分球光源とフォトメーターの位置関係を示す。
10000

Rayleigh/nm

1000

100

10
300

400

500

600

700

800

900

Wave Length [nm]図 2.12. 極地研究所の積分球光源の波長特性。

15

1000

図 2.13. 観測サイトにてフォトメーターの強度較正を行う標準光源。フォトメーター採光部に取り付けられる。

16

2.2

オーロラ撮影用デジタルカメラ

フォトメーターの観測からは、発光強度の測定はできるが、天候はどうか、発光強度の増大はオーロラなのか雲の散乱反射光なのか、オーロラならばどのような形状かなどの情報を得ることは出来ない。我々は、無人定常観測を行っているため、画像による現象の確認は必要不可欠である。そのため、デジタルカメラ (Fujiﬁlm FinePix S1Pro) を用いたオー
ロラ撮像システムを作成した。その仕様を表 2.4 に示す。レンズは、Nikkor Fisheye (f =16 mm, F2.8) を用いている。画像の取得間隔や露出時間、解像度、出力ファイル形式な
どはプログラム可能で PC を用いて制御が行える。PC は、Windows2000 をオペレーティ
ングシステムとし、リモート制御のためシマンテック社の pcAnywhere を用いている。しかし、デジタルカメラの主電源は、ダイヤル式であり USB を介して制御が行えない。そこで、図 2.1 に示すように、リレー回路 (2) を用いて AC アダプターへの電力供給を制御することで主電源の操作を可能にした。このリレーの動作は、フォトメーター制御部の主電源と同期している。本観測では、一分間に 1 枚、露出時間 6 秒、画素数を 1440×960 ピ
クセルで撮影を行い、JPEG 形式に圧縮して保存している。図 4.10 はこのデジタルカメラで撮影されたオーロラである。オーロラ発光輝線の１つである酸素の緑線がはっきりと撮影されており、月に照らされた雲などとはっきり区別できる。

図 2.14. オーロラ観測用デジタルカメラ (Fujiﬁlm FinePix S1pro) の外観。

17

表 2.4. オーロラ観測用デジタルカメラ (Fujiﬁlm FinePix S1pro) の仕様。
パラメータ
詳細
撮像素子
総画素数
撮影感度
記録方式
記録画素数
レンズマウント
シャッター
シャッタースピード

2.3

23.5 mm×15.6 mm スーパーハニカム CCD
ハニカム配列の 340 万画素
ISO 320,400,800,1600 相当
JPEG,TIFF-RGB
3400 × 2016 / 2304 × 1536 / 1440 × 960 ピクセル
ハニカム信号処理により最大 613 万画素
ニコン F マウント
電子制御上下走行方式フォーカルプレーンシャッター
30 秒〜1/2000 秒

観測プログラム

観測は、データのサンプリングを行うサンプリングプログラムと観測器の制御を行う制御プログラム、デジタルカメラで撮像を行うプログラムの 3 つを用いて行っている。
サンプリングプログラムは、A/D 変換ボードでデータを取得するプログラムである。太
陽天頂角がフォトメーター観測に適す-10 °以下となるのは冬至の時でも 1400UT 以降であるため、サンプリングプログラムは毎日 1200UT に実行かつ開始される。トロムソの地方
時 (LT) と UT の差は+1 時間である。プログラムは、まず日付と観測開始時間、観測時間を記述したファイルを読み込む。この記述ファイルに従ってサンプリングは行われる。観
測開始時間は太陽天頂角が-10 °となる時刻を 2001 年の 1 年間分計算し与えてある。デー
タサンプリングは、観測開始時間の 1 時間前に開始される。データファイルは、サンプリ
ングを開始した年月日時刻 (YYMMDDHHMM) をファイル名とし、1 時間ごとのファイルとなっている。ファイルの記述は、ある時刻のチャンネル 1 からチャンネル 4 のデータが一列に並び、1 分ごとに時刻が入る。例として表 2.5 に 2001 年 12 月 21 日 00 時のファ
イルの一部を示す。一つのファイルの容量は 721,320 バイトである。観測したデータは、
2 週間に 1 度ぐらいの割合で圧縮し、太陽地球環境研究所へ転送している。A/D 変換ボードからは 10 秒ごとにデータを取り出している。その際安全性のためデータのチェックを行っている。その詳細については次節で述べる。このプログラムは、その日のデータサン
プリングが終了した時点で電子メールによりその日のログファイルを管理者 (多くの場合日本国内) に配信し終了する。ログファイルには、データファイル名やフォトメーターの主電源が入った時間、シャッターが開閉した時間などが記述されている。
制御プログラムは、定められた時間にパラレルポート、あるいは D/A 変換ボードから信号を出し、フォトメーターの制御を行っている。毎日 1205UT に実行され、日付と観測開始時間、観測時間を記述したファイルと高電圧のレベルを記述したファイルを読み込む。
フォトメーター制御部の主電源は観測開始 2 時間前に入る。高電圧は観測開始 30 分前に入り、記述ファイルから読み込んだレベルに設定される。本観測までの 30 分は、高電圧を含むシステムの安定化をはかるとともに暗電流の測定を行う。本観測開始時にシャッターを開き、その後暗電流の測定のため 1 時間おきにシャッターを 10 秒間閉じる。観測終了時

18(読み込んだ観測時間が経過した時) には、シャッターを閉じ、10 分後に高電圧と主電源が切れる。それぞれの動作を行うごとにその日のログファイルに動作内容と動作した時刻を書き出す。
デジタルカメラ撮影プログラムは、デジタルカメラの設定と撮影、データ保存を行う
プログラムである。上記の 2 プログラム同様、日付と観測開始時間、観測時間を記述したファイルを読み込む。さらに、撮影条件である撮影間隔 (1 分) と露出時間 (6 秒) を記述したファイルを読み込む。画像は、ファイル名を月日時刻 (MMDDHHMMSS) をして外付
けのハードディスクに保存される。画像データも転送は可能であるが容量が大きい (1 枚
約 300 kByte) ため定期的に転送は行っていない。1 年に 1 度ハードディスクごと持ち帰る予定である。3 つのプログラムの流れを、図 2.15 に示す。
表 2.5. データファイルの書式。例として 2001 年 12 月 21 日 00 時のデータファイルを示す。このファイルの開始時間は 0039:25UT である。データはチャンネル 1 からチャンネル
4 が横一列に並び、値は 0 から 10 V を 12 ビットで表した値である。
ファイル名:0112210039.dat
Ch1 Ch2 Ch3
Ch4
以下データファイルの一部

TIMECODE 011221003925
0097 0134 0047 0055
0096 0141 0040 0058
0093 0139 0042 0054.
.
.
0084 0128 0040 0059
0089 0129 0040 0054
0083 0125 0042 0053
0091 0126 0042 0052
TIMECODE 011221005026
0084 0128 0042 0051
0084 0129 0039 0052
0088 0133 0041 0050
0092 0124 0041 0054
0088 0130 0041 0053
.
.
.

