J. Plasma Fusion Res. Vol.92, No.4 (2016)２
５１‐２５８

解説

観測ロケットによる電離圏スポラディックE 層の空間構造の解明
Sounding Rocket Observations of Spatial Structure of Sporadic E Layers
in the Ionosphere
栗 原 純 一，岩 上 直 幹１），高 橋 隆 男２），石 坂 圭 吾３），熊 本 篤 志４），阿 部 琢 美５），松 岡 彩 子５），石 井 守６），栗 原 宜 子５），野 村 麗 子５）
KURIHARA Junichi, IWAGAMI Naomoto１）, TAKAHASHI Takao２）, ISHISAKA Keigo３）,
KUMAMOTO Atsushi４）, ABE Takumi５）, MATSUOKA Ayako５）, ISHII Mamoru６）,
KOIZUMI-KURIHARA Yoshiko５）and NOMURA Reiko５）
北海道大学大学院理学研究院，１）東京大学大学院理学系研究科，２）東海大学工学部，３）富山県立大学工学部，４）

東北大学大学院理学研究科，５）宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所，６）情報通信研究機構（原稿受付：２
０
１
５年１
１月１
２日）

地球電離圏の高度 90〜150 km の "領域に散発的に発生する，電子密度の高いスポラディック "層（"!層）
は，特に VHF 帯の電波を良く反射し，通信障害を引き起こすことが知られている．"!層の研究は長い間行われてきたが，その空間的な構造については未解明な点が多い．"!層は中性大気の風と地球磁場の効果によって，Mg＋等の金属イオンが集束して生成される．２００８年の観測ロケット S-310-38 号機実験により，世界で初めて "!
層内のMg＋の２次元水平構造の紫外撮像観測に成功したが，ロケットの歳差運動のために観測装置の視野が予定から逸れてしまい，観測結果は大きな制約を受けた．２０１４年８月の観測ロケット S-520-29 号機実験では，姿勢制御装置を用いてロケットの姿勢を安定させて観測することをめざした．姿勢制御は期待通りではなかったものの，前回よりも広範囲で "!層内の Mg＋密度構造を観測することに成功した．本稿では "!層の不均一構造に関する最新の観測的研究について紹介する．
Keywords:
ionosphere, ionosonde, sporadic E layer, magnesium ion, sounding rocket, ultraviolet imaging

１．はじめに結合反応が速い分子イオンが支配的なため，太陽紫外放射１．
１ 電離圏とはのない夜間に ! 層はほぼ消滅する．

地球を取り巻く大気が，主に太陽からの紫外線によって"層は高度 90〜150 km の "領域に発生し，極端紫外放部分的に電離されてプラズマ状態になった「電離圏」と呼射によって電離された N2，O2 分子が複雑な化学反応過程

ばれる領域が，約 60 km〜1000 km の高度に存在している．

を経て NO＋や O＋
2 を主成分として生成される．夜間には電中性の地球大気の電離によって生成されたプラズマは，イ

子密度が昼間よりも２桁程度減少する．

オンと電子との再結合によって中性の大気に戻り消滅す
る．この生成消滅過程において，中性大気の密度や組成が高度によって異なるだけでなく，太陽紫外放射のスペクト
ル自体も中性大気の電離や解離に伴う吸収によって高度とともに変化する．その結果，電離圏のプラズマの密度，すなわち電子密度は高度方向に特徴的な層構造を持ち，図１のように電子密度が相対的に高い「電離層」が複数生成され，下から !，"，#層と呼ばれている．また，各層の出現する高度領域をそれぞれ !，"，#領域と呼ぶ．電離層の電子密度は太陽紫外放射に依存するため，時刻や季節，
さらには太陽の活動度によって異なる．
!層は高度 60〜90 km の !領域に発生し，主に太陽紫外放射の中でも特に強いライマン !線（121.6 nm）による NO
図１

分子の電離によって生成される．この高度では電子との再電離圏の電子密度の高度分布．

corresponding author’s address: Hokkaido University, Sapporo, HOKKAIDO 060-0810, Japancorresponding author’s e-mail: kurihara@mail.sci.hokudai.ac.jp

２５１!2016 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.92, No.4 April 2016

"層は高度 150〜500 km の "領域に発生する．電子密度「スポラディック !層（!#層）」と呼ばれている．!#層がのピークとなる高度 300 km 付近では O＋イオンが支配的だ

背景の !層よりも数桁以上高い電子密度を持つまでに発達＋＋が，高度と共にHe イオン，さらに高高度ではH イオンなした場合には，通常は電離層を突き抜けるはずの VHF 帯

