国立天文台報VoL1，No．3

東京天文台における大気光繍則

田鍋浩義，嵩地
Airg1owby厚，宮下曉彦，田中京子

Observation

Tokyo

ProgramCarriedOut

Astronomica10bservatory
byH．Tanabe，A．Takechi，A．Miyashita

andK．Tanaka（1991年10月22日受理）

Abstmct
isarecordterminated

This

in

March1990，carriedTheobservation

Intemational

was

of

more

made

Geophysicalregularly−78）andKiso（1979−90）．The

with

at

them

Kamiya（1968−74），therocket
Data
the

out

by
on

history

ourtheinstmments

areCenterC2for
and

Airg1owreportsanairglowofTokyo／Nationa1Astronomica10bsematory．

moonless

and㎜ethods

explained．In

Ogasawara

c1ear

1ocatedpub1ishedbyofobse岬ationnightsofobservation

Iriomoteon

our

observatoryusisattached．

目

since

every

month

the

used

at

each

tempora1airglow

since

was

the

stationIGY

andobservations

Is1and（1978−79）andgiven．Finany，fmctions

inof

program，which

Maruyama（1957−64），Dodaira（1964

addition，reports

Islands（1971−72）andobservations（1961−86，17rockets）are

papersofgroup

Year（IGY，1957−58）at3stations

results

obtained

than30yearsareportactivities

of

Wor1d

are

mentined．A

list

of

…・310

2．大気光とは………
3．初期の観測………

…・310

al1

次

頁
1．はじめに・・

on

and

頁
6．2観測………………・…
7．木曽…

322
・・323
・・323

…312
…312

7．1夜天光観測室…・・…

3．1麻布・本郷・三鷹……

7，2観測器………・・……

＿324

3．2八幡野・・……・…・・…

…・313

7．3観測概況…・・……・・………・・…・…・・…

328

4．丸山……・・…・3ユ4

8．その他の大気光観測・…

4．1経緯…・・

・…314

8．1小笠原…・…・・……

4．2観測器・…………・・……

…315
…316
…316
…316
…317
…319
…319
…321
…321

8．2

西表…・…………・…一・・…・・…………

8．3

ロケット…・…………・…・・…・……

4．3観測概況・・………一…
5．堂平…・・…

5．1新観測所への移転……
5．2観測器・観測概況…・・一

5．3

データの処理・解析…

5．4関連した観測…………
6．神谷（試験観測）

6．1経緯と建謝……

9．大気光世界資料センター……

9，1沿革・…・……………・………
9．2データの保管と活動状況…・・…・・…

10．おわりに………………………
東京／国立天文台 夜天光グループ

一309一

リスト…・……・…・…・・………

333
・・333
335
・・337

・・340

340
・・341

・・342
大気光関係文献・・343

田鍋浩義・他

多くの方々の有形無形のご協力はもちろん，財源

1．はじめに的援助をうけた文部省，それに全国の関連研究者

国立天文台の夜天光グループ（旧東京大学東京
天文台測光部所属）は，1957−58年の国際地球観測年（Intemati㎝al

Geophysical

とくに太陽・地球環境の研究者の方々の永い間のご支援によるものと，深く感謝している．

今回，われわれの大気光観測事業の終了にともYear一略称IGY）

以来，30年以上にわたって続けてきた大気光観測

ない，これまでの30余年間をふりかえって観測の事業に，1990年3月をもって終止符をうった．

経過をまとめ，記録にとどめておきたいと思う．

国際地球観測年では，地球の総合的研究の一環

またこの期間に，観測やデータの処理・解析に直として，大気光分野の国際協力観測も行なわれる

接たずさわった人は，筆者たち以外にも多数にのことになり，世界中に約40カ所の大気光観測所がぼる．順不同ながらその氏名を記して，各氏のごできて，活動を開始した．そしてさらにこの協力努力を謝したい．

観測は，国際地球観測年終了後も，それに続く太古畑正秋，中村陽活動極小期国際観測年（1964−65年，Intema−

敬子，飛田道子，八百洋子，小林繁夫，二日市

tional欽治，三上良孝，山口達二郎，稲垣淑子，青木YearsofQuietSun一略称IQSY），太陽活

強，斎藤馨児，沢渡規子，森動期国際観測年（1969−71年，Intemationa1Years

勉，渡部潤一（以上正職員），その他多数の臨時of

職員の方々．

ActiveSun…略称IASY），国際磁気圏観測（1976−79年，Intemationa1Magnetospheric
Study一略称IMS）の各事業を通じて行われてきまた，本稿の文中で使う「われわれ」という言葉には，これらの諸氏も含まれていることが多い．

た．しかし，個々の大気光観測所についていえば，

なお，東京大学東京天文台は1988年に改組し，この期間にいろいろと興廃があり，研究者の移動

国立天文台となったが，この観測事業のほとんど

や財源的理由から，観測が断続的になったり，中すべては，東京天文台時代に行われたものである

止したところも多い．また，近年になって新しくため，本稿の表題は「東京天文台における……」

観測を開始したところもある．そうした中で，国とした．

際地球観測年以来毎月の新月期間に，連続して観測を続けてきたのは，世界的にみても，われわれ

2．大気光とはの国立天文台と新潟大学の2カ所だけである．

月のない晴夜に，夜空から来る自然光全体を夜

大気光は後に述べるように，太陽活動の影響をうける．太陽活動の周期は約11年であるから，そ天光（The1ight

of

the

night

sky）という岬）．

俗に「星明り」といわれているものである．

の3周期にわたって，連続観測をしてきたことに

夜天光は，実は星だけの光ではなく，種々の成なる．これほど長期にまたがるデータは，たいへ分光を含んでいる（図1参照）．大気光（Airg1ow）

ん貴重なものと自負している．そして，われわれは，その夜天光の主要成分の1っであって，地球がこの観測をこれほど継続できたのは，天文台のの上層大気の発光現象である．

天頂の平均輝度S。（ViS）㌧繁鳶罫：よボ55（連続光のみ）

135
130

天

10

空

＜1

光

市街光（City

Light）

図1

夜天光の成分光一310一

東京天文台における大気光観測

大気光の存在は，19世紀の末ごろ天文学者たちることもある．輝帯では，可視域から赤外域にわによって，天文観測に混入する余分な光として気たってOH基の振動回転スペクトル（Meine1帯）

づかれた．そして，これが地球上層大気に起因すや，酸素分子の赤外，可視域のAtmospheric帯と，ることがわかったのは，20世紀に入ってからであ

紫外一青色域のHerzberg帯がある．

る．類似の大気発光現象としては，古くから知らこれらの輝線，輝帯の発光機構は，大きく分けれている極光（Aurora）がある．ただし極光は，て，イオン・電子反応群と中性反応群の2つにな

太陽面爆発現象のときに，極地方のみに現われるる．そして，これらの反応によって大気光が放射のに対し，大気光はそれより微弱光ではあるが，されている発光層の高さは，前者が地上250〜300

常時全地球をおおっている．したがって研究の初
auroraとかkm，後者は100km付近で，それぞれ電離層のF層とE層の高さにほぼ対応している．表1と表2

auroraなどと呼んだこともある．または，各輝線，輝帯の発光機構をまとめたものであ

夜光（nightglow）と云った時期もある．しかしそる．なお酸素5577A輝線の大部分は，中性反応にの後，大気光は昼間でも存在することがわかってよって生ずるが，一部はイオン・電子反応によっきたので，これを区別する必要があるときは，夜ても放射される．これに対し，中性反応でも6300A

期には，大気光のことをPermanent
nonpo1ar

問大気光（Night

airg1ow），昼問大気光（Dayの励起準位であるO（ユD）も生成されるが，このairg1oW）と呼び分けているが，本稿では夜間大気

層高では粒子間の衝突による消光作用が大きいた光のことを，単に大気光と呼ぶことにする．

め，輝線としては放出されない．

大気光は地球上層大気の原子や分子が，昼間に大気光を地上の1地点から観測すると，天頂が太陽光を受けて貯えたエネルギーを，夜問に光化もっとも暗く，地平線に近づくほど明るくなって

学反応によって，光として放出する現象である．

いる．これは，地平線付近では発光層を斜めに見そのスペクトルは，紫外，可視，赤外域にわたっ通す効果である．いま，層厚が地球半径R㊥に比べて，それぞれの原子や分子の発する多くの輝線やて十分薄い，一様な発光層が，地球と同心球状に輝帯からなり，弱い連続スペクトルも存在する（図地表から乃の高さにあるとすれば，大気光の天頂

12参照）．可視域で最も強い輝線は，酸素原子の禁強度1（O）と，天頂距離2方向の強度1（2）の比は，

制線5577A（緑線）で，っいで酸素原子の禁制線

つぎの式であらわされる．

6300−6364A（赤線）やナトリウムD線5890−

1（2）＿

1

／（・）1

5896Aがある．非常に弱いながら，窒素原子の禁＝〜制線5199Aや水素のH，6365A輝線が，観測され

表1
放射源

O

大気光発光機構のイオン・電子反応群

（A）

遷移

励起
ポテンシャル

波長

発光層

励起機構

（eV）

1304

3S−3p

9．52

O＋＋θ一÷0｝十加1356

5S一一3p

9．14

O

6300

1D−3p

1．96

O＋＋0。→0ま十〇

の高さ

絶対値

（km）

（R）

250

150

300

100

300

20

258

1

→O＋加
ん…1．5x1O■ll

6364

lD−3p

1．96

○去十θ→〇十0＋6．96εγ5577

1S一一1D

4．17

O＋＋O。→Oま十〇ん二1．9×！0■7

ん＝1．5×10■11○ま十ε→O＋〇十6，962γ
ん二2．1×10■8

N

5198
5201

1Do−4So

2．37

NO＋＋8→N＋O＋2．74θγん＝・4．1×！0■7

一311＿

田鍋浩義・他
表2
放射源

OH
O。

波長

遷

（A）

3817−44702

12700（0−O）

大気光発光機構の中性反応群

移

励起
ポテンシャル

発光層

励起機構

振動回転帯

3．23

（〃≦9）；（〃＝9）〃・・1，2，…g〃g−X3Σラ

O．98

19000（0−2）

絶対値

（km）

（R）

H＋03→OH＋02＋3．34θγ90

4．5x105

0＋O＋M→02（α1∠g）十M

90

8×104

〜80

6000

O＋O＋M→02＋M＋5．17〃

90

600
250
250

；

15800（0−1）

7619（0−0）

の高さ

（eV）

ん：5．4×10■ヨ4，
1Σ多一X3Σラ

1，60
4．3！O＋O＋M→02＋M＋5．1721／

8645（0−1）

2600−3800

A一Σ1；一X3ΣラNO。

5300−6500

連続

O

5577

2972

Na

5890．5896

一「O＋NO→NO。十3．1〃

90

1S」D

4．17

O＋O＋O→02＋〇十5．17εγ

90

lS−3p

4．17

〇十〇十〇→02＋O＋5．17θγ

90

1P−2S

2．09

NaO＋O→Na（2p）十〇。

〜92

≡

50

NaH＋O→Na（2P）十〇H

リー卿3世で，この父子のことをそれぞれ

the

層の高さがロケットによって実測される以前は，

scatteringと観測から層高を求める1っの方法でもあった．も呼ぶこともある．

このγ（〃，2）はvanRhijn関数と呼ばれ，発光Ray1eigh，theairg1ow

Rayleigh

っとも，実際に観測と比べる場合には，この関数

大気光は，太陽から地球へのエネルギーの流れに下層大気による減光の効果や，観測地点周辺のの末端付近に現われる現象の1っである．したが地表の反射率も考慮した散乱光の補正などを，加って，太陽・地球系物理学（So1ar