19

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図 2.15. 観測プログラムの流れ。

20

2.4

安全対策

無人定常観測を行うためには、何らかのトラブルがあった場合でも観測機器を保護し、観測を続行できるようにする必要がある。トラブルとして考えられるのは、停電やサージ等の電源トラブル、ネットワーク障害による PC 時刻のズレ、PC やその他の機器の誤作動など様々である。観測には、高電圧を加えた光電子増倍管を用いているため、トラブル
による光過入力による破損を防ぐ必要がある。そのため、いくつかの安全対策を施した。

2.4.1

サンセンサー

図 2.2 に示すように、採光部の横にサンセンサーを取り付けてある。サンセンサーは、
可視光導電素子 (HAMATSU P722-10R) であり、光が照射すると抵抗値が減少する光導電効果を利用した半導体センサである。センサに照射される光が強くなり、抵抗値がある
値まで下がるとフォトメーター制御部内のリレーが働く。このリレーが働くことにより、シャッターと高電圧電源への電力供給が止まる。この装置があれば、光電子増倍管に高電圧を加えた状態で光が照射されることは無い。また、センサが働いている時は、制御プロ
グラムは高電圧電源とシャッターの動作を行わないように設定されている。

2.4.2

無停電電源装置

観測機器への電力供給は、図 2.16 に示すように行っている。フォトメーターの制御を行う
PC とリレー回路には、無停電電源装置 (Uninterruptible Power Supply; UPS, MITSUBISIFW-F10-0.5K) から電力を供給している。観測中に停電が起こった場合、UPS が無ければ観測制御プログラムは正常終了されず、フォトメーター制御部の主電源はオンのまま、
シャッターは開いたままとなる。長時間停電が続き日中に復帰した場合は、高電圧が加わっ
たままで過入力光が入る可能性があり、システムにとって大変危険である。サンセンサー
により、光電子増倍管が破損することは無いとは思えるが、プログラムが中途終了するのは他のトラブルの原因となりえる。そのため、UPS により PC は停電後も動きつづけ、5分以上停電が続いた場合、リレー回路を非観測状態に戻し、シャットダウンする。電源が復帰すれば PC は起動し、次の日からスケジュールに従い観測を行う。また、PC は瞬間的な停電でも再起動される場合がある。UPS は、瞬停やサージなどの交流電源のノイズに対しても有効であると考えられる。

2.4.3

ソフトウェア

上記の 2 つに加え、ソフトウェア的にも安全対策を行っている。2.3 章でも述べたが、サンプリングプログラムは A/D 変換ボードから 10 秒に一度観測値を読み出す。読み出した観測値がメモリへ貯えられる際に観測値のチェックを行っている。具体的には、10 V を超え、サチレーションを起こしている観測値をカウントし、そのカウント数が一定値を超えている場合は、何らかの原因で不適当な過入力光が入っていると考え、観測を終了するようプログラミングされている。現在の設定では、全チャンネルが 4 秒以上サチレーション

21

を起こしている場合は観測を終了する。この場合、観測終了したことをしらせる電子メー
ルの送信も行う。さらに、PC の起動、終了時には必ず非観測状態になるように設定してある。
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図 2.16. 観測機器やパーソナルコンピュータ、リレー回路への電源供給の構成。

22

2.5

EISCAT レーダー

2.5.1

概要

非干渉散乱 ( Incoherent Scatter : IS ) レーダーは地上から電離圏を観測できる有力な観測機器である。EISCAT レーダーは、オーロラ帯及びカスプ領域に位置しており、極域
電離圏の研究に多大な貢献をしている。レーダーは、トロムソ (ノルウェー)、キルナ (スウェーデン)、ソダンキラ (フィンランド)、及びスヴァールバル諸島ロングヤービンに配置されている (図 2.17 参照)。IS レーダーの観測により直接得られる物理量は、イオン温度 (Ti ) と電子温度 (Te )、電子密度 (Ne )、ビーム視線方向のイオン速度 (Vi ) である。これ
らの物理量とモデルを組み合わせることにより、電場や電気伝導度、電流、中性風速度なども求めることができる。

2.5.2

観測モード

EISCAT レーダーの観測は、年間約 2,500 時間行われている。この観測時間は、スペ
シャルプログラム (SP) とコモンプログラム (CP) と呼ばれる 2 種類の観測に分けられる。
SP の観測時間は、EISCAT 科学協会に加盟している各国に分配され、独自の観測を行うのに使われる。CP は、長時間の観測を目的としており、CP-1 から CP-7 の 7 種類の観測モードがある。フォトメーターとの同時観測で使用する観測モードは CP-1 モードである。
CP-1 モードは、トロムソとキルナ、ソダンキラの UHF レーダーを用いて行う。トロムソの UHF レーダーから磁力線方向に 933 MHz の電磁波の送信を行い、トロムソ、キルナ、
ソダンキラの 3 基のレーダーで受信する。この観測から、磁力線方向の物理量を高時間分解能で取得することができ、また、3 次元プラズマ速度 (電場に相当) を得ることができる。

2.5.3

CARD 法CARD 法とは、IS レーダーにより観測された電子密度の高度分布から降下電子のエネ
ルギースペクトルを計算する方法である。実際の大気の電離生成率 (q(z)) は、すべてのエ
ネルギーの降下電子による電離生成率の和であり、
q(z) =

Q(E, z)φ(E)dE

(2.1)

E

と書ける。E 、z は、それぞれ降下電子のエネルギーと高度である。Q(E, z) は、エネルギー
E を持った降下電子による高度 z での電離生成率であり、φ(E) は、エネルギー E を持った電子のフラックスである。式 (2.1) を N 個のエネルギーステップを考えて書き直すと、

q(zj ) =N

Q(Ei , zj )φ(Ei)∆Ei

(2.2)

i=1

となる。∆Ei は、エネルギーステップの幅である。電離大気の輸送効果を無視すると全電離生成率は、電子密度の連続の式から、

q  (z) = L(z) −
23

∂n(z)
∂t

(2.3)

と書き表される。n は電子密度、L は消失率である。電子とイオンの密度は等しいと仮定
し、消失にはイオンの解離再結合が主であると仮定すると、L(z) = α(z){n(z)}2(2.4)となる。α は、再結合係数である。電離反応が輸送の時定数などに比べて十分に早く、そのため平衡状態 ( ∂n∂t = 0) に入ると仮定すると、最終的に

q  (z) = α(z){n(z)}2(2.5)となる。式 2.2 と式 2.5 から最小 2 乗法を用いて解を求めることにより、観測された電子密度の高度分布から降下電子のフラックス φ(E) を求めることができる。CARD 法の妥当性については、Fujii et al. [1995] によって確かめられている。彼らは、CARD 法から得られた降下電子のエネルギースペクトルと Defense Meteorological Satellite Program(DMSP)
により直接観測された電子のエネルギースペクトルを比較し、両者が良い一致していることを示した。鈴木 [1997] においても、Akebono 衛星との同時観測で良い一致を示している。このことから、CARD 法は降下電子のエネルギースペクトルの推定に有効であると言える。