ど の 軽 原 子 イ オ ン が 支 配 的 に な る．"領 域 に は 高 度（30〜300 MHz）の電波をも反射する．そのため，以前はテ

150〜200 km に "!層と高度 200 km 以上に ""層という２つ

レビ放送の受信障害を引き起こす原因としてよく知られての層が発生する．"! 層以下の高度では，プラズマの生成といた．現在，テレビ放送はさらに周波数の高 い UHF 帯

消滅による光化学平衡が支配的なため，昼間と夜間とでは（300 MHz〜3 GHz）を使った地上デジタル放送に移行した

密度が大きく異なる．一方，""層以上の高度では中性大気ために影響を受けなくなったが，VHF 帯の FM ラジオ放送の密度が低いために生成・消滅がともに減少し，重力とプなどはいまだに影響を受けることがある．例えば，FM ラ

ラズマの圧力勾配力が釣り合った拡散平衡の状態にあるたジオを聴いていると，中国・韓国などの周辺国のテレビ・

め，昼夜を問わず ""層は形成されている．

ラジオ放送が突然聴こえ始めるといった混信現象が !S 層

１．
２ 電離層の観測

による電波反射によって発生する．

電離層に対しては様々な観測手法が存在するが，古くか!#層が発生すると，イオノグラムの様相は一変する．

ら最もよく用いられてきた方法は電波を利用した観測であ図３は !#層発生時のイオノグラムの例であるが，高度

る．電離層では，入射する電波の反射，屈折，回折，およ100 km 付近に発生した !#層によるエコーが 25 MHz を超び散乱が起こる．２０世紀初頭における電離層の実質的な発える周波数まで達している．このように !#層の臨界周波

見は，当時発明されたばかりの無線通信が大西洋を越えて数が "層の臨界周波数を超えるほど発達した場合には，"成立したという観測的事実から，上空に電波を反射する層

層は !#層に遮蔽されてエコーが得られなくなる．なお，高の存在が示唆されたことに端を発している．

度 200 km・300 km 付近にみられるエコーは，!#層で反射

電離層は特に短波帯（3〜30 MHz）の電波を反射する性された電波の地表面反射が !#層によって再反射された二質がある．地上から送信された電波が電離圏に垂直に入射

次的・三次的なエコーであり，見かけ上，!#層の２倍・したとき，送信電波の周波数が電子プラズマ周波数と一致３倍の高度にあらわれる．

した高度で電波が反射される．電子プラズマ周波数は電子

２．
２ Wind Shear 理論

密度の平方根に比例するので，周波数を掃引しながらパル!#層が発生するメカニズムは，１９６０年代に初めて提唱さス状の電波を送信すると，その周波数に対応した電子密度

れた「Wind Shear 理論」によって多くの場合で説明できるをもつ高度から，その高度に対応した遅れ時間をもって反［１，２］．この理論は，ある高度を境に上下で中性大気の水平射電波（エコー）が返ってくる．
これを利用して，電離圏の電子密度の高度分布を得る装置が１９３０年代に発明されたイオノゾンデ（Ionosonde）である．ただし，この観測方法では電離圏の電子密度が最大となる高度よりも下の高度からのみ反射電波が得られる．
その最高周波数を臨界周波数と呼び，それより高い周波数
では電波は電離圏を突き抜ける．
日本国内では現在，国立研究開発法人情報通信研究機構
がサロベツ（北海道），国分寺（東京都），山川（鹿児島県），および大宜味（沖縄県）の４か所にイオノゾンデ観測施設を設置して電離圏の定常観測を１５分間隔で行っている．
イオノゾンデによる観測から得られた，周波数に対する

図２

山川におけるイオノグラムの例．

図３

ES 層発生時のイオノグラムの例．

エコー強度の高度分布を表したものをイオノグラムと呼ぶ．図２は山川におけるイオノグラムの例であるが，横軸が送信電波の周波数，縦軸がエコーの遅延時間から算出した見かけの高度，色がエコーの相対的な強度を表している．このイオノグラムから各電離層の見かけの高度や臨界周波数などのパラメータを読み取り，定常的に記録し続けることで，電離圏の状態およびその変動に対する貴重なデータが世界各地で日々蓄積されている．

２．スポラディック E 層
２．
１ スポラディック E 層とは電離圏 !領域にしばしば電子密度の高い層が発生することがあり，「散発的な」という意味の英語の"sporadic"から
２５２