えなければならない．

Physics一略してSTP）の研究分野の1つとなっTerrestria1

大気光の各輝線等の絶対強度は，Rayleigh（略ている．太陽活動を反映する他の諸現象の研究としてR）という単位であらわされる．これは，観合わせて，太陽・地球関係を綜合的に解明するこ

測者の視線に沿って無限に長い，断面積1cm2の気とが，大気光研究の目的である．

柱から，1秒間にあらゆる方向に放射される光子

また，大気光の各輝線，輝帯の全天強度分布は，

実際には一様ではない．さらに地球上の緯度（地の数を，106個で割った値である．すなわち

磁気緯度），季節，時間によっても多様に変化する．

1R＝106photons・cm皿2・co1umn一ユ・sec−1

これは，発光する原子・分子や，それに関与するである．そして，上層大気中の大気光発光層の厚

電子の密度分布の空間的・時問的変動によるもの

さが，大体10km（＝106cm）程度であるから，Rであらわした大気光強度は，発光層内の1cm3が毎である．このことから大気光観測は，地球上層大

気の物理状態やダイナミックスに関する情報を知秒放射する光子数にほぼ相当する．天文学で面光るための，重要な手法でもある．

源の明るさをあらわす単位∫1。（vis）一1平方度
あたりの10等星（実視等級）の数であらわした輝3．初期の観測

度一一との換算は，波長5300Aのところで1Aあ

3．1麻布・本郷・三鷹

東京天文台の大気光観測は，古畑正秋

たり（1912〜1988年，後の東京天文台長）によって始め

1R＝239So（vis）られた．古畑は，1938年から3年問ハーバード大学天文台に滞在し，その頃アメリカで始まった光である．

このRay1eighという単位名は，今世紀初頭の電観測という新技術を習得した．

大気光研究に功績のあったレーリー卿4世にちな

1941年に帰国した古畑は，当時麻布にあった東んだものである．父親は散乱の研究で有名なレー

大天文学教室で，この技術を種々の天文観測に用一312＿

東京天文台における大気光観測

この頃になると，アメリカ製の光電子増倍管
1P21が何とか手に入るようになったが，まだまだ貴重品であった一光電管出カのガルバノメーターのフレを，「光の挺子」で印画紙に記録するような改良も，この時期に行なわれた．

三騰での大気光観測は，次項で述べる八幡野の観測が開始された後も，並行して，なおしぱらくは継続され，その観測結果は電離層研究委員会（萩原雄祐委員長）で，定期的に報告されていた．
図2

本郷の観測小屡

3．2

八帽野

終戦直後の本郷や三鷹の空は暗かったが，数年いるための努力をしていたが，その1つとして，もすると復輿して外灯もふえ，空が明るくなって，

第2次大戦中の1943年に，麻布で大気光の光電観

大気光のような微弱光の観測は，しだいに困難に測を始めたu・刈．世界的に見ても，各地の天文学者なってきた．

が大気光の光電観測を始めた時期である．

そのため，1949年に伊豆の伊東の南にある八幡

その頃はまだ，光電子増倍管などはなく，通常野という漁村の，小学校の校庭の一隅を借り，その光電管を使っていた．この観測を手伝った冨田

こに観測小慶と観測ヤグラを建て，大気光観測器

弘一郎の話によれば，5577Aと6300Aの輝線の観を設置した．八幡野は，都会から離れているため，測を行なったが，6300Aのデータの市街光の分離

まだ空が十分に暗く，年に数回出張し，村内の若が不確かだったので，空の暗い長野県の諏訪まで

松屋旅館を定宿にして，観測を行なった．また，出かけて，確認観測を行なったそうである．しか八幡野は絶好の釣り場であるため，釣り好きの古しこの観測は，戦争の激化によって，一時中断さ

畑は，夜通し観測しては，明方に釣りに出かけてれた．

楽しむことも多かった．

戦争終結後，古畑は観測を再開した．当時は，ここの観測器は，小型望遠鏡に光電管をつけて，戦災のため東京も焼野が原で，外灯もなく空が暗経緯台に乗せたもので，方位角・高度やフィルタ

かった．そこで，本郷の東大構内の地震研究所のーの交換は手動で行なって，空のいくつかの点で敷地（現在の天文学教室付近だという）に観測小屋を建て，天文学教室が疎開していた諏訪から持ち帰った光電観測器を据えつけた．食糧難の時代であったので，大学の食堂で量の少ない「すいとん」の食事をしては，夜通し観測したという，古畑の記述が残っている．（古畑正秋「星と暮して60年」，「来し方の記ユO」所載，信毎選書）．この時の観測は，醍醐

正，沓成正雄が手伝っている舳．

その後古畑は，三鷹の東京天文台の65cm屈折望遠鏡を使って，変光星の光電観測を始めた．それにともない，大気光観測も本郷を引きはらって，三鷹で行なうようになった．ただし，三鷹では近赤外の観測で，図蕾庫の屋上に，光電観測器を北の空に向けて固定し，OH輝帯の強度を測定した．
そして1949年の春には，中村強が天文台に入り，

古畑とともに，この観測を行なうようになった．
一313＿．＿

図3

八幡野の観測ヤグラ

田鍋浩義・他の近赤外大気光や5577A輝線の強度を測定していようという計画である．このような国際協力によた．古畑はこの観測から，大気光の空の強度分布

る地球観測は，これより75年前と25年前に，第1には濃淡があり，それが時間的に移動することを回と第2回が「極年（Po1ar

見出した帥η．

れて行なわれていた．その頃は，極地方の観測に重点がおかれていたからである．

この頃，田鍋浩義が天文台職員となり，観測おYear）」と名づけら

国際地球観測年を迎えるに当って，国内では，よびデータ解析に協力を始めた．

1952年には，後述する国際地球観測年の大気観

日本学術会議内に地球物理学・天文学・物理学な測に使用する，5577A輝線観測用の新しい自動掃

ど各分野の代表者によって，特別委員会が組織さ

天観測器が完成した．この器機の詳しい説明は，れ，観測計画の立案，検討が行なわれた．古畑もつぎの丸山の項で行なうが，これから以後，八幡その委員となり，大気光・オーロラ分野を担当す

野ではこれを用いて観測を続けたて畠・12〕．

ることになった（171岬o〕．

この観測器は，同型のものを2台作り，1台は北海道・女満別の地磁気観測所に置いて，1953年を物色することにし，東京から出張しやすく，かの夏から，八幡野と2点観測を行なうことになっつ人工灯火に妨げられない場所という条件で，田た12地点で全天掃天観測をすることによって，より広い空の範囲をカバーするためと，当時はま鍋と中村が房総半島を現地調査した結果，千葉県

だ，5577A輝線の発光層の高さが不明であったのることにした．これまでの観測地八幡野は，西側

そこでわれわれは，これを機会に新しレ）観測地の南端に近い丸山町の，豊田小学校の校庭を借りで，輝線強度の強い部分を2地点から三角測量すに伊豆の山々が迫っていて，西の地平線付近の視ることによって，高さを知ろうとする目的であっ野が，若干欠けるからである．

た．女満別には，国際地球観測年の直前まで毎年一方，古畑は国内の大気光研究者を組織して，4回，田鍋と中村が交代で出張し，地磁気観測所

職員の協力をうけて観測を行なった帥〕．この観測器は，その後地磁気観測所独自で運用され，とくに国際地球観測年期間中の，低緯度オーロラの出現時には，大いに活躍した岬W．

4．丸

山

4．1経

樽

1957−58年に，国際地球観測年という全世界的な観測プロジェクトが実施された．これは，太陽活動の影響をうけている惑墨地球上の各種の物理的
図4

現象を，この期間に国際的規模で協力して観測し
表3
場

所

北

地

理

緯

東

国際地球観測年における国内の大気光観測所
地磁気

経

丸山の観測所繍

度経北海道女満別宮城県遠刈田新潟県弥彦山

43：9

144：2

十34＝O

208：O

38．1

140．6

十27．9

206．1

37．7

138．8

十27．4

204．6

茨城県柿岡
千葉県丸山

36．2

140．2

十26．O

206．O

35．O

一140．O

十24．8

205，9

岐阜県美濃
香川県小豆島熊本県阿蘇山

35．5

137．O

十25．O

203．2

34．6

134．3

十23．9

200．9

32，9

131．O

十22−O

198．1

観測種目

担当機関

度

地磁気観測所
東北大地球物理教室

5577A掃天，分光

新潟大物理教室
東大地球物理教室
東京天文台

5577A掃天，分光

岐阜大物理教室
東京教育大光学研究所
京大地球物理教室＿314一

5577A掃天，Na
5577A掃天，Na

D線
D線

5577A掃天，OH帯掃天，分光5577五掃天

0H帯掃天
5577A掃天東京天文台における大気光観測

8つの観測所によって日本全国を，ほぼカバーす

した電磁石によって，これらが入れ替る、干渉フ

る観測網を作ったuη．表3は，それらの観測地・

ィルターを透った光は，1P21光電子増借管に入射担当機関・観測種目で，各観測所で得られたデー

し，出カは直流増幅器を通して，ペンレコーダー

タは，後述する東京天文台の大気光世界資料センに記録される．

ターに集められ，国際的にデータ交換をされるこ

光学系全体は，ターンテーブルに載っており，とになる．

これと高度変換用カムによって，22．℃間隔の16方

われわれの新観測地丸山（139．自97E，35I．02N〕

位と，1方位につき下記のような6高度の空を，は，太平洋の海岸から数km入った圧1園地帯で，自動的に1晩中連続観測する．

周囲に視界をさえぎるもののない場所である．
1956年にはここに，屋上に観測ベランダを備えた

15．仏20．口6，26．皿6，36．軌56．私90．

O（天頂）観測小屋が完成し，1957年の初めから観測に入っ15．℃以外の高度角は，発光層を等距離間隔で測定た．

するように，CoSineの差が同じになるようにえら

これが，その後30年以上続いた，東京天文台における大気光観測事業の始まりであった．

んだものである．1回の全天掃天は，25分間である．

毎晩の観測を開始する前には，大気減光を測定

4．21観測器
この観測所で行なった観測項目は，5577A輝線

するために，あらかじめ選んであるいくつかの星の明るさを，この観測器で測定した．そのため，および近赤外0H輝帯の全天掃天観測と，分光観

小型のガイド望遠鏡を備え，方位・萬度のクラン測である．以下に，各観測器の概要を説明する．

プがはずせるようになっている．また，絶対強度（1）

自団O天口邊器

較正のためには，一定の明るさを保つようにした

これは1952年に完成し，八幡野ですでに使用し蛍光物質による標準光源を用いた．

ていたものである．光学系は，口径46mm，焦点距（2〕近赤外0H帯柵天饒測出離130mmの対物レンズの焦点位置に，直径7mm

近赤外域では，光電子増倍管の波長感度特性がのダイアフラムを置き，視野が7．5平方度になってわるくて使えなかったので，普通の光電管を用いいる．ダイアフラムの前面には，5577A用と，背た．中心に固定した光電管のまわりのターンテー

景光測定のための5210A用の2枚の干渉フィルタ

ブルに載った，金メッキの反射鏡の角度を煩次変ーおよびシャッターがあり，望遠鏡の動きに遵動

えて，空の各点の光を光学系に導き，全天48点を約30分間で，自動的に掃天するようになってレ）る．

出力は増幅器を通して，暗室内のガルバノメータを振らせ，「光の挺子」で自動捲きとりの印画紙に記録する．

（3）分光器これは，国際地球観測年で南極観測隊が，オー
ロラ観測用に製作したものと同型である（図19参照）．集光レンズとして魚眼レンズ（F／8）を用い，子午線に沿った180ツγの帯状の空をスリットに入れ，透過グレーティングを透して，小型シュミ
ットカメラ（F／O．7）で，スペクトルを撮影する．