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60

0

10

20

30

図 2.17. EISCAT レーダーの設置場所。トロムソに UHF と VHF レーダーがあり、キルナ、ソダンキラに受信専用の UHF レーダー、ロングヤービンに UHF レーダーが 2 基設置されている。

24

第 3 章 オーロラ発光モデル
3.1

モデルの概要

フォトメーター観測より得たオーロラの発光強度から降下電子の平均エネルギーとフラッ
クスを求めるためには、これらの物理量とオーロラの発光強度及び波長間の強度比の関係をモデルから定量的に求める必要がある。計算には、Ono [1993] と同様の方法を用いた。
電子の輸送方程式は、Stamnes [1981] や Stamnes and Rees [1983] を基に、Two-Stream の仮定を用いて解いた。弾性 (Elastic)、非弾性 (Inelastic) 衝突の衝突断面積 (Cross Section)と弾性衝突による後方散乱の確率 (Backscatter Ratio) を図 3.1-3.4 に示す。弾性衝突断面積は、Stamnes and Rees [1983] で用いられた値である。非弾性衝突断面積は、Green andStolarski [1972] と Banks et al. [1974] において計算された値を用いている。弾性衝突による後方散乱確率は、Stamnes [1981] において議論されている。N2 と O2 の非弾性励起
衝突による後方散乱は、Shyn et al. [1972] で計測された N2 の弾性衝突による後方散乱確率を用い、O の非弾性励起衝突による後方散乱確率は Fink and Yates [1970] によって計算された確率を、非弾性電離衝突による後方散乱確率は 1 次電子が衝突により方向を変えないと仮定し与えた。上部境界 (500 km) に与える降下電子の強度分布 (I(E)) は、ガウス分布を仮定している。即ち、平均エネルギーを E0 (eV) とし、全エネルギーフラックスを
Et (erg/cm2 /sec) とすると、

I(E)dE = {Et /π1/2 W · E0 } · exp{−(E − E0 )2 /W 2 }(3.1)と書ける。W は、ガウス分布の形状を決めるパラメータであり、Ono and Hirasawa [1992]に準拠して W = 0.25E0 とした。大気モデルは MSIS-86(Hedin, 1987) を用いた。
計算された降下電子の強度分布から、表 3.1 に示す物理化学過程を考慮し、427.8 nm(N+2
1NG (0.1) band) と 630 nm(OI)、670.5 nm(N2 1PG (5,2) band)、844.6 nm(OI) の光子生成率 (Volum Emission Rate) の高度分布を求める。427.8 nm は、N2+ (B 2 Σ+
u) →
+
2
+
N2 (X Σg ) + hν の過程で放出される光であり、この励起状態は電子の直接衝突による電離から生成される。
∗
N2 + e∗ → N2+ (B 2 Σ+u)+e +e(3.2)∗ は、エネルギーが通常より高いことを示す。このモデルでは、427.8 nm の発光は、Gerd-jikova and Shepherd [1987] より、N2 のすべての電離衝突による励起の 2.5%であるとし計算している。O(3p3 P ) は、844.6 nm の発光を放出する励起状態であり、酸素原子と電子の直接衝突からのみ生成されると考えられる (Hecht et al., 1985)。
O + e∗ → O(3p3 P ) + e∗
25

(3.3)

670.5 nm は、N2 (B 3 Πg ) → N2 (A3 Σ+u ) + hν の過程から放出される発光であり、この励起状態は、電子の衝突による励起と N2 (C 3 Πu ) のエネルギー放射、
N2 (C 3 Πu ) → hν + N2 (B 3 Πg )(3.4)

により生成される。630.0 nm を放出する O(1 D) については、以下の 3 つの生成過程と 2つの消失過程を考えている。
1) Direct Process

O + e∗ → O(1 D) + e∗

(3.5)2) Dissociative Recombination Process
O2+ + e → O(1 D) + O(3.6)

O(1 S) → hν(557.7 nm) + O(1 D)(3.7)

O(1 D) + M → M + O(3.8)

O(1 D) → hν(630.0 nm) + O(3 P )(3.9)3) Cascading Process4) Quenching Process5) Radiative Decay

化学過程に関しては、Torr and Torr [1982] や Solomon et al. [1988] を参考にした。

26

1e-14
Elastic
Inelastic Excitation
Inelastic Ionization

Cross Section [cm2 ]

1e-15

1e-16

1e-17

1e-18
0.1

1

10

100

1000

10000

Energy [eV]

図 3.1. 窒素分子 N2 の電子衝突に対する衝突断面積。弾性衝突と非弾性衝突による励起、
電離断面積を示す。
1e-14
Elastic
Inelastic Excitation
Inelastic Ionization

Cross Section [cm2 ]

1e-15

1e-16

1e-17

1e-18
0.1

1

10

100

1000

Energy [eV]

図 3.2. 酸素分子 O2 の電子衝突に対する衝突断面積。

27

10000

1e-14
Elastic
Inelastic Excitation
Inelastic Ionization

Cross Section [cm2 ]

1e-15

1e-16

1e-17

1e-18
0.1

1

10

100

1000

10000

Energy [eV]

図 3.3. 酸素原子 O の電子衝突に対する衝突断面積。
1

Elastic Backscatter Ratio

N2
O2
O

0.1

0.01
0.1

1

10

100

1000

10000

Energy [eV]

図 3.4. N2 と O2 、O との弾性衝突による電子の後方散乱確率。

28

表 3.1. オーロラの発光を引き起こす物理化学過程。

Physical and Chemical Processes in Auroral Ionosphere
1. Ionization
N2 + e∗ → N2+∗ + 2e∗
N2 + e∗ → N + + N + 2e∗
O2 + e∗ → O2+∗ + 2e∗
O2 + e∗ → O+ + O + 2e∗
O + e∗ → O+∗ + 2e∗
2. Direct-Impact Excitation
N2 + e∗ → N2∗ + e∗
O2 + e∗ → O2∗ + e∗
O + e∗ → O∗ + e∗
3. Dissociative Recombination
N2+ + e → N + N
O2+ + e → O + O
N O+ + e → N + O
4. Ion-Neutral Interaction
O+ + N2 → N O+ + N
O+ + O2 → O + O2+
N2+ + O → N O+ + N
N2+ + O2 → N2 + O2+
5. Quenching of Meta-Stable Species
N2 (A3 Σ+u ) + N2 → N2 + N2
3
N2 (A Σ+u ) + O2 → N2 + O2
3∗
N2 (A Σ+u ) + O → N2 + O
O(1 S) + O → O + O
O(1 D) + N2 → O + N2O(1 D) + O2 → O + O2O(1 D) + O → O + O
O(1 D) + e → O + e
6. Photon Emission
N2 (B 3 Πg ) → N2 (A3 Σ+u ) + hν (N2 1P G)
3+
1
N2 (A Σu ) → N2 (X Σ+g ) + hν (N2 V K)
+
+
2
+
2
+
N2 (B Σu ) → N2 (X Σg ) + hν (N2+ 1N G)
O(3p3 P ) → O( 3s3 S 0 ) + hν (844.6 nm)
O(1 S0 ) → O(1 D2 ) + hν (557.7 nm)
O(1 D2 ) → O(3 P2,1,0 ) + hν (630.0, 6.4, 9.2 nm)