Commentary

Sounding Rocket Observations of Spatial Structure of Sporadic E Layers in the Ionosphere

J. Kurihara et al.

風が逆向きの状態，すなわちシアー（Shear）があると，上とは極めて困難である．しかし，統計的には地理的・季節

下にあるイオンが地球磁場の効果を受けてその中間の高度的な特徴を有している．一般的に !!層の発生頻度は（厳密に収束して !!層が形成される，というものである．

には地理的ではなく，磁気的な）中緯度域で高く，極域と

図４にその仕組みを模式的に示した．仮に !領域のある赤道域では低い．これは Wind Shear 理論から明らかな通高度より上で西向きの風，下で東向きの風が吹いているとり，地球磁場の向きが中緯度では北半球で斜め下向き，南すると，イオンも中性大気分子との衝突によって，風と同半球で斜め上向きとなっており，イオンと電子の集束に好じ方向に摩擦力を受けて引っ張られる．しかし，北向きの都合なためである．極域では磁場の向きが鉛直に近く，磁水平成分を持った地球磁場があるために，イオンはローレ

場の水平成分が弱いためにイオンが鉛直方向にドリフトしンツ力と摩擦による力を受けてドリフト運動をする．これにくい．反対に赤道域では磁場の向きが水平に近く，電子は実験室プラズマでは再現の困難な，地球電離圏特有の現が鉛直方向に移動できないため，ドリフトしようとするイ象で，磁場中でイオンと中性粒子との衝突があり，なおか

オンは引き戻されてしまう．季節的には，!!層の発生頻度

つ中性粒子に平均運動（風）がある場合に起こるドリフト

は南北半球それぞれの夏季に高くなる傾向がある．この季運動である．その結果，西向きの風に対しては斜め下向き，

節依存性については最近まで謎とされてきたが，前述の大東向きの風に対しては斜め上向きにイオンが移動し，その気潮汐波による中性風シアーが夏季に強まることと関係す

中間に集まる．電子の場合は，中性大気分子との衝突周波ると示唆されている［５］．

数がジャイロ周波数よりもずっと低いためにその運動は磁２．
３ 金属原子イオン

力線に束縛されているが，プラズマの電気的中性を保つた!!層の形成にとって，もう一つ重要な条件がある．それめにイオンとともに磁力線に沿って鉛直方向に移動する．

は金属原子イオンの存在である．プラズマの密度が高くな

このようなイオンと電子の運動もまた，拡散よりも中性粒

ると，イオンと電子の再結合も加速する．再結合反応の速子との衝突が卓越する電離圏 !領域ならではの現象であさは電子密度の二乗に比例し，イオンの種類に依存する．

る．このように Wind Shear 理論では !領域においてある!!層の寿命は数時間以上であるが，!領域の主成分である

条件を満たす中性風シアーが存在することが必要とされる

NO＋や O＋2 などの分子イオンの場合，集束する速さに対しが，実際に !!層発生高度に中性風シアーが存在することて解離再結合の反応速度が速いため，数時間も高い密度をが観測されている［３］．また，発達した !!層は数 km 以下

維持することができない．ところが，!!層は比較的再結合の厚さであることが多い．

反応の遅い Fe＋や Mg＋などの金属原子イオンによって支中性風シアーの成因は，大気中を伝播する波動と強い関配的に形成されていることが，これまでの観測からわかっ係がある．地球大気には様々な時間的・空間的スケールをている［６］．

持った波動が伝播しており，その中でも大気潮汐波と呼ばこの高度領域に豊富に存在する金属原子イオンは，流星れる大気波動が !!層の形成と高度変化に大きく寄与してによって供給されている．流星とは惑星間空間を漂う流星いると考えられている．大気潮汐波は太陽放射による地球

物質が地球大気に高速で突入する際の加熱により気化・プ

大気の加熱を励起源としており，１日（２４時間）周期，半ラズマ化して発光する現象であるが，その元となる流星物

日（１２時間）周期，８時間周期などの周期的な変動を持つ．

質は主に彗星から放出された塵と考えられ，鉄やマグネシ

このような大気波動が引き起こす風速変動の鉛直方向におウムなどの金属を多く含んでいる．流星物質が大気圏突入

ける「節」にあたる高度が中性風シアーの中間点に対応しによってプラズマ化して金属イオンを発生させる高度が，ていると推測される．この節の高度が時間とともに下方に

主に !領域の高度に相当する．気化・プラズマ化した流星

伝搬することに対応して，!!層の高度が下がる現象がしば物質は様々な化学過程を経ながら下方へと輸送され，いずしば観測されている［４］．

れは地表または海底に降り積もるが，地球大気には流星物!!層の発生頻度は，その名の通り散発的であり，日々の質が１日あたり数10 tから100 t近くも降り注いでいると推!!層の発生を地上の天気予報のように的確に予測するこ