露出は1時間，時計と連動して自動的にコマを送る．スペクトルの分散は200A／mm，フィルムはコ
ダックの103a−F（16mm）を使用した．
図5

菌動掃天観測器＿315一

田鍋浩義・他
4．3もふえた．観測メンバーには二日市欽治が，そし

観測概況

観測は毎月の新月をはさんで約2週問，古畑，て少し後に斎藤馨児が加わり，また三鷹の測光部

田鍋，中村が交代で出張して行ない，宿泊には観には，田中京子，沢渡規子，飛田道子，森測所に近い石井敬子，

清氏宅の離れを借用して，食事

稲垣淑子が入って，データ処理の大きな戦力となの世話もしてもらった．長期間の滞在で，しかもった．そのほか，いく人かの臨時職員にも，手伝

夜と昼が逆の生活なので，石井氏一家も大変だっってもらうことができた．

こうして，国際地球観測年とそれに続くユ年問

たろうとそのご苦労に感謝している．

観測小屋の分光器は固定設置であったが，掃天の国際協カ事業（1959年，Intemati㎝al

Geophysi−

観測器2台は可搬型で，出張のたびに屋上に持ちcal

上げてセットし，雨天の時は室内に取り込んだ．

われは，その後も丸山で1964年まで観測を続けた．

Cooperati㎝一略してIGC）が終ったが，われすべて自動観測なので，観測中は室内でペンレコ

一方，国際地球観測年を契機として開始されたーダーを監視しておればよいが，1時間毎に空の南極観測に，東大教養学部（天文台併任）の中村

状態を見て，雲の位置などを野帖に記録した．学純二が，オーロラ観測担当として参加することに校の校庭なので，真夜中は無人だと思っていたら，なり，出発前の観測器のテストなどを，丸山観測

宿直の先生が観測の邪魔にならないようにと，ソ所で行なった．中村（純）は，南極への往復の「宗ーツと傍まで来て，突然声をかけられてビックリ谷」船上でも，大気光5577A輝線の光電観測を行ない，赤道地帯では強度が弱い傾向があるというしたこともあった．

観測データはすべて，三鷹に持ち帰って整約し結果を得た｛14・16・21・25・31〕．また，その翌年の1959年にた．これまでに比べて，データ量が増大したことは，中村（強）が南極観測隊員として，大気光のもあって，その処理方法や発表形式も，いろいろ

船上観測も行ない，6300A輝線は赤道地帯で強くと検討して手順やフォーマットをきめた．しかし，なっていることがわかった｛35

3岬・38

49）．

大型計算機などはもちろん無く，卓上の手廻し計

なお，田鍋は丸山での大気光観測の背景光の測算器が主流の時代であったから，記録紙の読みと定データから，大気光連続光の混入成分を差し引りも，グラフのプロットも，全部人海戦術で行なく方法を考案し，対日照の明るさを調べた（61）．

った．掃天観測器の観測結果は，最終値（強度絶対値）の表と，その値をもとに描いた全天の等光5．堂平度図にした．われわれは，この等光度図を，天気5．1図と呼んでいたが，図6は当時の天気図の例である．また，分光器の観測から6300A輝線強度は，

1962年，東京天文台は埼玉県堂平山の山頂に，91cm反射望遠鏡を新設し，堂平観測所として発南方が北方より強く（15），その強度変化が電離層足した．われわれは，1957年以来千葉県丸山町に

F2層の電子密度と，よく相関することもわかっ借地した観測小屋で，大気光観測事業を続けてきた（26〕．

たが，いずれは本格的な観測所を持ちたいと思っ

新観測所への移転

この頃からすでに定員削減はあったが，丸山時ていた．そこで，堂平観測所の敷地内に，大気光

代には，国際協力事業の推進とし）うことで，人員観測室を建設し，国際地球観測年の後に行なわれ

O100

0130

0200

0230

⑤6

図6

丸山の5577A全天強度分布図（通称天気図）．1958年12月15／16Ej．上の数字はJST．強度単位はRay1eigh．

一一316一[ l 9 j : ; tiIJ}i ff * V;.

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5.2

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田鍋浩義・他

図！0（2）

多色天頂光電測光総多色天睨光■測光器

四色子午線測光器からの改良点は，5893Aをや

図11四色掃天測光器

めて6100Aおよび0H（6−1）帯用干渉フィルターと，標準光源用円板を加えて，フィルター部の枚数を6枚にし，1波長あたりの観測時間を1分に（3）して，天頂に向けて固定したことである．

四色打天測光黎これも新しく製作した測光器で，1963年に完成

干渉フィルターを対物レンズの直前に置いたこの測光器は，フィルターの直径を対物レンズよりし，丸山でテストを行なった後，堂平観測室の屋上に設置して観測を行なった．

大きくしなけれぱならないとか，汚れやすいとか，

この測光器は，中心に光電子増倍管を固定し，フィルターに露がつきやすいなどの欠点はあった

ターンテーブルに載った小型望遠鏡の首振り運動

ものの，それなりの防護策を講ずれぱ，長期間安で，全天を掃天するようになっており，光は望遠

定したデータを提供してくれた．

鏡から2枚の平面鏡で，光電子増倍管に導かれる

一方，絶対強度の較正のために挿入した標準光が，その直前で5300A，5577A，6100A，6300A

源は，蛍光物質を使った自発光光源方式であったの4枚の干渉フィルターが，順次入れ替わるようが，これがしばしぱはがれ落ちて，光源が変ってになっている．掃天方式も，丸山で使用した全天しまうことがあった㈹．そのため，ランプ式の標内の定点測定ではなく，天頂を通る方位円に沿っ準光源（スペクトル分布を，フィルターの組合せて，天頂距離十75㌧一75□の遵続掃沓を行なったでGO型星に近似させてあるので，通称G光源と後，つぎの方位に移るようにした．

呼んでいる）で，しぱしぱ測光系を検定することが，人手を要する仕事となった．

この測光器は，日中はトタン板で作ったカバーをしていたが，望遠鏡の天頂角を換えるフリクシ

また，この測光器の光電出力は，増幅器を通しョンゴムが，太陽熱のため半年ぐらいでスリップて1階室内のペンレコーダーに記録させていたするとか，増幅器の安定がよくないなどで，満足が，記録器のインクの補充や記録紙の交換のため，なデータがなかなか得られなかった．またこの器

毎日のように人手を要し，観測の自動化を目指し

械では，丸山で行なっていたように，大気減光のていたこの天頂測光器も，何かと季がかかること測定のために，観測前にいくつかの星を観測するが多かった．

ことにしていたが，光学系が反射鏡で折り曲ってしかし，この測光器による観測は，堂平観測所の職員（主に元測光部員の山口達二郎）の協力のいて望遠鏡部分が短かく，星が狙いにくいのも，
設計上の反省点であった．

おかげで，継続した大気光データとして，貴重な（4）分光器ものとなっている．

これは，丸山で使用していたものを，そのまま移した．2階の天井を貫かせて，屋上に魚限レン＿318一

東京天文台における大気光観測

ズ部分だけを出してセットした．（器械説明は丸山

5．3

の項参照）

堂平で観測したデータは，丸山時代と同様に，

データの処理・解析（5）全天カメラ

すべて三鷹に持ち帰って整約した．初めのころは，

堂平での大気光観測は，できるだけ自動化する

相変らず人海戦術であったが，数年以内に，三鷹ことを目指した．その結果，多色天頂光電測光器に大型計算機が導入され，また測光部にも，記録などは，夜間は無人でも時計と連動して，あらか

紙の自動読取装置が入った．これは，ペンレコー

じめ設定された時刻に，天候の如何にかかわらず

ダーの記録紙上のフレに，カーソルを当ててボタ

自動的に観測を開始・終了するようになった．そンを押すと，フレの大きさが，カードにパンチさのため，得られた全データの中から，晴天時のもれる装置である．パンチされたカードは，大型計のだけを，あとで拾い出す必要がある．その天候算機で処理した．まだ，かなり人手がかかるとはを判定するために，魚眼レンズによって全天の写いいながら，大分省力化することができた．

真を撮影する装置を，1969年に屋上の天候チェッ

こうして整約されたデータは，同じ測光部にある大気光世界資料センターを通じて，国際交換に

ク用プラスチックドームの位置に設置した．

この装置は，夜間，晴雨にかかわらずモーター供された．

ドライブによって，自動的に全天の写真を1コマ

一方，同センターにはまた，国外，国内からデ

1時間の露出で，つぎつぎに撮影する．魚眼レンータが送られてくる．そのうちの1957−62年の国内ズの外側には，半球型ガラスドーム（装置設置の観測所の掃天観測データを使って，沢渡と田中は，とき，これまでのプラスチックドームと交換した）

5577A輝線の全国的な強度分布図を作製しを置き，防水構造になっている．さらに，デイラ

た｛83〕．この図を作るために，各観測所で求めた絶イト・スイッチによって開閉する金属カバーが，対値を比較したが，これがその後の観測所間の誤その外側をおおい，夜間のみ開いて撮影を行なう．

差の補正にも役立った．

レンズは，等距離射影方式のFishEye

中村と岸浪良夫（臨時職員）は，堂平の観測デ

Nikkor（F／8，f＝8mm）で，］80吻画角がフィノレム上に直ータから，夜明けの6300A輝線が，四季を通じて

径23mmの円形に写る．画面には，1時間分の恒太陽傭角24．。5から第1次増光があり，14凸付近で星の軌跡ができ，その写りぐあいによって，天候急激な第2次増光になることを見出し，これは上が判定できる．カメラはニコンFに，250枚撮りの層での太陽光の共鳴散乱によるものであろうと指マガジンをつけて使用した岬．

摘した．

田鍋は，1964年に見出した5577A輝線に無関係

われわれは，これらの観測器を使って，1964〜65

年の太陽活動極小期国際観測年（IQSY）と，な5300A付近の大気光輻射について，丸山の観測

1969〜70年の太陽活動期国際観測年（IASY）の2データからもその存在を確めた（50・51〕．また古畑は，つの国際協力観測事業の大気光観測を行ない，さOH帯強度と気圧の10−mb層高，5577A輝線強度

らにIASYに引き続いて始まった，太陽地球環境と10−mb層の風の南北成分に，それぞれ相関を見

国際定常観視特別事業（略称MONSEE）の観測

出し｛57〕，ハワイ大学でのデータカ）ら5577A輝線とを，1979年に木曽に移るまで続けた．

月の潮汐に，従来云われているような相関はない

堂平でこれらの大気光定常観測を行なっていることを確めた㈱．

期間中の，1968年に古畑は東京天文台長となり，1969年には堂平観測所長も併任した．また1968年

5．4には，中村が木更津高専に転任し，後任として天（1）星の等級差欄正係数

文時部から嵩地厚が，測光部に移って中村の仕事を引き継いだ．さらに，堂平時代には，小林繁

大気光の全天掃天データを整約する場合，その晩の大気減光係数が必要である．この係数は通常，夫，八百洋子，宮下曉彦，三上良孝が新職員とし同一星を異なった天頂距離で観測して求めるが，て測光部に入り観測事業に参加した．