29

3.2

発光モデルから得られたオーロラの発光強度及び発光強度比と降下電子の平均エネルギーとフラックスの関係

磁力線方向を観測し得られる発光強度は、計算された光子生成率を高度方向に積分した値である。上部境界で与える全エネルギーフラックスを 1.0 erg/cm2 /sec とし、平均エネ
ルギーに対する発光強度の変化を図 3.6 に示す。MSIS86 モデルによる中性大気のデータ
は、トロムソにおける 2001 年 10 月 16 日 2000UT のものを用いている。427.8 nm と 670.5
nm は、平均エネルギーが上昇するにつれ緩やかに増加している。630.0 nm と 844.6 nm
は平均エネルギーが上昇するにつれ大きく減少していることが分かる。これは、降下電子が持つエネルギーにより電離圏へ侵入できる高度が変化するため起こる。降下電子の平均エネルギーが高ければより低高度まで電子が侵入し中性大気と衝突する。中性大気の密度分布から (図 3.5 参照)、200 km 以上の高度においては酸素原子が窒素分子よりも多く存在している。そのため、電子のエネルギーが比較的低い場合は酸素原子の発光である 630.0
nm と 844.6 nm の発光が強く、エネルギーが比較的高い場合には窒素分子の発光である
427.8 nm と 670.5 nm が強くなる。また、禁制線である 630.0 nm は、中性大気の密度の高い低高度の領域では N2 との衝突による消光が効果的に働くためその減少はより大きい。
図 3.7 には、平均エネルギーを 1 keV とした時の、発光強度のエネルギーフラックスに対する変化を示す。4 波長すべてがエネルギーフラックスが増加するにつれ増大していくのが分かる。これは、4 波長の発光強度が平均エネルギーとエネルギーフラックスの関数になっていることを表している。
単一波長の発光強度からでは降下電子の情報は、平均エネルギーとエネルギーフラック
スに何らかの関係がなければ、求めることは出来ない。427.8 nm に対する 630.0 nm と844.6 nm の発光強度比は、図 3.8 で示されるように平均エネルギーに対して大きく変化する。670.5 nm に対しても同様である (図 3.9 参照)。これらの発光強度比は、図 3.10、3.11に示されるように全エネルギーフラックスに対してあまり大きく変化しない。つまり、これらの発光強度比は平均エネルギーのみに依存するパラメータと考えられる。このことから、降下電子の平均エネルギーは、発光強度比から求めることができる。平均エネルギーが求まれば、一つの波長の発光強度からエネルギーフラックスを求めることができる。

30

500
N2
O2
O

450

400

Altitude [km]

350

300

250

200

150

100
1e+06

1e+08

1e+10
Number Density [cm-3]

1e+12

1e+14

図 3.5. MSIS86 モデルにより計算された窒素分子 N2 と酸素分子 O2 、酸素原子 O の密度の高度分布。トロムソにおける 2001 年 10 月 16 日 2000 UT のデータを用いて計算した。

31

1000

630.0 nmColumn Emission Rate [R]844.6 nm100427.8 nm

670.5 nm

10
100

1000

10000

Average Energy [eV]

図 3.6. 降下電子の平均エネルギーに対する 427.8 nm、630 nm、670.5 nm、844.6 nm の
発光強度の変化。全エネルギーフラックスを 1 erg/cm2 /sec とし計算を行った。
100000Column Emission Rate [R]

10000

1000

100
427.8 nm
670.5 nm
630.0 nm
844.6 nm
10
1

10

100

Total Energy Flux [erg/cm2 /sec]

図 3.7. 降下電子の全エネルギーフラックスに対する 427.8 nm、630 nm、670.5 nm、844.6
nm の発光強度の変化。平均エネルギーを 1.0 keV として計算を行った。

32

100

Intensity Ratio I/I(427.8 nm)

630.0 nm / 427.8 nm
844.6 nm / 427.8 nm

10

1

0.1
100

1000
Average Energy [eV]10000

図 3.8. 降下電子の平均エネルギーに対する 427.8 nm と 630.0 nm、427.8 nm と 844.6 nmの発光強度比の変化。
100

Intensity Ratio I/I(670.5 nm)

630.0 nm / 670.5 nm
844.6 nm / 670.5 nm

10

1

0.1
100

1000
Average Energy [eV]10000

図 3.9. 降下電子の平均エネルギーに対する 4670.5 nm と 630.0 nm、670.5 nm と 844.6
nm の発光強度比の変化。

33

630.0 nm / 427.8 nm
844.6 nm / 427.8 nm

Intensity Ratio I/I(427.8 nm)

10

1
1

10
2
Total Energy Flux [erg/cm /sec]100

図 3.10. 降下電子のエネルギーフラックスに対する 427.8 nm と 630.0 nm、427.8 nm と844.6 nm の強度比の変化。
630.0 nm / 670.5 nm
844.6 nm / 670.5 nm

Intensity Ratio I/I(670.5 nm)

10

1
1

10
Total Energy Flux [erg/cm2 /sec]100

図 3.11. 降下電子のエネルギーフラックスに対する 4670.5 nm と 630.0 nm、670.5 nm と844.6 nm の強度比の変化。

34

第 4 章 観測と解析
EISCAT レーダーと同時観測を行うため、我々はトロムソ (北緯 69.6 度 東経 19.2 度、磁気緯度 66.3 度、図 2.17 参照) にフォトメーターを設置した。観測を行ったのは、2001
年 2 月と 2001 年 10 月である。2001 年 10 月以降もフォトメーター観測は定常的に続けているが、本研究では 10 月の観測データのみを使用して物理量の導出を行った。本章では観測及び初期解析結果について述べる。