測されている．このため，!領域には金属原子イオンが電離圏の外部から恒常的に供給されており，!!層の形成に重要な役割を果たしている．

３． スポラディック E 層と電離圏プラズマの現象
３．
１ E S 層が関係する現象
電離圏プラズマ物理学の研究対象として，!!層はそれ自体が興味深い現象であるだけでなく，さらにほかの現象とも密接な関係がある点が大変重要である．
例えば，中緯度電離圏における沿磁力線不規則構造（Field-Aligned Irregularity; FAI）と呼ばれる現象［７］は，!領域や "領域のプラズマ密度に磁力線に沿った粗密構造が存在する場合に，レーダー電波の進行方向を磁力線に直図４Wind Shear 理論の模式図．

交させると，エコーが観測される現象である．レーダーの２５３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.92, No.4 April 2016

送信電波の波長に対して，不規則構造が半波長の空間ス

性風と地球磁場の効果で斜め上向き，節の下側で斜め下向ケールを持つと電波の強い散乱を起こし，エコーが得られきの分極電場を作る．その結果，初期の擾乱が成長するとる．この現象は，!!層内の空間的な密度の不均一が原因でともに，北西‐南東方向に伸びた不均一構造ができるとす発生することが示唆されている［８］．前述のように，電離るという説である．この不安定性は !!層が形成される条圏では電子のジャイロ周波数が相対的に高く，磁力線に垂件そのものに由来し，外部から初期擾乱を与えられるだけ直な面内では電子の運動は磁力線に束縛されるものの，磁で成長するため，!!層が本質的に持つ不安定性である，と力線に沿う方向には電子が比較的自由に動ける．言い換えいう意味で「!!層不安定」とも呼ばれる．

ると，磁力線に沿う方向には導電率が非常に高いため，そこれら三つの説には !!層内に形成される不均一構造のの方向には等電位とみなせる．仮に !!層内の電子密度に空間的スケールや方向，その成長の時間的スケールなどの不均一な構造があると局所的に磁力線に垂直な面内で分極特徴に違いがある．特に，!!層不安定による説では，北西電場が生じ，その電場が磁力線に沿って投影（マッピング）−南東方向の構造が卓越するという特徴があるが，これがされることで，プラズマの不規則構造が磁力線に沿って延

前述の "領域において観測される MSTID が持つ北西−南

伸すると考えられている．

東方向の波面構造と相関があると示唆されている［１５］．

さらに，最近の計算機シミュレーションによって，!!層

したがって，!!層の不均一構造を何らかの観測方法で可の不均一構造に起因する分極電場が磁力線に沿って "領域

視化することができれば，上記の仮説のうちのどれが整合にマッピングされ，"領域に発生する中規模伝搬性電離圏

するか検証できるはずである．しかしながら，従来の観測

擾 乱（Medium-Scale Traveling Ionospheric Disturbance;

手法では様々な制約のために広範囲にわたる !!層の空間

MSTID）と呼ばれる現象の成長率を急激に加速すること

構造の把握が困難であった．

がわか っ て き た［９］．MSTID は 水 平 方 向 に 数 100 km ス
ケールの波状構造を持った電子密度の擾乱が伝搬する現象

４．観測ロケットによる実験

だが，地上にある GPS 受信機網を利用した全電子数の観測

４．
１ 観測ロケットによる ES 層の研究や大気光イメージャーによる光学観測によって，その特徴

観測ロケット（Sounding rocket）とは，人工衛星を軌道が捉えられている．このように電離圏プラズマ物理学では上に輸送するロケットとは異なり，観測機器を搭載して打高度の異なる !領域と "領域のプラズマが電磁気的に結合ち上げられ，弾道飛行をしながら観測や実験を行うためのしている現象が徐々に明らかになってきており，!-"領域

ロケットである．気球や衛星などのほかの手段では到達で結合過程として注目されている．

きない高度 60〜200 km の領域において，その場（In situ）

３．
２ E S 層の不均一構造観測が可能な唯一の観測手段である．日本では国立研究開水平に均一な層状の !!層が発生するメカニズムは Wind

発法人宇宙航空研究開発機構（JAXA）宇宙科学研究所がShear 理論で説明できるが，上記の現象において前提と観測ロケットを国内外の発射場から年間数機程度打ち上げなっている !!層の不均一構造の成因については，実はまており，超高層大気・電離圏の観測のみならず，天文や微だ解明されていないのが現状である．!!層内に不均一構造