それには時間問隔がいる．そこでわれわれは，い違Lた観測

くつかの星を手早く測定し，それぞれの等級差を
一319一田鍋浩義・他
表4星の等級差補正係数表（部分）Correc．factor

Mag

Sp．

（V）

Type

αAnd

2．1

βCas

2．3

βCet

Stars

to

G01mag．star

5300A

5577A

6100A

6300A

B8
F3

3．006

3．273

3．990

4．270

3．491

3，664

4．055

4．150

2．1

G8

2，710

2，648

2．535

2．594

βAnd

2．1

M0

2．741

2．541

2．187

2．344

αUMi

2．1

F8

2．558

2．595

2．754

2．780

αAri
αPer

2．O

K2

2．755

2．654

2．467

2，460

1．8

F5

2．264

2．312

2．432

2．495

αTau
αAur

O．8

K5

O．957

O．913

O．747

O．802

0．1

0．453

O．453

O，453

O．453

βOri

0．3

G1
B8

0．512

0．571

0，652

O．687

γOri

1．7

2．284

2．812

2．970

βTau

2，088

2．345

2．714

2．948

κOri

2．2

B2
B8
B0

2．022

1．7

3．051

3．394

3．981

4．371

βAur

2．O

A2

2．529

2．726

3．189

3．354

βCMa

2．O

B1

2．784

3．142

3．746

4．038

1．9
1q
αCMa −1．7
A1
ηCMa
2．4
B5

2．612

2．871

2R71

3．389
R．3R9

0．116

0．130

0．152

3．980

4．484

5．547

5．893

αGem

1．6

A！

1．859

2．036

2．436

2．565

αCMi

O．4

F5

0．624

0．637

0．684

0，703

A1A1

v
Gρm
γGem

補正して同一等級とし，減光係数を求めるという表5簡便法を使った．そのため，測定する星を四季を通じて50個えらび，丸山でも堂平でも，毎晩掃天観測を始める前に，同じ観測器でこれらのいくつ

3．594
3594

0．1ち7

年

市街光
輝度，S1。（vis）

堂平の市街光！969 1970

1971

1972

1973

1974

52

79

122

126

159

50

かの星を，測定することにしていた．

しかし，われわれが使っている干渉フィルターは，透過波長が5300A，5577A，6100A，6300A

変化も知ることができた｛

04〕．堂平は，東京から距

離的にも近いことから，東京の市街光の影響をうのものである．したがって，星相互の等級差補正

けている．これも，観測所開設当初は，対日照がも，正確にはこの波長における等級差を使わなけ

見えたくらいだから，それほどでもなかったが，日本杜会の高度成長とともに，しだいに明るさがればならない．

そのために田鍋，中村，斎藤は1963年に，堂平増大してきた．

の91cm反射望遠鏡にこれらのフィルターをつ

市街光の影響を直接うけるのは，写真観測でのけ，四季にわたって50個の星の各波長における等カブリと，連続スペクトルをもつ面光源の観測で級差を測定した．方法は，各星を数回ずつ，天頂ある．星の光電測光や，大気光の輝線の観測では，距離の異なる位置で観測し，大気減光を補正した

必ず背景光を差し引いているから，原理的には影上で，等級差を決定した．表4は，その結果の値

響はないはずであるが，それでも市街光が増大すを示したもので，これを全国の大気光観測所にもれば，測定精度が落ちることは否めない．われわ

配布した．

れが，大気光の背景光として測定している5300A（2）や6100Aの光は，まさにその連続スペクトルをも空の明るさ

長期間の大気光観測の副産物として，堂平の天つ面光源である．したがって，これら背景光の経空輝度（市街光も含めた天空光の明るさ）の経年

年変化を調べれば，堂平の市街光の変化がわかる

一320一一東京天文台における大気光観測のである．嵩地と山口は，1969年から1974年まで

市街光の増加に悩まされるところが多くなった．

の265夜のデータを解析して，堂平天頂の市街光成

国内の大気光観測グループの，中心的な役割を果分の午前O時付近の年平均値を，表5のように求してきたわれわれとしては，このことからも，ぜめた｛104）．

ひ最適地にわれわれの観測所を作り，将来は，全6

国の大気光グループも利用できるようにしたいと

神谷（試瞼観測）考えた．

6．1経欄と建殴
われわれは1964年以来，堂平で大気光観測を続く，しかも四季を通じて東京から比較的行きやす

けてきたが，これと並行して，夜天光の他の成分

い，という条件で，長野県の木曽地方に目をつけ

光である黄遭光や対日照の観測も行ないたいと，た．そして，堂平に設置してあった大気光用の分光器を持って，現地調査を行なった．市街光には，かねてから考えていた．しかし，黄道光や対日照

さてその場所であるが，都会から離れて空が暗は，連続光の光源（太陽スペクトルと同じ）であ

蛍光灯の水銀の輝線が含まれているから，その強るから，その観測は市街光に大きく影響される．

度によって市街光の量がわかるからである．そのしたがって，市街光が年々増加する堂平では，観結果，木曽郡日義村神谷をえらび，そこでしぱら

測が無理である．そのため一時期，伊豆の石廊崎

く試験観測を行なうことになった．

に近い差田に黄道光観潮器を置き，毎月出張観測

1968年，神谷地区の山の中復にある畠の1部ををしたこともある．周囲の大半が海であれば，市街光も少ないと考えたからである．しかしここも，借りて，プレハブの観測小屋（137．口78E，35．WN，

標高1492m）を建てた．仮住まいであるから，観測

漁の季節には漁船の灯で，空が非常に明るくなる

小屋に電灯線は仮設したが，給水設備はなく，水ことがわかった．こうしたことからわれわれは，は200mくらい離れた谷川から，そのつどポリタ

どこか空の暗い場所に，大気光も含めた夜天光のンクで運ぶことにした．

観測所を設置したいと考え始めた．

後に述べる小笠原観測や，ロケット観測で中断

一方，その頃から国内の他の大気光観測所でも，〜市街光（H匡）冨

1

ミ竃

1／

することもあったが，神谷にはI968年末から月に

竃

1

l

l〆

埼玉県堂平
］965．12．27
茗o−30…〜2ヅoo血

llll1l1
ESE

長野県神谷
ユ956．02．23

21＾OOo〜2ボOO血
町刊岬

大気光

Gρ十。

」

♂

図12

堂平と神谷のスペクトル一321一一一．．．．

川11

田鍋浩義・他
神谷時代に，青木勉が測光部職員となったが，木曽観測所完成後は，同観測所職員に配置換にな
った．

6．2

観測

神谷で行なった主な観測は，以下のとおりである．

（1）大気光醐係の唖測a）枳準光源の検定
堂平での大気光定常観測で，絶対強度を求める
ためのランプ式標準光源は，ときどき星の明るさと比較して検定を行なっていた．この比較を精度よく行なうためには，当然ながら空の暗い場所が望ましい．したがって，この比較観測を行なうこ

図13神谷での夜天光赤適儀設圃作業とが，神谷での重要な仕事の1つであった．比較の方法は，可搬型の光電測光器に，大気光用のフ
1回の割り合いで，観測者が交代で出張し，宿泊ィルターをつけ，星と標準光源を交互に測定した．

や食事は山の麓の小坂暢男氏宅でお世話になっ比較する星にはαAurやαLyrを用いた．
b）衛星〜：の同時硯測た．

1970年には，観測小屋の傍に夜天光赤道儀を据

アメリカの人工衛星Atmospheric

Exp1orerC

えつけた．これは，古畑の設計による小型赤道儀に塔載された大気光観測器と，各国の大気光地上

架台で，矩形断面のスパーを備えていて，スパー

観測所による国際協同観測に参加し，衛星の軌道の3面に総重蚤30kgまでの各種観測器を，同時にの上部を斜め軸で180自回転すると，極軸が天頂を条件に適した1974年7月15日に，神谷でも可搬型
光電測光器で，5577A，6300A輝線の，衛星との同時観測を行なった．この結果は，ミシガン大学

向いて，経緯儀としても使用できる構造になってに集められて，後に出版された．

とりつけることができる．また，この赤道儀架台c）他唖測所との習力いる．この架台の重最は150kg，細い山道を大勢の人カで，苦労して持ち上げた．

堂平や新潟大学と協同して，期間をきめて3点

神谷での観測は，試験観測であるから，国際協観測を行なった．また1969年11月には，持ち回り

力事業の大気光定常観測は，これまで通り堂平で，の標準光源で，国際的に観測器の感度比較を行な

堂平観測所職員の協力もうけて続けた．

い，われわれの絶対強度測定も，国際的標準に一

一方，ちょうどその頃，東京天文台ではシュミ致していることがわかった．

ット望遠鏡の建設計画が進行中であった．そして，

d）回ケット齪測器のテスト

その設置場所がいろいろと検討された結果，われ内之浦から打ち上げる観測ロケットに搭載するわれが試験観測を行なっている木曽地方が適当と大気光観測器の，打上げ前の感度調整や，絶対強いうことになり，われわれが希望している夜天光度の較正などを，神谷で行なった．

（2）

観測所も，シュミット望遠鏡と同じ場所に建設すサイト・テスト悶係の靱測a〕天候カメラることになった．そしてそれ以後は，シュミット・

グループとともに，実際の設置場所の選定のため

木曽地方の晴天率を調査するために，嵩地は天に，木曽地方各地の現地調査や，必要なテストな

候カメラを考案・製作し，観測を行なった．これどを行なった．

は，レンズ視野40吻簡単な35mmカメラで，フィ

神谷での試験観測は，こうして木曽観測所が完成する1974年まで続いた．

ルム面の直前に幅1mmのスリットを置き，デイ
ライト・スイッチと小型モーターで，夜間のみフ

一322＿

東京天文剖こおける大気光観測

イルムを5mm／hの速度で，自動的に連続移動させるものである．これを，北極星に向けて固定し，

7．木

曽

星像線の写り方から，晴，曇りの判定を，数分の7．1

精度で行なった．このカメラは，1970年に神谷に

1974年，東京天文台木曽観測所（137．珊E，35．□

夜天光観測窒設置し観測を始めたが，ユ971年からは木曽観測所

79N，標高1130m）が完成した．長野県木曽郡の上の建設予定地に置いた．

松町，三岳村，王滝村の境界にあたる尾根筋で，

b）空の明るさ

東に木曽駒ケ岳，北西に御岳山を望む場所である．

木曽の空の明るさを定量的に調べるために，全観測所には，本館，105cmシュミット望遠鏡ドー

天の天空輝度の観測を行なった．丸山時代に大気ム，夜天光観測室が，約200mずつ離れた台地にあ

光観測に使った，自動掃天観溺器の大気光用干渉る．

フィルターを，青，黄色のカラーフィルターに取夜天光観測室は，観測所敷地の東北端にあって，り替えて使用した．図14はその結果の例であ観測棟とスライディング・ルーフ室が東西に約20る㈹．

m離れて建っている．観測棟は平家建てで，内部に観測室，光学器械室，実験工作室，資料室，暗室，休憩室などがあり，屋上には種々の観測器械が置けるようになっている．観測室には中2階があり，大気光観測器類は，ここに据えっけて，屋S
図14神谷の天空輝度分布図．1970年10月6／7日午前2時．輝度単位は∫1。（ViS）．

c）

気籾・湿痘

図15木曽観測所全景．左側から本館，シュミット1

観測小屋の傍に百葉箱を設置し，気温と湿度をドーム，夜天光観測室の順．遠景は御岳山．

自記記録させた．

（3）その他の観測

大気光観測用の小型光電測光器を改造して，北極方向の黄道光の偏光観測を試みたが，手細工の改造であったため，偏光フィルターの回転用プー
リーのスリップなどが，たびたびおこり，精度のよいデータがとれず，結局この観測は試行にとどまった．

また，1970年に出現したベネット彗星の測光観測を行なった．

図16夜天光観測室．観測棟（左）とスライディング・
ルーフ室（右）．

＿323一

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東京天文台における大気光観測
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図19大気光観測器（天頂測光器，分光器，全天カメラ，制御・データ処理部）のプロック図．