4.1

観測

4.1.1

2001 年 2 月

2001 年 2 月 13 日、EISCAT レーダーサイトにフォトメーターを設置した。降下電子は、磁力線に沿って運動すること、フォトメーターが観測する発光強度は視線方向の積分量となることから、観測方向は沿磁力線方向 ( 方位 182.8 度、仰角 77.6 度) に固定して行う。水準器を用いてフォトメーターの水平を取り、方位磁針と星を用いて方角を決め、コリメー
ターで仰角を合わせた。観測小屋は、観測ドームのある部屋と PC などを設置する部屋に分かれており、AC220 V の電源と LAN が配線されている。観測機器は AC100 V 対応なので 220 V から 100 V の交流変圧器を用いている。また観測機器のアースは 220 V のアースから取っている。観測ドームの室温はヒーターにより 15 ℃前後になっている。この観測では、デジタルカメラは無く、高電圧の電源は主電源と連動して切換わり、高電圧のレベ
ル調整は手動で行った。オーロラは、2 月 22 日から 23 日に観測されたが、EISCAT レー
ダーは動いておらず、オーロラも非常に暗かった。
観測には、センサーに伴うノイズが常時混入しているのに加えて、外的要因のノイズも時として発生している。2001 年 2 月の観測中にオフセットのレベルが大きく階段状に変動するデータが取得された。このノイズは、2001 年 10 月 11 日 12 日 14 日にも発生した。
11 月の観測においても同様のノイズが見られる。図 4.1 は、11 月 8 日の観測データである。このノイズの原因を調査したところ、Heating Facility の電離圏加熱実験が行われている時間帯に発生している事がわかった。電磁波を放射する周期とノイズの周期も一致する。加熱実験により大量の電力が消費されるため交流電源の電圧自体がゆれているためであると考えられる。しかし、加熱実験中は、オーロラなどの自然現象の観測は行えないた
め、このノイズによるフォトメーター観測への影響は少ない。2001 年 2 月の観測は、2 月
23 日に電源のトラブルから終了した。

35

4.1.2

2001 年 10 月

2001 年 10 月 4 日、再び観測機器を 2 月と同じ観測小屋に設置した。前回との変更点は、電源や時刻管理に問題が生じた時のシステム保全のためサンセンサーが取り付けられたことと高電圧の制御が行えるようになったことである。また現象の確認及びオーロラ形態監視のためデジタルカメラによる画像撮像システムを加えた。PC の設定や観測プログラムの調整を行い、9 日から定常観測に入った。10 月中にオーロラは 7 晩観測されたが、本研究では表 4.1 に示した 4 例の時間帯に関して解析を行う。図 4.2-4.8 に各チャンネルの発光
強度の時間変化とその同じ時間帯の発光強度のスキャッタープロットを示す。発光強度は
10 月 10 日、28 日、31 日は 0 から 30 kR の範囲で、10 月 16 日は 0 から 5 kR で表示してある。スキャッタープロット内の直線は、発光強度比から求められる平均エネルギーの平均値と上限値を目安として表示してある。10 月 10 日は、2024UT 付近に非常に明るい発光が観測されている。10 月 16 日は 1900UT 付近と 1940UT-2100UT に大きく分けて 3 イ
ベント見られる。16 日は EISCAT レーダーも稼動していた。10 月 28 日は 9 イベント、10
月 30 日は大きく 3 イベント観測されている。デジタルカメラの画像 (図 4.10) からオーロラの発光であることが分かる。フォトメーターの視野は画像のほぼ中央に位置している。
630.0 nm の発光の遅れは、観測データからはっきりと見て取れる。10 月 31 日の観測では特に顕著に見られる (図 4.8)。スキャッタープロット (図 4.9) では、844.6 nm と 427.8 nmはある傾きの範囲内に広がっているのに対して、630.0 nm と 427.8 nm は y 軸方向に伸びた複雑な分布となっている。

表 4.1. 2001 年 10 月の観測結果。
日付 時刻 (UT)2001 年 10 月 10 日
16 日
28 日
31 日

2020-2120
1800-2100
1730-1930
2020-2120

図 4.1. Heating Facility による電離圏加熱実験中のフォトメーターチャンネル 4 の観測データ。実験は、1400-2000 UT の間に行われていた。

36

2001 10/10

Intensity [kR]30427.8 nm
150Intensity [kR]30
630.0 nm
150Intensity [kR]30
670.5 nm
150Intensity [kR]30
844.6 nm
15

0

2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

図 4.2. 2001 年 10 月 10 日 2030-2130 UT の観測結果。上からチャンネル 1(427.8 nm)、チャンネル 2(630.0 nm)、チャンネル 3(670.5 nm)、チャンネル 4(844.6 nm) を表示してある。

図 4.3. 2001 年 10 月 10 日に観測されたオーロラの発光強度のスキャッタープロット。縦軸に 630.0 nm か 844.6 nm、横軸に 427.8 nm か 670.5 nm を取り表示してある。直線は平均エネルギーを表している。

37

2001 10/16

5
Intensity [kR]

427.8 nm2.5

05Intensity [kR]

630.0 nm2.5

05Intensity [kR]

670.5 nm2.5

05Intensity [kR]

844.6 nm

2.5

0
1800

1830

1900

1930
UT

2000

2030

2100

図 4.4. 2001 年 10 月 16 日 1800-2100 UT の観測結果。

図 4.5. 2001 年 10 月 16 日に観測されたオーロラの発光強度のスキャッタープロット。縦軸に 630.0 nm か 844.6 nm、横軸に 427.8 nm か 670.5 nm を取り表示してある。

38

2001 10/28

Intensity [kR]30427.8 nm
150Intensity [kR]30
630.0 nm
150Intensity [kR]30
670.5 nm
150Intensity [kR]30
844.6 nm
15

0

1740

1800

1820

UT

1840

1900

1920

図 4.6. 2001 年 10 月 28 日 1730-1930 UT の観測結果。

図 4.7. 2001 年 10 月 28 日に観測されたオーロラの発光強度のスキャッタープロット。縦軸に 630.0 nm か 844.6 nm、横軸に 427.8 nm か 670.5 nm を取り表示してある。

39

2001 10/31

Intensity [kR]30427.8 nm

150Intensity [kR]30

630.0 nm

150Intensity [kR]30

670.5 nm

150Intensity [kR]30

844.6 nm

15

0
2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

図 4.8. 2001 年 10 月 31 日 2030-2130 UT の観測結果。

図 4.9. 2001 年 10 月 31 日に観測されたオーロラの発光強度のスキャッタープロット。縦軸に 630.0 nm か 844.6 nm、横軸に 427.8 nm か 670.5 nm を取り表示してある。

40

2001 10/10 2024 UT

2001 10/16 2028 UT

2001 10/28 1825 UT

2001 10/31 2039 UT

図 4.10. デジタルカメラで撮影されたオーロラ。2001 年 10 月 10 日 2024 UT と 16 日 2028
UT、28 日 1825 UT、31 日 2039 UT に観測された。露出時間は 6 秒である。16 日の画像
は、他に比べ暗かったため明るさ、コントラストを調整してある。フォトメーターの視野は画像のほぼ中央に位置している。