小重力環境などの研究にも用いられている．現在，宇宙科を形成する機構については，大きく分けて以下の３つの仮学研究所が使用する観測ロケットは S-310 型，S-520 型，SS説があり，それぞれある程度の観測的証拠を有している．

-520 型の３機種があり，搭載する観測機器の重量や最高到

一つ目は，古くから提唱されてきた説で，大気重力波が達高度などによって使い分けられる．S は１段，SS は２段

１１］．大気!!層を空間的に変調させるという説である［１０，式ロケ ッ ト を 表 し，３１０と５２０の 数 字 は ロ ケ ッ ト の 直 径

重力波とは重力を復元力として大気中を伝播する大気波動（mm）を表している．国内では鹿児島県の大隅半島にあるの一種で，同じ大気波動でも前述の大気潮汐波と比べると内之浦宇宙空間観測所（USC）から打ち上げられている．

格段に時間的・空間的スケールは小さい．この大気重力波

観測ロケットを利用した !!層の観測的研究は国内外でによって，本来は水平で一様な !!層が周期的な波状構造

行われてきたが，特に大きな成果を残した研究として１９９６に歪められるという説である．

年８月に行われた SEEK（Sporadic-E Experiment over Ky-

二つ目は，中性風シアーによる Kelvin-Helmholtz（KH）

usyu）［１６］および２
００２年８月に行われた SEEK-2［１７］の二不安定が !!層内に不均一構造をつくるという説である

つの実験がある．SEEK の目的は，それ以前にすでに提唱［１２，１３］．KH 不安定とは速度の異なる流体の境界面においされていた大気重力波によって !!層が変調され，FAIを発て発生する現象であるが，!!層には中性風シアーが存在す

生するという仮説を検証することであり，観測ロケットにるためにKH不安定が発生しやすい状態にある．KH不安定

よるその場観測と地上のレーダーによる遠隔観測を組み合による中性大気の渦はシアーの断面に周期的に発生する性

わせた大規模なキャンペーン観測が行われた．その成果が質があり，!!層を鉛直方向から見ると縞模様のようなプラ基になって，大気重力波以外の，KH 不安定や !!層不安定

ズマの不均一構造になると推測される．

を要因とする !!層の不均一構造形成を説明する新たな仮

三つ目は，!!層が潜在的にもつプラズマ不安定性が不均説が生まれ，!!層関連現象の研究は飛躍的に発展した．
４．
２ S-310-38 号機実験

一構造をつくるという説 で あ る［１４］．!!層 は 中 性風シ
アーによる東西風速の節の位置にあるため，鉛直方向に擾

筆 者 ら の 提 案 に よ り，日 本 で２００８年２月 に 行 わ れ た

乱が発生すると，節の上側に持ち上げられたプラズマは中S-310-38 号機観測ロケット実験では，!!層の空間構造を明２５４

Commentary

Sounding Rocket Observations of Spatial Structure of Sporadic E Layers in the Ionosphere

J. Kurihara et al.

らかにすることを目的として，新たに開発されたマグネシと呼ばれる装置によってその場で観測された電子密度の高ウムイオンイメージャー（Magnesium Ion Imager; MII）に度分布である．点線が観測ロケットの上昇時，実線が下降よる撮像観測が行われた［１８］．

時の観測結果であり，両者は観測ロケットの軌道上で場所前述したとおり，!!層は主に金属原子イオンで構成さが異なるために電子密度に多少の差はあるが，いずれの場

れ，Mg＋は Fe＋に次いで多く含まれることが知られてい合も高度 100 km 付近に !!層が発生していることがわかる．Mg は紫外域に279.6 nmと280.3 nmの二つの共鳴散乱

る．山川のイオノグラムと合わせて，観測された !!層は少輝線を持つことから，Mg＋によって共鳴散乱された太陽紫なくとも約 200 km 以上の範囲に広がっていると言える．

外放射を観測することができれば，!!層内のプラズマの分

この実験における MII の観測により，世界で初めて !!