じる．対物レンズは，口径10cm，焦点距離18cm
で，光は焦点位置にある視野直径3℃円形ダイヤ

間0．6秒で1回転し，再びゼロマスクの位置で停止
して，つぎの正分信号を待っている．待ち時間はフラムを通って，ファブリーレンズ系に入る．フ

2．4秒である．円板の停止，移動の時には，測光器ァブリーレンズ系の中には，！2個の穴をもつフィ側からデータ処理回路にパルスが送られる．デー

ルター用の回転円板があり，各フィルター位置にタ処理回路は，そのパルスを受けて，円板の停止

間欠的に停止しながら，1分間で一巡する．12個

中に光積分と，そのディジタル化を行ない，移動の穴には，表6に示す10枚の干渉フィルターと，中に回路のリセットを行なって，つぎの停止パル

極小豆ランプによる内蔵標準光源およびゼロレベ

スを持っている．

ル検出のための遮蔽板（ゼロマスク）がはめこん各フィルター毎のデータは，リアルタイムで紙である．フィルター円板は，毎正分の時計信号で，テープにパンチされる．この器械の設計当時は，ゼロマスクの位置からスタートし，ユフィルター

データ記録装置としては，磁気テープ方式と紙テでの停止時間4．2秒，つぎのフィルターへの移動時ープ方式が考えられたが，費用の点と，テープの数字がそのまま目で読みとれて，チェックがしや
表6
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採用した．ただしこの方式では，観測はユカ月問
無人でも自動的に行なえるが，数日毎に新しい紙

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替作業には，木曽観測所の職員諸氏の手をわずら

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わすことになった．

‡水銀輝線（市街光監視用）

テープを，補充しなければならなかった．後にフ酸素輝線

この紙テープ方式は，その後しばらく続いたが，一325一

田鍋浩義・他

1983年にパソコン（FM−11）に置きかえ，毎分のデータをつぎつぎにフロッピィディスクに書き込

ウトするとともに，モニターディスプレイの画面に，グラフで表わすようにした．このグラフは，

むと同時に，あらかじめパソコンに入力しておい縦軸に絶対値，横軸に時間をとり，各輝線の強度

た器械定数を使って，背景光の差し引きや，絶対が1分毎にプロットされる．したがって，観測中値への換算をリアルタイムで行ない，プリントアにたまたま観測者が居る場合は，各輝線強度の時聞変化が監視でき，また毎日の観測終了後には，このグラフもプリントアウトされる．

また，木曽ではときどき停電がある．停電になると，制御装置の時計が狂ってしまう．その対策として，嵩地は80AHの電池をフローティングに使って，停電時には電源が切断されることなく電池に，自動的に切り替わるようにした．

b）分光審
丸山以来，堂平でも継続して使用していたもの
を，木曽に移設した．観測室に天頂測光器と並べて，対物魚眼レンズ部分が，天丼の穴から屋上に出るように取りつけた．屋上に出ている部分には，スライド式のカバーをつけ，デイライト・スイッ

チで夜になると自動的に開いて観測をする．観測中に停電があると，朝まで開きっぱなしにならな
いように，重鍾でカバーが閉じる．（器械説明は丸

図20大気光観測器の自動制装置とパソコン．（観測棟

山の項参照）の光学器械室内〕

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＿＿326一東京天文台における大気光観測

この分光器は，1975年に木曽に移して観測を開始したが，器械の老朽化が進んだために，1978年に観測を中止した．

c）全天カメラ
堂平の全天カメラも，分光器とともに木曽に移し，観測室の天井に天頂測光器や分光器と並べて取りつけた．このカメラの魚限レンズは，屋上の半球型ガラスドームに，天井裏から収まるようになっており，さらにガラスドームを金属カバーで覆い，デイライト・スイッチで夜間だけカバーが開いて撮影を行なう．

このカメラを木割こ移転した当初は，外気とカメラ部分のある室内が，ガラス1枚で隔ててある

ために，夜になって外気温が下がって，ガラスド

図22 比較受光器．スライディング・ルーフ室の夜天
光赤道儀にとりつけた写真．

一ムが冷やされると，その内面に結露を生じ，星が写らないというトラブルが起きた．結露を防止するための，もっとも効果的な方法は，ガラス自身の温度を，内外の気温よりわずかに高くするこ

d）

比岐受光器

とである．そのため・魚眼レンズの視野を遮らな

これは大気光の定常観測に用いたものではない

いようにヒーターを捲いてみたり，レンズとガラが，可搬型の光電測光器で，スライディング・ル

スドームの間の狭い隙問に温風を吹き込んでみた

ーフ室の夜天光赤道儀にとりつけて使用する．大りしたが，うまくいかなかった．

気光観測に用いる標準光源（G光源）を，星と比ちょうどその頃，大阪工業試験所で，透明導電較して検定することを第1目的として製作したも膜が開発された．これは，ガラス面に酸化インジのであるから，通称で比較受光器と呼んでいるが，ウム（In．0。）を真空蒸着し，この膜に電流を流し多目的に使える光電測光器なので，黄道光や彗星て，ジュール熱でガラスを温めるという方法であの観測にも使用した．

る．われわれは，これを使ってみることにし，宮比較受光器の特徴は，光学系が，観測室に据え下が大阪に出張滞在して，球面ガラスの内面に蒸っけてある大気光天頂測光器と，同一であること

着する実験を行ない，成功した．そして，これにである．標準光源と星との比較検定は，実際の観よって全天カメラのガラスドームの結露を・完全測に使っている観測器で行なうことが望ましい．

に防止することができた

109〕．

光学系が違うと，干渉フィルターへの入射角など木曽では，天頂測光器が自動化され，1ヵ月間が違って，透過波長がズレるからである．しかし，は無人で観測できるようになったので，全天カメ

天頂測光器を取りはずして，星を狙うことができ

ラのフィルムも，1ヵ月分装撰しておくことが必ないので・同じ光学系の比較受光器で検定を行な要となり，これまでの容量250コマでは不足であった．

る．そのため，1980年に750コマ（100フィート）

ただし，比較受光器は他の目的にも使用できる用のマガジンが入るモータードライブにとりかえ

ように，フィルター円板の停止時間は可変にしてた．またその時，魚眼レンズもF／2．8，f＝8mmのあり，また視野角のダイヤフラムも，直径1。，2白，

明るいレンズに交換した．

31に変えることができる．

なお，交換した旧全天カメラは，のちにハワイ（2）

テストに使用されることになる．

その他の齪測器

木曽では，大気光観測以外にも，夜天光の1成のマウナケア山頂での「すぱる」望遠鏡のサイト・分である黄道光の観測や，また替星の観測なども行なった．これらの観測器も，簡単に紹介してお一327＿

田鍋浩義・他

彗星の尾の方向に一致させるように，分光器全体

こう．

a）星消去式測光器が架台上で回転できるのが特徴である．600

夜天光（面光源）を測光する場合，観測器の視野内にある星（点光源）の光も同時に測られてしgroves／mmの透過型エシェレット格子を用い，分散は87A／mmである．I．I．は電磁集束型を使用まうので，データを整約するときに星の光は差ししている．

引かなければならない．星消去式測光器は，われわれが創案したもので，観測時に，視野内の点光

7．3

源を自動的に消去して，面光源の輝度だけを出力（1）

観；則概；兄

大気光饒測a）定帖観測する光電測光器である（岬23〕．原理は，焦点面にある正方形のダイヤフラムの一端から他端へ，可動

木曽における大気光定常観測は，1975〜76年にワイヤを走らせ，つぎつぎにワイヤにかくされる観測器の据えつけ調整や自動制御装置の設計・製

星の明るさ（星がカ）くれたときの逆パルスの深さ）

作，77年にテスト観測と器械定数の決定などを行を，計算機で加算し，全体の光量から差し引いたない，78年には全天カメラの結露の間題も解決し値を，リアルタイムで出力するものである．

て，本観測に入れる態勢となった．

この測光器は，6等星までの消去を目ざしたが，そこで，それまで堂平で続けていた太陽地球環
境国際定常観視特別事業（MONSEE）の大気光観

まだ3等星までの消去に留っている．
この原理を，将来，シュミット望遠鏡などに応測拠点を，1979年の初めから正式に木曽に移した．

用すれば，スターカウントもできるであろう．
b）

木曽では，自動観測であるため，われわれは1

I．I．付分光器

ヵ月に1度三鷹から出張し，紙テープ（後にはフイメージインテンシファイヤー（I．I．）を付けた

ロッピィディスク）に収められたデータと，プリ分光器で，もともとは後述の西表島観測のためにントアウトされた用紙を持ち帰ればよいことにな

製作したものであるが，その後，ハレー彗星観測った．そしてその時に，全天カメラのフィルムをのために種々の改修を行ない，スライディング・

交換して現像したり，つぎの1ヵ月分の観測プロ

ルーフ室の赤道儀架台に乗せて，彗星のスペクトグラムを，理科年表の月出，月没の時刻を見ながルを観測した．

ら入力しておくのである．また，その他の観測で，この分光器は，スリットの長さ方向の位置角を，

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人手の要するものは，この出張時に行なった．

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1983年6月11日（快晴）の大気光輝線のグラフ．21時過ぎにサッカー場の照明が消え，ナトリウム輝線強度がその時に急に下っている．他の輝線には影響なし．

＿328一

束京天文台における大気光観測

三鷹に持ち帰ったフロッピィディスク等は，大き，2！時付近になるとストンと下る現象が起った．

型計算機（東京天文台人工衛星国内計算施設，後

毎晩ではない．最初は何が原因だかわからなかっに国立天文台天文学データ解析計算センター）でたが，時刻がきまっているので，何か人為的なも処理し，これまで同様に大気光世界資料センターのだろうと思った．いろいろと調べた結果，そのに保管し，編集・発表された．

ころ観測所から約3km離れた麓のサッカー場にこうして，木曽における大気光定常観測は順調

ナイター設備ができ，そこでナトリウム灯を使っに行われていたが，1983年ごろから5890−96Aのナていることがわかった．観測所からは死角になっトリウム輝線の天頂強度が，夏季に限ってときどて直接見えないので，気づかなかったのである．

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図24ユ989年1（〕月21／21H，北海道にオー一ロラが出現したときの木曽0）天頂大気光の変化．

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木曽における大気光各輝線強度の永年変化（1979−89）と季節変化． 永年変化は各月の平均値をプロットしたもの．季節変化は年平均値に対する比を重ね合わせたもの．

一329一一臼ヨ鍋浩義・他

ナイターは21時までに終了し，ナトリウム灯が消されるので，天頂の輝線強度が急に下ったのである．地元の人たちのレジャー施設であるし，それにナイターが行なわれるのは年間数晩程度なので，致し方なかった．他の大気光輝線5577Aや6300Aには，全く影響がなかった．逆に考えれば，われわれの観測器は，非常に正確にナトリウム輝線を測っているという証拠でもあった．

また，後には，木曽駒ケ岳のスキー場で，1晩中明るい照明をつけられて迷惑したこともあっ

図26近赤外0H帯の写真．波状構造がよくわかる．

た．

1984年9月の長野県西部地震では，衝撃でパソコンがおかしくなったが，直ちに修理した．また，れに協力した．この装置は，干渉フィルター用にスライディング・ルーフ室の入口のシャッターが設計・製作した魚眼レンズに，SITカメラをつけ破損したり，夜天光赤道儀の極軸が7程度ズレた