41

4.2

EISCAT レーダー特別実験2001 年 10 月 16-19 日に EISCAT レーダーの特別実験を行った。観測モードは磁力線方向観測の CP1 モード (2.5 章参照) である。送信パルスは、およそ 700 MW のパワーで
CP1L コードを用いた。また、キルナ、ソダンキラの UHF レーダーは高度 292.9 km の位置を観測していた。観測は、10 月 16 日 1600 UT から 10 月 17 日 0150 UT、10 月 17 日
1600 UT から 10 月 18 日 0300 UT、10 月 18 日 1600 UT から 10 月 19 日 0300 UT の計
約 32 時間行った。フォトメーターとの同時観測に成功したのは、天候の関係から 10 月 16
日 1800-2100 UT のみであった。この時間帯のデジタルカメラの画像からアーク状のオーロラが発生している事がわかり、肉眼でも確認することが出来た。図 4.11 の上図は、横軸に世界時で 1800UT から 2100UT をとり、高度 90 km から 400 km における電子密度を 1010 から 1012 m−3 の範囲のカラーコンターで表示してある。下図は、同じ時刻におけるフォトメーターの 4 チャンネル (844.6 nm) の発光強度 (kR) を表示してある。1900UT
付近と 1940-2010UT、 2010-2030UT に発光強度が増加し、それに伴い下部電離圏での電子密度の増大が見られる。電子密度増加は、それぞれの時間帯で異なった様相を見せている。2010UT − 2030UT ではより低高度まで電子密度が増加していることからよりエネル
ギーの高い電子が降り込んで来たことが予測される。
KST UHF antenna

CP 1 L(SP NI) on October 16, 2001

400

12

ALT (km)

11.5
300
250

11

200
10.5

150
100

Electron Density (Log10)

350

10

Intensity [kR]

5

2.5

0

1800

1830

1900

1930
UT

2000

2030

2100

図 4.11. EISCAT レーダーにより観測された電子密度とフォトメーターチャンネル 4 の観
測データ。

42

4.3

解析方法

フォトメーターの観測データは、表 2.5 のように保存されている。この観測値を x とす
ると、それぞれの発光強度 I は、In =((x ∗ 4096/10.0) − an )
bn

(4.1)

と書ける。n はチャンネルを表す。a と b は、光電子増倍管に加える高電圧により決まる
定数で、図 2.9 の切片 (オフセットに対応) と傾き (感度の逆数に比例) に対応する。
これらの定数は、較正作業から得られる。しかし、較正に用いる積分球光源は図 2.12 に示すように白色光である。干渉フィルターによりオーロラの発光のみを取り出せればよいのだが、その半値幅はオーロラの発光よりも広がっている (図 2.8 参照)。そのため、エネルギー較正作業から得られた光度と出力電圧の関係に補正が必要となる。フォトメーターの感度波長域内には過去の観測から他の明るい輝腺は無いので、観測するオーロラ発光の幅の全感度幅に対する割合を求め、観測値に掛け合わせること補正を行った。図 2.9 は補正された値である。
光電子増倍管は、高電圧を加えると光が照射されなくてもある程度の電流を出力する。
これを暗電流 (xdark ) と呼ぶ。観測値にはこの暗電流が含まれている。観測では、1 時間に 1 度シャッターを閉じ暗電流を測定している。解析では 1 時間ごとに測定した暗電流をその値が含まれるファイルの観測値から差し引くことで補正を行った。
観測値には、オーロラ発光以外の光 (月の散乱光や人工光) も含まれている。これらの光とオーロラ発光を分けることは難しい。本研究では、フォトメーター観測データとデジ
タルカメラの画像からオーロラが発生していないと考えられる時間帯を選び出し、その時間帯の発光強度の平均値を背景光 (Io ther) と考え、差し引くことで補正を行った。これらの補正を考慮すると発光強度は、

In − Iother =(((x ∗ 4096/10.0) − xdark ) − an )
bn

となる。

43

(4.2)

4.4

結果

本研究では、844.6 nm と 427.8 nm、844.6 nm と 670.5 nm の発光強度比を用いて平均エネルギーを計算し、427.8 nm と 670.5 nm の発光強度の絶対値から全エネルギーフラック
スを求めた。フォトメーターの観測精度は較正作業から数レイリー以下であると見積もられるが、背景光の影響などを考え、解析には 100 レイリーを超える発光のみを使用した。図4.12 から図 4.19 にその解析結果を示す。それぞれの図において、横軸に世界標準時 (UT)をとり、上から順に平均エネルギー (keV)、全エネルギーフラックス (erg/cm2 /sec)、導出に用いた 2 つの波長の発光強度 (kR) を対数目盛りで表示してある。10 月 10 日の 2020UTから 2035UT では、1 から 2 keV のエネルギーを持った電子が約 10 分間にわたり降り込んで来ていることが分かる。また平均エネルギーには大きな変動は無いがエネルギーフラッ
クスと発光強度には大きな変動があることが分かる。10 月 16 日は、発光自体も暗く、平均エネルギーが 1 keV 弱、エネルギーフラックスが 10 erg/cm2 /sec と他の日より小さい。
しかし、10 月 10 日と比べ比較的平均エネルギーとフラックスが同期して変動している。
10 月 28 日については 10 月 10 日と同様のことが言え、およそ 1 keV の電子が 1 時間に渡って降り続いていたことが分かる。10 月 31 日は、平均エネルギーが 10 月 10 日、28 日よりも若干少ない。また、エネルギーフラックスと同期はしていないが平均エネルギーが大きく変動している様子が見られる。図 4.20 から図 4.23 に、導出された平均エネルギーと全エネルギーフラックスの関係を示した。10 月 10 日、28 日のスキャッタープロットからは、γ
これまでのオーロラアークの研究からも示されている Et = kE0 (γ ∼ 2.0) の関係があるが、10 月 16 日、31 日にはあまりよい相関が見られない。また、427.8 nm を用いた時に比べ 670.5 nm を使用した時に平均エネルギーが高く計算されていることが分かった。

44

Average Energy [keV]

Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]
Intensity [kR]

2001 10/10
10
1
0.1

1000
100
10
1
427.8 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

Intensity [kR]

Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]

Average Energy [keV]

図 4.12. 2001 年 10 月 10 日に観測された 427.8 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。
2001 10/10
10
1
0.1

1000
100
10
1
670.5 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

図 4.13. 2001 年 10 月 10 日に観測された 670.5 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。

45

Average Energy [keV]
Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]
Intensity [kR]

2001 10/16

10
1
0.1
1000
100
10
1
427.8 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
1800

1830

1900

1930
UT

2000

2030

2100

Intensity [kR]

Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]

Average Energy [keV]

図 4.14. 2001 年 10 月 16 日に観測された 427.8 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。
2001 10/16
10
1
0.1

1000
100
10
1
670.5 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
1800

1830

1900

1930
UT

2000

2030

2100

図 4.15. 2001 年 10 月 16 日に観測された 670.5 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。

46

Average Energy [keV]

Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]
Intensity [kR]

2001 10/28
10
1
0.1

1000
100
10
1
427.8 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
1740

1800

1820

UT

1840

1900

1920

Intensity [kR]

Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]

Average Energy [keV]

図 4.16. 2001 年 10 月 28 日に観測された 427.8 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。
2001 10/28

10
1
0.1
1000
100
10
1
670.5 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
1740

1800

1820

UT

1840

1900

1920

図 4.17. 2001 年 10 月 28 日に観測された 670.5 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。

47

Average Energy [keV]
Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]
Intensity [kR]