＋布を推定できる可能性がある．しかし，紫外共鳴散乱光は成層圏のオゾン層による吸収を受けるため，地上から観測することは不可能である．そこで，観測ロケットを用いて!!層を上から撮像するという世界初の試みが提案された．この実験では，下層大気の気体分子によるレイリー散
乱光の混入を避けるため，観測ロケットの打上げを日没直後の !領域以上の高度が日照，それ以下では日陰となる時間帯に設定した．
通常，観測ロケットは姿勢を安定させる目的で１〜２Hz
程度のスピン運動をしながら飛翔するため，検出素子が面的に配置された光検出器（エリアセンサー）では画像がぶれてしまい，撮像が難しい．本実験では観測ロケットのス
ピン運動を逆手に取り，検出素子が一列に並んだ光検出器（ラインセンサー）で Mg＋共鳴散乱光を検出し，スピン運動を利用してスキャンをすることを発案した（図５）．MII
は Mg＋共鳴散乱光を 280 nm 付近のみを透過するバンドパ
スフィルタを通し，１度×１０度の視野を持つ光学系で集光
し，８チャンネルの１次元マルチアノード光電子増倍管で検出する．この MII の視線方向をスピン軸から１５０度（下方斜め３０度方向）に設置することで，約 1 Hz のスピン運動により，半径３０度×幅１０度のドーナツ状の視野をスキャンす

図６

インピーダンスプローブによってその場で観測された電子密度の高度分布（参考文献［１８］の図５を引用）．

図７

MII で観測された散乱光の相対的な強度分布（参考文献［１８］の図４を引用）．

る．さらに，観測ロケットが !!層の上を弾道飛行すること
で，ドーナツ状の視野も飛翔経路上を移動し，より広範囲を撮像できる．
MII を搭載した観測ロケットS-310-38 号機は，２００８年２月
６日１８時１４分４０秒（日本標準時）に USC から南東方向に向
かって打ち上げられた．この時，山川におけるイオノグラ
ムから，高度 100 km 付近に !!層の発生が確認されている．
図６は観測ロケットに搭載されたインピーダンスプローブ

図５

MII による観測の模式図（参考文献［１８］の図１を引用）．

２５５

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.92, No.4 April 2016

層内の Mg＋の２次元水平構造の観測に成功した．図７はMII で観測された散乱光の相対的な強度分布であり，値が大きくなるほどMg＋共鳴散乱光が相対的に強い，すなわち!!層内の Mg＋密度が高いことを表している．この観測領域において，!!層内のMg＋密度擾乱は，２０％程度の振幅を持った細長いパッチ状の構造を形成し，その構造は北西−南東方向に連なっていた．この構造はこれまで提唱されてきた !!層不安定によって形成される波面構造と特徴が一致することから，!!層不安定の存在を観測的に示唆する結果となった．
４．
３ S-520-29 号機実験
S-310-38 号機実験の結果は，Mg＋共鳴散乱光観測が !!
層の不均一構造の解明に有効であることを示したが，有意な観測領域が約 100 km×30 km の範囲に限定されたために，プラズマ不安定機構の存在を裏付ける北西−南東構造の空間的な周期性については明らかになっていない．また，観測ロケットによるその場観測とも対象領域が一致しておらず，他の搭載機器による電子密度観測結果などとの直接比較は不可能であった．
この原因は観測ロケットの飛翔時の姿勢にある．これま

図８２台の MII で観測された散乱光の強度比分布．

での S-310 型ロケットの飛翔中における機軸の歳差運動は
半径１０〜２０度程度だが，S-310-38 号機の場合は歳差運動が1/4 程度に抑えられてしまったが，歳差中心の傾きが東へ

半径約２５度と大きく，また歳差中心自体も天頂から東に約約１５度と S-310-38 号機実験より比較的に小さかったことが３０度傾いていたため，MII の視野が当初予定していた領域

幸いし，前回よりも広範囲の観測を行うことができた．

よりも大きく西にずれてしまった．視野が西になるほど下

図８は前述の２台の MII によって観測された散乱光の強層大気からのレイリー散乱が相対的に明るくなり，ある位度比の分布である．!!層からの Mg＋共鳴散乱光が背景の置よりも視野が西側にある場合には MII の出力が飽和してレイリー散乱光よりも強ければ強度比は１に近づき，反対

しまったため，有意な観測データは全体の 1/4 程度であっであれば０に近づく．この結果はまだ精査の余地が残ってた．

いるが，強度比分布からは北西−南東方向の構造が周期的

そこで，S-310-38 号機実験の成果を再検証するためにに並んでいることや，その構造は様々な水平スケールを持

２０１４年８月に行われた S-520-29 号機実験では，観測ロケッ

つなどの特徴がわかった．今後の詳細な解析により，!!