りしたが，これらも間もなく修復した．

て，5577Aと6300A輝線の全天強度分布を，積分
時問5分で撮像するものである．
d）

1989年10月21日に，北海道で低緯度オーロラが回ケット観測器のテスト出現したとき，同時に木曽の天頂の大気光6300A

木曽で大気光定常観測を行なっている期間に，輝線も大きく増強した．このデータは，後にこのわれわれはロケットによる大気光観測も4回（K−

オーロラの総合解析に提供し，各種の地球物理デ9M−71，S−310−10，K−9M−76，S−310−17号機）行

ータとともに検討された．

なった．ロケットに塔載する観測器は，そのつど，

こうして，われわれは大気光観測事業を，1990

打上げ前に木曽に持って行き，スライディング・

ルーフ室の赤道儀架台にとりつけて，星や天頂大

年3月に終了するまで続けた．

図25は，木曽の大気光観測から得られた各輝線気光を測定し，感度調整や絶対値較正を行なった．

（2）榎準光源の検定の永年変化と季節変化である．

b）近赤外OH帯の写真観測
1974〜76年の期間に，斎藤は近赤外大気光の0H帯の写真観測を行なった．これは，赤外フィル
ムで西空を撮影したもので，1975年3月には中問

われわれは堂平以来，豆ランプによる標準光源（G光源）を使って，大気光観測の絶対値の標準としている．そして，この光源はときどき星の明るさと比べて検定していたが，ヒくに木曽に移ってからは，星との比較を毎年定期的に行なった．比圏（Mesosphere，高度50〜80km）を，Internal
graVity WaVeが伝播したために発生したと見られる大気光波状構造の，生成消滅の全過程を撮影

較する星はαAur（カペラ）である．なお，この標することに成功した．

使用した．

準光源は，大気光だけでなく，夜天光観測一般に
ここでは，まずこの標準光源にっいて説明し，

C）他機関との協カ観測
新潟大学とは，常時，データの比較を行なってっいで比較検定観測について述べる川〕．

a）襖準光源の柵造と特性

おり，1978年以来，大気光発光層内の強弱パター
ンの移動を調べるために，協同同時観測を行なっ

図27は，われわれの標準光源の構造である．夜た．また，新潟大学，弘前大学，東北大学，琉球

天光は，全天に拡がった面光源であるから，標準大学，極地研究所等の標準光源の比較検定測定な

光源も面光源とし，オパールグラスを豆ランプでども，何圓か行なった．

一様に照らすようにした．

東京大学地球物理研究施設の金田栄祐は，

豆ランプは，一般に使われている6V，3Wのも1983〜88年に，単色全天撮像装置による大気光全ので，電球ガラス面の滑らかさと・フィラメント

天分布の撮像観測牽木曽で行ない，われわれもこの形状などを考慮して，約200個の中から選んだ．

一330一・・一一

東京天文台における大気光蘭測

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図29奴準光源の繭卿慶分布（穐対健）なるべくG型星のスペクトル分布健近いようにしてある．

b）む定8測標雅光源の検定観測は，毎年，カペラの昆える
冬期に行なった．大戴光の天頂測光紬こ使っている干渉フィルター（10枚）をはずして，此岐受光撤こ入れた．これを赤遺む禦台｝こつ駐て，曲ペラ
を天頂から地平繊付近塞で適跡して，≡各フィルタ
図28G璽星（カペ参1亡上）と脳光源■ （G光源，下〕のスペクトル．．縦噛は任意尺度．

ーで光電測光を行なった．鰯測中にと．慈ど溶，獺
準光源を測定した．

このデータから，星の出力（レコーダーのフレ）の対数を縦軸に，Aim棚を概軸にとってプロッ

電輝は・憲圧帥蝉で・ACユOOYカ

ら変換して，320mAの惣口漉鮭流している．ごの電流値は，■1

鱗糊甲；即醐1賊榊触堆の明るさと・
帳鯛醐湖坤に泌たもの甲ある・このトすると，大気減光を楠正したカペ予のフレの値が求豪る．これと標蝉光源のフレを此岐して，楓蟻光源の各波長における蠣凌の飽対値を求めた（図30）．

ように鰍り1郡や流1螂で棚・ら・豆ラン（3）そω他⑫口測プの寿命も．爽榊ご挙≡≒く，郷鐵隼闘に1≡幸度切れただ夜天光鰯測室では，大気光鰯測以外にも，種々けである・な湘申肋獺鞠・が士…1の観測を行なった．その主なものを，藺単に述べ％，カAが土O．1％戯下である．

ておく．

大気光蘭測波奨憾鮭に，5300A〜鯛OOAの鰯囲であり，璃鐵雌の災ベクトルは太陽択ペクトルと同じであ嶺．したカ蜘て。騨光源絶少くとも可視域内で憾，測定⑳鋳に獺鰯⑳瑠幅慶を一定に

8）

竈口北中心8⑳口測1977〜83年に，貴遼光の太鰯口角9ぴ以上の部分の中心練の観測を行なった．比破愛北盤をつけた
粛遭償の極軸を時禽0hに圃定し，赤々軸笹蘭助的便利である．そのため・この源準光源は豆ランプに往復国幅させて，子午撤に沿って爽頂臓讐±鮒の範囲を禰天鰯測し，これと天球の繭属淳軸とのとオパールグラスの閥に亀フィルターを入れて，縄合せにより，糧々の太脇離創こお愉る賞滋光のしたま蒙，どの波撮終も璃獲の幽カ扮辮られると一331＿

田鍋浩義・他
KIS0，

1990．

EXT工NCTION

1．

2フ．

5．

○

口4。
」

3一㌣

4ヨヨ日
2．

…000
5ヨ00
……刀

5彗刀
589ヨ
589ヨ
B300

，．

6ヨOO
0．0

ユ．0

2・0

3・0

4・0

5・0

S・0

7，0

8，0

「z〕

図30標準光源検定のためのカペラの測光．縦軸は測定値の対数（相対値），横軸のF（2）はAirmass．

ピーク位置を求めた．その結果，地球軌道より外

22／23日のこぐま座流星群の著しい出現の記録も側O，5AUくらいまでの惑星間塵は，黄道面に対しある．

なお，全天カメラの写真から求めた各年およぴて傾斜角0．、，昇交点黄経79．℃の平面に沿って分

各月通算の夜間の晴天率を表7に示す．

布していることを見出した．

b）d）地上照度の測定

ハレ■蟹＆の観測

1985〜86年に，I．I．分光器でハレー彗星のコマと薄明時や夜間の地上照度については，年に数回，尾の分光観測，およぴ比較受光器でコマの測光観

交通事故などの捜査資料として，全国の警察署や測を行なった．撮影したスペクトルは，木曽観測所の画像処理システムで解析し，測光観測のデー
タからそれを絶対強度に換算した．結果はInter−nationa1Hal1ey

Watch（IHW）に報告した．

また，LeW・Rudenko彗星（1984t）や，Brad行e1d

彗星（1987s）の観測も試みた．

c）

全天カメ引二よる肥錫

全天カメラの写輿には，星の軌跡のほかに流星，人工衛星，飛行機，蟹などがときどき写っている．

1985年10月8日19時過ぎに，関西から東海地方にかけての上空を，コスモス衛星が火の玉となって落下していったのも記録されている．

全天カメラに写る流星は，およそO等級より明るいものに限られ，いわゆる火球が多い．1977〜90

年までに撮影された約35700コマの写真から，富下は約800個の明るい流星を検出した．この中には，

1980年4月21／22臼のこと座流星群や，1981年12月＿332一

図31全天カメラによる写真．1981年4月7日
02：OO〜03：OO．右下に火球が写っている．

東京天文台における大気光観測

表7
年

硯測時間

木曽の晴天率

晴天時悶

太

晴天率

月

1977

1724

303

17．6％

1

32．7％

1978

1103

291

26．4

31．O

1979

2714

674

24．8

1983

2492

567

22．8

！984

1901

505

26．6

！985

3255

652

20．O

2
3
4
5
6
7
8
9

1986

3119

938

30．1

10

24．0

1987

3303

926

28．0

11

33．9

1988

3306

881

26．7

12

37．2

1989

3333

880

26．4

1990

941

256

27．2

1980

2436

198！
1982

613

25．2

3212

778

24．2

2863

636

22．2

十5

晴天率

凹

高

度

0

（皮）
−10

一・20

10

26．6

l

O，

l

o・

上

26．5
24．1

13．5
麿

7．6

（L一）

10．4

10L2

13．8

1O⊥．

図32地上照度裁判所から問い合せがある．これに答えるために

8．1小笠原（1）経竈は，太陽高度（または僻角）と地上照度の関係を

大気光の現象は，地球上の地磁気緯度によって知る必要がある．日没以後の明るさは，古畑ωが測様相が異なる．われわれは以前から，低緯度地域

定したデータがあるが，嵩地は再度この測定を行の現象に興味をもち，機会があればその観測を行ない，太陽高度十8ほでの地上照度を求めた．図32

なってみたいと考えていた．低緯度地域には，地はその結果で，明るい時問帯は照度計で，暗い時

磁気赤道をはさんで南北12。付近に，I耐ertropical

問帯は光電測光で測定して，両者の曲線をつないarcと呼ばれる6300A輝線の極大域があり，それだものである．

にともなって，興味ある現象が，観測されるからである．

なお，1979年11月（御岳山噴火の直後）には，

低緯度地域の観測は，日本本土（地磁気緯度十

三岳村役場の会議室で，大気光関係のシンポジウ

25漸後）では，もちろんできないが，1968年に小ム「大気光会議」を開催した．これは数年毎に全笠原諸島（父島十1引が返還され，それが可能に一

国各地で開いていたものである．出席者は約30名，なった．そして，大気光以外にも低緯度観測を希会議終了後に夜天光観測室の見学会も行なった．

望する分野が，レ）くつかあったので，小笠原で各種の観測を行なうことについて，宇宙空問研究者

8．その他の大気光観測協議会（通称SPARC）でも話し合われ，その要請

これまで述べてきたように，われわれは，丸山，によって，田鍋と名古屋大学空電研究所の鎌田哲

堂平，木曽で大気光観測事業を行なってきたが，夫が，1969年に海上保安庁水路部の測量船に便乗

その問に短期間ながら，小笠原・父島や，沖縄・して現地調査を行なった〔81〕．

西表島にも出張観測を行なった．また，鹿児島・

一方，われわれは小笠原返還直後から，太陽活

内之浦で宇宙科学研究所のロケットによる大気光

動期国際観測年（1969−71年，IASY）の大気光観観測も，たびたび行なった．

測を，小笠原で行なう計画を立てていたが｛80〕，幸いその予算が認められたので，IASYの最終年度に，小笠原・父島で観測を行なうことができた．

一333一

田鍋浩義・他

図33小笠原・父島の観測地点（2）観測概況と観測器
観測は，1971年10月，！2月と1972年3月の3回，

図34掃天測光器

3人ずつの観測者が，2週問前後出張滞在して行なった．観測者名は，第1回

田鍋，嵩地，三上測光器の出力は，直流増幅器とデイジボル回路を第2回

斎藤文一（新潟大），宮下，三上

通り，紙テープにパンチされる．また，離島であ

第3回

嵩地，宮下，徳家

厚（太陽物理部）

るため故障時のバックアップとして，ペンレコー
ダーも持参し，これにも記録できるようにした．

である．

観測地の父島は，東京から南へ約1000km，船で分光器は，堂平に設置してあったものを持参し2泊3日の航程である．当時は人口約1000人で，たが，現地到着後に器械不調となり，十分なデー

夜間の灯火も非常に少なかった．観測地点は，島

タがとれなかった．

の西北端に近い海抜150mの崖の上で，父島気象観測所の敷地を借用した．ここには，高層気象観
測のゾンデの受信室があり，われわれは，ここの晴れと曇りの移り変りが急なため，観測中は頻繁