2001 10/31

10
1
0.1
1000
100
10
1
427.8 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

Intensity [kR]

Total Energy Flux
[erg/cm**2/sec]

Average Energy [keV]

図 4.18. 2001 年 10 月 31 日に観測された 427.8 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。
2001 10/31

10
1
0.1
1000
100
10
1
670.5 nm101

Intensity [kR]0.1
844.6 nm

10
1
0.1
2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

図 4.19. 2001 年 10 月 31 日に観測された 670.5 nm と 844.6 nm の発光強度から求められた降下電子の平均エネルギーと全エネルギーフラックス。

48

図 4.20. 2001 年 10 月 10 日に観測されたオーロラの発光強度から求めた平均エネルギーと全エネルギーフラックスの関係。

図 4.21. 2001 年 10 月 16 日に観測されたオーロラの発光強度から求めた平均エネルギーと全エネルギーフラックスの関係。

49

図 4.22. 2001 年 10 月 28 日に観測されたオーロラの発光強度から求めた平均エネルギーと全エネルギーフラックスの関係。

図 4.23. 2001 年 10 月 31 日に観測されたオーロラの発光強度から求めた平均エネルギーと全エネルギーフラックスの関係。

50

第 5 章 考察とまとめ
5.1

発光強度の組み合わせによる違いから生じた平均エネルギーの相違

図 5.1、5.2 に示すように 844.6 nm と 427.8 nm の発光強度比から導出された平均エネ
ルギーと 844.6 nm と 670.5 nm の発光強度比から導出した平均エネルギーに相違が生じた
原因としては、主に大気の吸収散乱の効果と干渉フィルターの半値幅に対するオーロラ発
光の幅の見積もりの問題が考えられる。
可視領域の散乱としてはレイリー散乱とミー散乱がある。レイリー散乱はまわりの空気分子による散乱で光学的厚さは λ−4 に比例する。ミー散乱は大気中のエアロゾルや雲粒による散乱でありその効果を見積もるのは簡単ではない。波長が短い 427.8 nm はこれらの散乱を 670.5 nm よりも受けやすい。そのため観測された発光強度は、実際電離圏で放射された発光強度よりも弱くなり、発光強度比が大きくなるため平均エネルギーは小さく見積もられると考えられる。
各チャンネルの干渉フィルターの半値幅は、図 2.8 に示されている。本研究における解析では、この半値幅に対してオーロラ発光の波長幅を仮定し補正を行っている。輝線である 630.0 nm や 844.6 nm は、中性大気の運動によるドップラーシフトが考えられるが発光波長幅は狭い (3 nm 以下) ものである。これに対しバンド発光である 427.8 nm や 670.5
nm は数 nm の幅を持って発光している。特に 670.5 nm は、周囲の大気温度により変化す
る回転温度により波長幅が変化する。正確に言えば、回転温度によりバンド内に含まれる
回転線の発光強度比が変化する。オーロラの発光が起こっているような周囲の大気温度が著しく変動する場合その波長幅の決定は難しい。現在はその波長幅を 665.5-670.5 と仮定
して補正を行ったが不確定さは大きい。また、427.8 nm については干渉フィルターの中心波長が大きくずれているためこの補正から十分正確な値が得られているかは疑問が残る。
図 5.3 に両者から導出された平均エネルギーのスキャッタープロットを示した。この図から両者から導出した平均エネルギーには正の相関があり傾きもほぼ 1 となるが全体的に上方向にシフトした分布になっていることが分かる。全体的なばらつきは、自然現象による誤差であると考えられるが、上方向へのシフトは観測システムもしくは解析における系
統的な誤差であると考えられる。

5.2

EISCAT レーダー観測と導出された平均エネルギーの比較

発光強度比から求められた平均エネルギーと下部電離圏における電子密度の変動の相関を調べた。図 5.4 に、1856UT と 1858UT、1946UT、2026UT における EISCAT レーダーで観測された電子密度の高度プロファイルと、1856-1902UT と、1940-2010UT、2010-2030UT

51

における 670.5 nm と 844.6 nm の発光強度のスキャッタープロットを示した。1856UT は、
オーロラの発光も無く降下電子の効果がほとんど無い状態である。発光強度比から求められた平均エネルギーの上限値が 0.74、1.05、1.16 keV と上昇するにつれ、電子密度が高度130 km 付近で増加している事がわかる。このことは、平均エネルギーが高い電子が降下してきた場合、より低高度での電離を促進させるという理論的予測と合っている。また、
図 5.4 下図でスキャッタープロットの分布が右上に伸びているのはフラックスが多いことと対応している。電子密度の変動は 2026UT が最も大きく、フラックスの変動とも良い一致を示す。これらのことは、844.6 nm と 427.8 nm、670.5 nm の発光強度比は、第 3 章で示したように降下電子の平均エネルギーやフラックスの良い指標となっていることを示し
ている。

5.3

まとめと今後の計画

我々は、オーロラの発光輝線間の強度比から得られる降下電子の平均エネルギーとエネ
ルギーフラックスの検証を EISCAT レーダーとの同時観測から行っている。トロムソの
冬の天候と EISCAT レーダーの稼働時間から考えて同時観測の機会は多くはない。同時観測の機会を逃さないため、本研究ではフォトメーター観測システムの自動定常化を行った。フォトメーター観測システムは、PC から自動定常的に、また必要ならば遠隔地からネットワークを介して主電源やシャッター、光電子増倍管に印加する高電圧電源、高電圧レベルの調整を行うことができる。また、画像撮像システムを構築しフォトメーター観測と共に 1 分間に 1 枚の画像の取得を行っている。この画像撮像システムはデジタルカメラを用いたシンプルなもので、フォトメーター観測システム同様 PC から制御が行える。画像から現象の確認が行えることは解析を行う上で有益な情報であり、オーロラの形状の情報も得ることができる。フォトメーター及び画像撮像用デジタルカメラ観測システムは、
2001 年 10 月 9 日より自動定常観測を行っている。
2001 年 10 月の観測では 7 日間にオーロラが観測された。そのうち 4 日分のデータを解析した結果、明るいディスクリートオーロラの発光強度比から得られた平均エネルギーとフラックスには相関が見られた。10 月 16 日の観測では、EISCAT レーダーと同時観測を行った。発光強度比から求めた平均エネルギーとフラックスは電子密度の変動と良い相関が見られた。
本研究では、我々の観測に発光強度の絶対値の問題、オーロラ発光モデルの問題などがある事がわかった。発光強度の絶対値が初期解析を行っている現段階で正確に求められていない点については、干渉フィルターの透過波長に対するオーロラ発光の波長幅の問題が大きいと考えられ、この較正及び補正作業を行う必要がある。発光モデルについては本研究ではあまり議論しなかったが検討の余地がある。初期条件として上部境界 (500 km)に与える降下電子のエネルギースペクトルはガウス分布を仮定しているが、ディフューズ
オーロラなどには不適切であり、ディスクリートオーロラに対しても完全であるとは言えない。発光モデルは中性大気密度に依存しており、MSIS86 モデルから得られた O や O2の密度は、オーロラ発光が起こっているような局所的な場所では数分の 1 から数倍になる可能性を持っている。また、オーロラ発光には、電子のみではなくイオン (主に H+ ) の降
り込みによるプロトンオーロラが存在する。発光強度はエレクトロンオーロラに比べ小さ52