トの姿勢制御 装 置 が 新 た に 搭 載 さ れ た．こ れ は サイド

層の不均一構造の成因に関わる議論が進むと期待される．

ジェットと呼ばれる装置で，観測ロケットの機軸に垂直な

５．まとめと今後の展望

方向にN2 ガスを噴出するスラスターを４基搭載し，それぞれの噴出を電子制御することで目的の方向に観測ロケット!!層は地球電離圏プラズマの研究対象としては比較的の姿勢を保持することができる．今回は MII による観測領

長い歴史を持つが，観測技術の進展とともに新しい課題が域を最適化するために機軸が天頂方向を維持する制御が計見つかり，今でも未解明な点がいくつも残された現象であ画された．

る．特に１９９０年代以降に観測ロケットやレーダーを用いた

さらに，S-520-29 号機実験では，280 nm バンドパスフィ

観測や計算機シミュレーションにより次々と明らかになっ

ルタの透過幅が異なる MII を２台搭載した．透過幅の狭いた !!層の不均一構造は，!-"領域結合過程という観点か

フィルタと広いフィルタの出力を比較することで，!!層から，電離圏プラズマにおいて現在最も注目される研究課題

らの Mg 共鳴散乱輝線と背景の連続的なレイリー散乱のの一つである．今後は本稿で紹介したような !!層の微細成分を効果的に分離することができる．姿勢制御装置とな空間構造が人工衛星などによって高頻度で観測できるよ

MIIの改良を検討した結果，大型のS-520型観測ロケットでうになれば，空間構造そのものの生成メカニズムだけでなの実験が必要となったのである．

く，MSTID などの "領域の現象との結合過程の物理につ＋観測ロケット S-520-29 号機は，２０１４年８月１７日１９時１０分

いても理解が進むと期待される．

（日本標準時）に USC から打ち上げられた．今回も山川に!!層はその発見以来，科学的な側面だけでなく，社会的おけるイオノグラムで高度 100 km 付近に !!層の発生を確にも電波との関連の深い現象である．!!層が一般市民の生認して打ち上げを実施した．ところが，その後の解析の結活に及ぼす影響はテレビ放送の「地デジ化」に伴ってやや果，姿勢制御装置が期待通りに動作せず，観測ロケットが薄れたが，同じく VHF 帯を使用している防災行政無線や

半径約３３度という非常に大きな歳差運動を起こしていたこ

航空無線などの市民の安全・安心に関わる無線通信の障害とが判明した．やはり今回も有意な観測データは全体のという観点からは，!!層の影響は引き続き重要である．
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Commentary

Sounding Rocket Observations of Spatial Structure of Sporadic E Layers in the Ionosphere!!層の研究は地球電離圏プラズマ物理学における最先

J. Kurihara et al.

［８］T. Yokoyama et al., J. Geophys. Res. 108, 1054 (2003).
［９］T. Yokoyama and D. L. Hysell, Geophys. Res. Lett. 37, L
08105 (2010).
［１０］R.F. Woodman et al., Geophys. Res. Lett. 18, 1197 (1991).
［１１］Y.H. Chu et al., J. Atmos. Sol. Terr. Phys. 73, 883 (2011).
［１２］M.F. Larsen, J. Geophys. Res. 105, 24931 (2000).
［１３］P.A. Bernhardt, J. Atmos. Sol. Terr. Phys. 64, 1487 (2002).
［１４］R.B. Cosgrove and R. T. Tsunoda, Geophys. Res. Lett. 29,
1864 (2002).
［１５］Y. Otsuka et al., J. Atmos. Sol. Terr. Phys. 70, 2196 (2008).
［１６］S. Fukao et al., Geophys. Res. Lett. 25, 1761 (1998).
［１７］M. Yamamoto et al., Ann. Geophys. 23, 2295 (2005).
［１８］J. Kurihara et al., J. Geophys. Res. 115, A12318 (2010).

端の科学的意義だけでなく，社会的重要性も伴いながら，今後も発展するであろう．

参考文献［１］J.D. Whitehead, Nature 188, 567 (1960).
［２］J.D. Mathews, J. Atmos. Sol. Terr. Phys. 60, 413 (1998).
［３］J.D. Whitehead, J. Atmos. Terr. Phys. 51, 401 (1989).
［４］C. Haldoupis, Space Sci. Rev. 168, 441 (2012).
［５］Y. H. Chu et al., J. Geophys. Res. 119, 2117 (2013).
［６］P.A. Roddy et al., Geophys. Res. Lett. 31, L19807 (2004).
［７］M. Yamamoto et al., J. Geophys. Res. 96, 15943 (1991).