最高点付近に観測器を設置し，受信室内に増幅・月は天候に恵まれて，合計8夜の終夜観測と，1O記録装置を置いて観測を行なった．

数夜の短時閻観測ができたが，12月は天候がわる

観測器は，掃天測光器と分光器を持参した．掃小笠原の気象条件は，一般に雲の動きが早く，に空を監視する必要があった．それでも10月と3く，半夜観測が数夜できた程度であった．

天測光器は，小笠原観測で5577A，6300五輝線の

当時は，小笠原の返還後間もないときで，一般

全天強度分布を光電観測するために，新しく設の渡航は制限されており，われわれも出張のたび計・製作したものである｛昔洲．天空からの光は，第に自治省や東京都庁に手続きをして，唯一の渡航

1鏡で反射されて対物レンズ（口径80mm）を通手段である東京都のチャーター船に乗せてもらっり，第2鏡で垂直下方に反射されダイヤフラム，

た．滞在中の宿泊は，父島の村内にある東京都立

ファブリーレンズ，干渉フィルターを経て，光電大学の総合調査室（通称害虫研）を利用させても子増倍管に入射する．視野の直径は3口である．掃天

らった．われわれは，一晩中観測して夜明けに下方式は，第1鏡の動き（高度変換）と光学系全体

山し，暑いので宿舎の窓を開けたまま眠っていたの回転（方位変換）を組合せて行ない，一つの方が，後で聞くと村の人達が「あの遠中は毎日昼寝

位の天頂距離75□の点から，天頂を通って反対方位ばかりしている．小笠原まで何をしに来たのだろの75切点まで・天頂を含めて11点の測定をしたの
ち，方位角を22．㌻変換する．全天の計81点の測定うか」と噂していたそうである．

（3）観測結果

時間は，約16分間で，時計と連動して，30分また

光電観測のデータは，三鷹に持ち帰って処理し，は玉時間毎に掃天をくり返すようになっている．

のちに全数値と全天強度分布図を，大気光世界資＿一334一・・・…一東京天文台における大気光観測

料センターから出版した㈹．

この観測で得られた主な結果は，以下のとおり

なった．ここには，施設利用の研究者のための宿泊設備や食堂もあり，また観測は屋上で行なうので，毒蛇ハプの心配もなく，好適の場所であった．

である㈱・92鮒．

a）5577A輝線の平均強度は，日本本土の値より

この観測は，にせ黄道光が第1目的であったが，小さく，6300A輝線の平均強度は，日本本土

たまたま低緯度大気光の輿味ある現象も検出するの値より大きい．

ことができた．

b）6300A輝線の全天強度分布では，一般に南の（2）齪測概況と観測器
観測は，天球上で銀河とにせ黄道光が重ならな

地平線付近に極大部分がある．これはInter−tropicalarCの1部が見えているのであろう．

い時期をえらび，1978年9月，1979年3月，10月，

1I月の4回，それぞれ2週問前後出張して行なっ

c）その6300A輝線の橦大部分の方位は，南→夜中に西寄り→南→さらに急激な西寄り，の順
で1夜変化を示し，真夜中に西寄りになった

た．観測者名はつぎのとおりである．

第1回

田鍋，宮下

第2回田鍋，嵩地，宮下，山口（達）

ときに，天頂との相対強度が最大となる．

（堂平観測所）第3回
8．2

繭黎（いりおもて）

田鍋，嵩地，宮下

第4回困鍋，宮下（1）経樽

また，4回とも同期問に，琉球大学の平良賢剛，

1976−79年に，国際磁気圏観測（IMS）という国

新垣秀雄，弘前大学の奥田光直が，同じ場所で大際協力事業が行われた．われわれは，この期間に，気光観測を行なった．

沖縄で「にせ黄道光」の観測を行なうことを計画にせ黄遣光（False

東京から西表島に行くには，羽田から那覇に飛び，さらにローカル線の飛行機で石垣島まで行く．

した㈱・09・10ヨ・1刷．

zodiacal1ight）は，夕方の石垣島から西表島へは，船で約1時間であるが，東空や，明け方の西空，つまり明るい黄適光とは海が荒れたときは，足留めされることもあった．

反対側に時々見える，黄遭光類似の発光現象であ

西表島は，沖縄県では本島についで，2番目に大る．これは1940年代後半にソ連の観測者達が発見

きい島であるが，一周道路はなく，人跡来踏の場

したが，古い文献を調べてみると，前世紀の初め所もあるという自然に恵まれた島である．したがごろから，何人かの人がそれに気付いた記録があって，人工灯火も非常に少なく，たまに港に入るる、しかし，これまでにまだ，本格的にこれを観船の灯が気になる程度であった．

測した人はなく，発光原因も不明のままであった．

われわれが持参した観測器は，I．I．付分光器と魚われわれが，この観測を計繭したのは，1971年

眼カメラで，第2固観測からは，補助的観測とし

ユO月に，小笠原・父島で大気光の観測を行なっているときに，夜明けの西空にこの現象を肉眼で見たのが，直接の動機である．沖縄をえらんだ理由は，にせ黄遭光が見えた例が低緯度に比較的多い

こと，日本本土では市街光に妨げられて，地平線

付近の淡い光の観測は不可能に近いこと，小笠原
より交通が便利なこと，などである．そして，IMSの大気光観測も，琉球大学と弘前大学が，同じ場所で行なうことになった．

実際の観測場所は，沖縄本島は市街光が多いので，八重山諸島とし，1974年に囲鍋が波照間島を，

また斎藤が西表島を現地調査した緒果，西表島の琉球大学熱帯農学研究施設の屋上を借りることに＿335

図35西表の観測器．手箭がI．I．付分光器，右奥が比較受光器．

田鍋浩義・他

田鍋は，古い観測記録が肉眼観測であることかて，比較受光器も持って行った．
I．I．付分光器と比較受光器については，木曽の項

ら，人間の眼の輝度差識別曲線などを考慮して考で説明したが，この分光器は対物レンズに市販の察した結果，にせ黄道光は，その部分の大気光強カメラ用レンズを使用しており，魚眼レンズから度分布が，周囲に比べて強くなっている場合に，望遠レンズまで，目的に応じて交換して，空の広そこにある淡い黄道光成分が，肉眼では浮き上っい範囲のスペクトルが撮影できるようになっていて見えるものである，という結論に達した．

b）大気光

る．

観測は，I．I．付分光器に魚眼カメラを平行に取り

西表で行なった大気光の光電観測で，6300A輝

つけ，前半夜は東空，後半夜は西空の天頂距離70。

線の強度分布の中に，日本本土のような中緯度での方向に向けて，魚眼カメラで空の写真を撮影すは現われない，狭く深い谷を観測した｛114）．

るとともに，分光器でその中心部分の空のスペク

この谷が観測されたのは，1979年3月30／31日とトルを撮った．分光器のスリットは水平方向にし，

31／1日の2晩で，両夜とも快晴であった．図36は，長さは41．。5に相当する．分光器と魚眼カメラの露天頂距離70℃小円に沿って，東天を掃天観測した

出時間は，いつも同じにして，5分から30分の種々

記録紙の2例である．一般的な強度分布は，北天の露出で撮影した．

より南天が明るくなっているが，南天に矢印で示

第2回目の観測からは，比較受光器による光電観測もつけ加えた．比較受光器を天頂距離70。に固した狭く深い谷が見えていることに嵩地が気付いた．谷の半値巾は5む〜10程度で，深さは時間的に定し，ターンテーブルに載せて，分光器と魚眼カ変化し，同時に複数個現われることもあった．そメラが狙っている位置を中心として，水平方向

して，谷の方位角が40．／hの角速度で東方に移動に±120℃範囲の大気光輝線5577Aと6300Aの強していた．

度分布を，反復掃査した．同じ場所で，琉球大やわれわれの観測は，天頂距離70ザけの掃天であ弘前大が大気光観測を行なっていたが，これは全ったから，琉球大と弘前大の全天掃天観測のデー

天掃天であるため，われわれが狙っている方向をタを提供してもらって，全天分布図を描いたもの

常に観測しているとは限らないからである．

が，図37である．この図を見ると，谷は空を横ぎ

気象条件は，第1回と第2回は非常に良く，にせ黄道光が肉娘でも見え，魚眼写真にも写っていって長く南北に伸びており，時問的に全体としてる．しかし，第3回は曇りの日が多く，第4回は連日のように雨が続き，十分な観測はできなかった．結局，4回の観測で得られたスペクトルと魚を300kmと仮定すれば，その移動速度は約100m／
Sである．

この現象は，1977年に南半球では観測されている．また，1960年代にハワイで観測された6300A

眼写真は，それぞれ合計52枚であった．

これらの写真は，三鷹のマイクロホトメーター

輝線のA1igned型分布も，あるいは同じ現象なのかも知れない．そしてこの現象は，スプレッドFなどで処理した．

（3）饒測結果a）

東方に移動していることがわかる．発光層の高さと呼ばれる電離層F層の電子密度のゆらぎに関にせ賞む光係があると考えられている．

にせ黄道光が肉眼でも見え，魚眼写真にも写っ

さらにわれわれの観測では，5577A輝線の分布ているときの，スペクトル写真には，大気光スペにも，同じ位置に浅いながら同様な谷が現われて，クトル以外のものは写っていない．また，魚眼写

同じ動きをしている．5577A輝線の大部分は，高真の濃度を測定して求めた空の輝度分布は，そのさ100km付近の発光層から放射されるが，1部は場所の星野光成分（既知）と責道光成分（既知）250km以上の6300A輝線と同じ発光層から出ての明るさと，同時観測で得た大気光成分を，重ねいる．したがって，5577Aの分布に現われた谷は，合せたモデルと非常によく合っている．したがっ6300Aと同じ発光層から出る5577A輝線によるもて，にせ黄道光は，特別な光源によるものではなのと考えられるから，両者の谷の深さの比から，

い，と考えられる｛川〕．

その発光比が求まる．われわれの観測から求めた
一336＿

東京天文台における大気光観測

6300Aと5577A輝線の平均の発光比は3：1とな

3b(

った．

1

＞

ヒ

J

ω

Z
←
Z

̲bL

‑

8．3

I

l」」

回ケット

1957−58年の国際地球観測年を契機として，日本‑L

L

でもロケットによる科学観測が始まった．

LL1ロケットによる観測事業の主体は，初期は東京

≧

旨

r

大学生産技術研究所であったが，1964年に東京大

一

‑1

2( h

圧

' r

8

f

h' t

l

学研究所の移った．また，ロケットの打上げは，

htl'* li '? ‑, f .̲,1̲ , ̲ ! J ,̲̲

初期には秋田県道川海岸の秋田ロケット実験場で

4 l ‑‑

180
N行なわれたが，1962年以降は，鹿児島県内之浦の
0oo

270
E

学宇宙航空研究所に移り，さらに1981年に宇宙科

鹿児島宇宙空問観測所で行なわれている．

S

AZlMUTH

このように，観測ロケットが打上がるようにな

6300A輝線を天頂距離70℃小円に沿って掃査した記録紙の2例．右端の矢印が狭い谷．

図36ったので，われわれも1961年以来ロケットを利用して，大気光を含む夜天光の，種々の観測を行なってきた．表8は，われわれが行なったロケット

観測のうちの，大気光関係のものである．この表でもわかるように，われわれの大気光観測は，1960
庸

年代のものと1980年代のものに分かれている．前者は，主として大気光各輝線の発光層の高さを実

W！
1

・E

＾

叩

■

j

■

一
一ポ

測したものであり，後者は，酸素族大気光の総合的観測を主眼としたものである．

（1）1960年代の観測

I

22＝18

22＝ヨ9

われわれが，初めて大気光観測を行なったロケ
ットは，K−8−5，K−8−6，K−8−9号機で，いずれも

秋田ロケット実験場から，1961年に打上げられた．

㌻
碁

K−8型ロケットは，到達高度が200km以下であったため，大気光輝線のうちで，発光層高度が100km付近と考えられている酸素原子5577Aとナトリウム原子のD線5890−96Aの高度の実測を目的