いが、N+
2 の 1NG バンド (391.4 nm、427.8 nm など) や O の輝線 (557.7 nm、630.0 nmなど) の発光があるため完全に無視することはできない。これらのことを踏まえモデルの改良を行っていく必要がある。
光学観測から求められる物理量の正当性が確認されれば様々な研究への応用が期待される。降下電子は、磁気圏や電離圏のみでなく極域の熱圏のダイナミクスにも大きく関わっている。さらに、磁力線方向のみではなく 2 次元的な観測からも降下電子の物理量を推定することができればその応用範囲はさらに広がる。我々のグループでは、オーロラに伴う3 次元電流系を電離圏における 2 次元電離圏電流の空間時間分布を観測的に決定することにより導出し、磁気圏ー電離圏結合のエレクトロダイナミクスの解明を目指している。しかし、衛星や IS レーダーを用いて降下電子の情報を空間的に高分解能で観測することは難しい。2 次元的な観測を行える光学観測ならば、TV カメラ方式を用いた全天観測を多地点で行いトモグラフィー手法を併せ用いることによりオーロラ光の 3 次元分布を求めることが可能となり、降下電子の空間分布を得ることができる。そのため今後は、EISCATレーダーとの同時観測をさらに増やし、最も単純で不確定さの少ない磁力線方向において導出方法の確立を行い、それをさらに 2 次元的なオーロラ分布へと応用発展していく計画
である。

53

2001 10/28
844.6 / 427.8

Average Energy [keV]

10
1
0.1

844.6 / 670.5

10
1
0.1

427.8

10

Intensity [kR]

1
0.1
670.5

10
1
0.1

1740

1800

1820

1840

1900

1920

UT

図 5.1. 導出された平均エネルギーの 427.8 nm と 670.5 nm による違い。10 月 28 日の解析結果。
2001 10/31
844.6 / 427.8

Average Energy [keV]

10
1
0.1

844.6 / 670.5

10
1
0.1

427.8

10

Intensity [kR]

1
0.1
670.5

10
1
0.1
2020

2030

2040

2050
UT

2100

2110

2120

図 5.2. 導出された平均エネルギーの 427.8 nm と 670.5 nm による違い。10 月 31 日の解
析結果。

54

図 5.3. 844.6 nm と 427.8 nm、670.5 nm により導出された平均エネルギーのスキャッター
プロット。

400
1856UT
1858UT
1946UT
2026UT

350

Altitude [km]

300

250

200

150
130
100
1e+10

1e+11

1e+12

Electron Density
1856-1902

1940-2010
E = 1.05 keV

E = 0.74 keV
E = 0.50 keV

E = 0.50 keV

2010-2030

E = 0.58 keV

E = 1.16 keV

図 5.4. EISCAT レーダーにより観測された電子密度の高度分布 (上) と 844.6 nm、670.5
nm の発光強度のスキャッタープロット (下) の変化。

55

謝辞
本研究に関し幅広い視野からご指導いただき、トロムソでの観測の機会を与えて下さった
藤井良一教授に深く感謝いたします。日々の研究生活からトロムソにおける観測、EISCAT
データ解析など様々な面でご指導、ご助力いただいた野澤悟徳博士に深く感謝いたします。
オーロラ発光モデルを提供していただき、また様々な助言を与えていただいた東北大学の小野高幸教授に深く感謝いたします。観測機器や解析に至るまで様々な助言を頂いた通信総合研究所の大山伸一郎氏に感謝の意を表します。観測装置の改良において電子回路作成などご助言、ご作業いただいた山口敏明氏に感謝の意を表します。観測機器やモデルにおいてご指導いただいた塩川和夫助教授に深く感謝いたします。
フォトメーターの較正作業を行うにあたり国立極地研究所の皆様には大変お世話になりました。ここに感謝の意を表します。
トロムソにおける研究活動や観測活動において様々なサポートを頂いたトロムソ大学のAsgeir Brekke 教授、Chris Hall 教授に深く感謝いたします。
研究生活において様々な助言を頂いた小川泰信氏、杉野正彦氏に感謝の意を表します。日々の研究生活において切磋琢磨し共に研究活動を行った今井田星子氏、日々の研究やトロム
ソでの観測作業においてお世話になった河野正樹氏に心から感謝いたします。フォトメー
ター観測システムの構築や較正作業を手伝っていただいた岩橋弘幸氏、隅山智子氏、玉川
貴文氏に感謝の意を表します。
最後に、研究および学生生活においてお世話になりました友人、家族に心から感謝いたし
ます。

56

付 録A
A.1

プログラム

パラレルポート

パラレルポートは、数個の 8 ビットポートから構成されている。出力ポートに書き込まれたデータは、信号として 25 ピンコネクタの出力ピンに出力される。また、入力ピンから読み出す読み出すデータは、入力ピンにおける現在の倫理レベルを表す。パラレル信号に使用されるのは標準的な TTL レベル (0 V と 5 V) である。図 A.1 にビット仕様を示す。
12 個の出力ビットと 5 個の入力ビットにアクセスすることが可能であるが 1、11、14、17
ピンは倫理反転されている。パラレルポートからデータを出力するためのプログラムを以下に示す。

void output(){
int port = 0x378;
int size = 8;
int output data = 0x01;//パラレルポートのベースアドレス/* アドレス 0x378 に対して 8 バイト分の I/O ポート空間の使用許可を得る*/
if(ioperm( port, size, 1)){
perror(”ioperm”);
exit(1);}/* パラレルポートから 1 秒間データを出力
データが 0x01 なので 2 番ピンにパルスを発生させる。*/
outb(output data, port);
sleep(1);outb(0x00,port);
if(ioperm( port,size, 0)){perror(”ioperm”);
exit(1);}}57

7 6 5 4 3 2 1 0ࠦࡦ࠻ࡠ࡯࡞ࡐ࡯࠻DCUGACFFT 

17 16 14 1

7 6 5 4 3 2 1 0ࠬ࠹࡯࠲ࠬࡐ࡯࠻DCUGACFFT 

11 10 12 13 15

7 6 5 4 3 2 1 0࠺࡯࠲ࡐ࡯࠻DCUGACFFT 

9 8 7 6 5 4 3 2

1
14

౉ജ✢
಴ജ✢
 

ࡆ࠶࠻⇟ภ

 

ࡇࡦ⇟ภ

25
13

୶ℂ෻ォߐࠇߡ޿ߥ޿
୶ℂ෻ォߐࠇߡ޿ࠆ

図 A.1. パラレルポートのピン配置。

58

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