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Journal of Plasma and Fusion Research Vol.92, No.4 April 2016

高 橋 隆 男東海大学・工学研究科航空宇宙学専攻教授／情報教育センター教授（工学博士），研
究テーマは，地磁気姿勢計（GA）と太陽センサ（SAS）
によるロケット飛翔姿勢の解析，及びロケット搭載用高感度磁力計（MGF）
による電離層などの微小磁場変動の観測による３次元電流系システムの解
明です．１
９
７
２年から現在に至るまで，宇宙科学研究所が打ち上げた殆どのロケットに搭載した GA,SAS,MGF の担当者として打ち上げ実験に従事しています．

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もと

あつ

し

東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻准教授．主な研究分野は電波・プラズマ波動観測にもとづく惑星プラズマ 物 理 学，
レーダによる月地下探査．電離圏イオン組
成計測への応用を目指して，電子密度計測用インピーダンス
プローブの広帯域化に取り組んでいます．

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!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!
まつ

おか

あや

こ

松 岡 彩 子宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 太陽系科学研究系准教授．１
９９
４年東京大学理学系研究科地球惑星物理学専攻で博士（理学）の学位を取得． 火星探査機「のぞみ」，
水星探査機 BepiColombo MMO，ジオスペース探査衛星 ERG等の磁場計測装置を担当．

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!!!!!!!!!!!!!

くり

はら

よし

こ

栗 原 宜 子２
０
０
６年東京大学大学院大学院理学系研究科・地球惑星科学専攻・博士課程修了．現在，宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究
所・大学共同利用システム研究員．専門分
野は超高層大気物理学で，これまで観測ロケット４機で中間圏界面付近の中性風観測を行った．

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ゾン．ここ１
６年間は金星探査機あかつきに関わり１μm カメラの責任者をやっている．

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いし

さか

けい

ご

石 坂 圭 吾富山県立大学工学部准教授．２
０
０
０年 富山
県立大学大学院・博士（工学）．主な研究
分野は，電波工学．特に，観測ロケットを用いて電離圏中の電波伝搬特性や DC 電場観測を行っている．富山県内の中高生に富山の小さい大学でも宇宙探査に直接にかかわることができるとロケット実験に参加するごとに宣伝活動を推進している．

!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!
あ

べ

たく

み

阿 部 琢 美宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 太陽系科学研究系・准教授．１
９９
１年電気通信大学大学院電気通信学研究科電子工学専攻修了．工学博士．カナダ国立研究院ヘルツ
ベルグ天体物理学研究所研究員，青山学院大学理工学部助手
を経て現職．観測ロケットを用いて超高層大気物理学の研究に取り組んでいる．自称観測ロケット実験コーディネータ．

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い

まもる

石 井

いし

守

国立研究開発法人情報通信研究機構宇宙環
境研究室長．１９９
３年京都大学大学院理学研
究科地球物理学専攻終了，理学博士．１
９９４
年より現職．専門は超高層大気物理学．最!!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!

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くま

熊 本 篤 志!!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!!

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お!!!!!!!!!!!!!!

たか!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!!

はし

地上・ロケット・大気球からの地球惑星大気の光学遠隔測定を行ってきた．昭和基地
でオーロラ，ロケットで熱圏一酸化窒素・酸素原子，大気球で成層圏二酸化窒素・オ!!!!!!!!!!!!!!

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たかもと

近は国内外の会議の際に各地で朝ジョギングを楽しむほか，
東京マラソン，京都マラソンなどの大会に参加．

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の

むら

れい

こ

野 村 麗 子宇宙科学研究所・宇宙航空プロジェクト研究員．主な研究分野は超高層大気物理学．
衛星搭載用の超小型軽量磁場観測器の研究開発に取り組む．

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なお!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

大学院理学研究院・特任准教授．これまで観測ロケット５
機・衛星６機の搭載観測機器の開発に携わる．

がみ!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

２
０
０
４年東京大学大学院大学院理学系研究
科・地 球 惑 星 科 学 専 攻・博 士 課 程 修 了．
JAXA 宇宙科学研究本部，名古屋大学太陽地球環境研究所を経て，現在，北海道大学

いわ岩 上 直 幹!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

栗 原 純 一!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

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はら じゅん いち!!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!!!

くり!!!!!!!!!!!!! !!!!!!!!!!!!!!!!!

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