U・

W．二

とした．
一、祇

3機のロケットのうち，K−8−5号機は，大気光観測器を載せてはいたものの，主目的は飛翔実験で，
22．59

23＝21

図376300A輝線の狭い谷の全天分布図．1979年3月
31日／4月1日．南北に伸びた谷が，時問的に東に移動している．

昼間に打上げられ，これで観測器の作動テストを行なった．つぎのK−8−6号機は，実際の観測のために夜間に発射されたが，上空に行ってロケットの胴体から横方向に突き出す採光筒が，うまく突出せずデータをとるに至らなかった．観測に成功したのはK−8−9号機である．これによって，5577A輝線，ナトリウムD線の発光層の高さが，それぞれ98km（層厚〜7km），94km（層厚〜3km）という結果を得た舳o・43・48・54・59・65）（図39）．

一337一

田鍋浩義・他
表8
打上げ
年月日

ロケット名

大気光観測ロケット

観

測

目

燐

的

196！．3．27

K−8−5

飛翔実験

4．18

K−8−6

5577A，NaD発光層

考

観測器不調

高度測定
1O．30

K−8−g

5577A，NaD発光層
高度測定

K−8L−7

Na雲による風の測定
Na雲による風の測定
Na雲による風の測定

K−9M−86300A発光層高度測定

1963．12．12

K−8L−2

1964．7．26

K−8L−5

11．2
1965．3．25

7．16
1966．3．20

8．10
12．10

1969．1．19

9．6

K−8−12

Na雲による風の測定

K−9M一ユ5

6300五発光層萬度渕定K−9M−19 6300A発光層高度測定
K…1O…2大気光連続光の観測

K−9M−24 6300A発光層萬度測定
K−1O−5

赤外大気光の観測

打上げ後ロケット散障1990．9．4

K−9M−71 酸素族大気光の観測

1981．8．24

酸素族大気光の観測
K−9M−76 磁気共役点効巣の観測
S−310−17酸素族大気光の観測

1983，1．15

1986．9．6

S−310−1O

大気光の発光層の高さを求める方法は，ロケッ

300kmを超えるようになった．そこでわれわれ

トで発光層の下方から上向きに大気光輝線の視線は，酸素原子の6300A輝線の発光層の高さを測定に沿った積分強度を測定していくのである．ロケすることにし，1965年にK−9M−8．1966年にK−9ットが発光層に突入すると，輝線強度が下りはじ

M−15とK−9M一ユ9．1969年にはK−9M−24号機をめ，層を突き抜けたところで，強度がゼロに近く用いて，その観測を行なった．その結果，6300A

なる．そして，ロケットの高度と輝線強度をあら

輝線の発光層の厚さは100km近くにおよび，発光

わす曲線を，高さについて微分することによって，層中の最大強度の高さは，測定毎に270〜290kmの間で変動していることがわかった．図41は測定

発光層のプロファイルが求まる．
1962年からは，ロケット発射場が内之浦に移り，

緒果の例である帥帆6昌川2・7呂川．

ロケットもK−9M型が開発されて，到達高度が

沌g0

強図38K−8型ロケットに初めて搭載した大気光観測度㎜

図395577A輝線およびナトリウムD線の発光層．

器と古畑．

放射強度の高度分布である．
＿＿一．338…一一…

東京天文台における大気光観測
350

＼．

㎜

＼
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図40S−310−10号機に搭載した大気光5577A輝線観測器

I−Mor．25，r965
一一一Mor20．「96612pholo［ヨ九㎡盲目仁

図41K−9M−8，15号機で観測した6300A輝線の発光
層．放射強度の高度分布である．

］方，古畑，斎藤と嵩地（当時は天文時部）は，

東大教養学部の中村純二，消防研究所の秋田一雄

K−9M−71号機は，発射後34秒でロケットが散障とともに，1963年から1965年にかけて，K−8L−2，

し，全くデータがとれなかった．しかし，第2回

K−8L−5，K−8L−7，K−8−2号機を用いて，高度の1981年のS−310−1O号機と，第3回の1983年のS

100〜150km付近の風の観測を行なった㈱5捌．

−310−17号機では，いずれも良いデータを得ること

これは，上層大気にまだ太陽光が当っている薄暮ができ，その結果から酸素族大気光の発光過程を，のときに，ロケットからナトリウムガスを噴射さ

詳しく議論することができた〔117・閉・W・閉〕．

せ，太陽光の共鳴散乱で光るナトリウム雲の動き

1983年のK−9M−76号機はom）・北半球の冬期のを，地上の3点から刻々写真観測して，風速，風

夜明け前に，南半球の日の出によって上層大気中向を求めるもので，一種の人工大気光の観測でもに生じた光電子が，磁力線に沿って，北半球の地あった㈹・7蓼〕．

磁気共役点に流入して生起する各種の現象を，総また，古畑は東京教育大学の中村正年とともに，合的に観測するロケットであった．われわれと弘K−1O−5号機で近赤外大気光の観測を行ない，発光前大学の奥田光直は，このロケットで，6300A輝層高度を88kmと求めた．

線の約35Rの増光現象を観測した．また，同時に（2）19㏄牟代の靱測行なった地上観測から，この日の明方増光は午前

1980年代のわれわれの観測の特徴は，他の大気

5時9分に始まり，ロケット観測は共役点光電子

光観測グループと協同して，酸素族大気光（O，O。，

効果の最大時期をとらえたことがわかっ0H）の各種放射を，1つのロケットで同時観測した｛1岬別・121，．

て，発光の反応過程の総合的かつ量的な解明を目

このように・ロケットで夜天光などの光学観測的としたことであるu12）．協同したグループは，わを行なう場合，飛翔中に観測器の望遠鏡が，いっ，れわれのほかに，東京大学地球物理研究施設，筑どこを向いていたかを精度よく知る必要がある．

波大学，立教大学，横浜国立大学である．各グル

そのためわれわれは，スターセンサーを開発し，ープは，それぞれ波長域を分損して受けもち，わ1971年に黄道光の観測を行なったK−10−7号機以れわれは，5577A輝線の観測器と，後述のスター

来，各ロケットにこれを用いている㈹7肌肺・116〕．ス

センサーを受けもった．

ターセンサーは，望遠鏡の光軸をロケット軸からこの観測は3回行なったが，第1回の1980年の2ぴ傾けて固定した小型光電測光器である．夜天光一339一

田鍋浩義・他の観測は，広範囲の空を掃天するために，ロケッ

m〔V〕

トの姿勢制御は行わず，ロケットはスピンによっ1
2て姿勢の安定を保つが，上空では通常，スピンとともにプレセッションも行なう．ロケットのこのN運動によって，スターセンサーは天球上のある範

11

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囲をスキャンし，望遠鏡の視野につぎつぎに入ってくる星によって，パルス状の信号が出る．この
信号データと，地磁気センサーのデータを使って，

10

スピンの周期，プレセッションの周期と角半径を

図42

正確に求め，星を同定することによって，ロケッ

v

Vir

3．4

K−9M−76号機のスターセンサーの解析結果．

トの刻々の姿勢を決定する．

1980年夏から，ロケット観測のデータは，従来のペンレコーダー記録紙に代って1msec毎のデ9．大釘光世界竈料センター

ィジタルデータが磁気テープで観測者に提供され9．1沿

るようになり，計算機での解析が可能になった．

1957−58年の国際地球観測年（IGY）の実施にあ草

そして，その後の解析方法やソフトウェアの改良

たり，観測資料の流通・利用を円滑にするため，によって，塔載望遠鏡の刻々の視線方向をO．。1の国際学術運合（Intemationa1Council

精度できめることができた．1例として，図42に

Uni㎝s一略称ICUS）の国際地球観測年特別委員

ofScienti丘c

K−9M−76号機のスターセンサーの解析結果を示会（ICUSSpecia1CommitteefortheIGY一略す（116・1221124｝．

称CSAGI）によって，世界資料センター（Wor1d

DataCenter一略称WDC）網を作ることが提案さ
宇宙科学研究所に，ロケットの観測申込みをしれた．

て採択されると，設計会議が開かれて，相乗りのWDCは，A，B，Cの3つに分けられ，AとB

観測器がロケットの頭胴部に全部うまく収まるよは全観測分野のデータを取り扱うもので，WDC−

うに，設計調整が行なわれる．その結果にしたがAはアメリカ，WDC−Bはソ連に設置された．

って，観測者は各自の観測器を製作し，衝撃試験，

WDC−Cは，さらにC！とC2に分かれ，C1はヨー振動試験，真空試験などを経た後，］本のロケッ

ロッパ，C2は日本に置かれて，個々の分野別のデトに組立てられて打上げとなる．夜天光の観測器

ータを取り扱うことになった．当初日本におかれの場合は，この間に実際に空や星を測定して，感たWDC−C2は，地磁気（京都大学），大気光（東京

度調整や絶対値検定を行なうが，これについては，

天文台），電離層（当時の電波研究所），宇宙線（理神谷や木曽の項で述べたとおりである．

化学研究所），大気放射能（気象庁）である．また後年になって，オーロラ（極地研究所），太陽電波

なお，宇宙科学研究所の大気球を用いた夜天光の観測も，1966〜76年の期問に，大洋村実験場で（当時の空電研究所），宇宙科学（当時の宇宙航空研究所）のWDC−C2も新設された．

こうして1957年に東京天文台に設置された大気1回（B。一1），原町実験場で3回（Bl−20，B。一7，
B。一17），三陸大気球観測所で4回（B。一43，B。一58，

光世界資料センター（Wor1d

B。一65，B。一73）行なっているが，そのうちで大気Airg1ow）は，古畑が責任者となり，測光部でその光の観測は，B。一7の1回だけである（66・78〕．しかし，業務を行なうことになった．業務の内容は，国際こ0）8回の観測は，初期のものは方向制御が十分的な取りきめによって，でなかったし，その後は不運にも，気球が故障し（1）アジア・オーストラリア地域の大気光観測

C㎝terC2for

データを収集・整理・保管し，他のWDCとたり，データにノイズが入ったり，回収ができな

かったり，ということが続き，残念ながら精度のよいデータをとることができなかった．

Dataの交換を行なう．

（2）国内および国外の研究者の要請に応じて，＿340一

東京天文台における大気光観測

保管しているデータを提供する

業務は今までどおり，大気光関係は測光部，太陽ことなどである．さらにわれわれのWDC独自の

光関係は太陽物理部が，それぞれ担当することに業務として，

なった．この施設は，国立天文台に移行後も存続（3）収集したデータをチェックして，必要があしており，施設長は年代順に守山史生，田鍋浩義，れば，比較検定や補正値を算出して，各観測

日江井栄二郎，平山

所問の精度の均質化に努め，至っている．また1984年には，嵩地が測光部から（4）時に応じて，収集したデータの基礎的な解淳と引き継がれて，現在にこのセンターに，配置換えになった．

析を行ない，

なお，大気光WDCは，こうして1978年以降は，（5）大気光分野の国際的・国内的な情報の交換
や伝達，文献コピーの供給，

太陽活動世界資料センターの1部となったが，国なども行なった（mω．なお，初期の国内データは，

際的には，これまで同様にWDC−C2forAirg1ow
として，活動を続けている．大気光WDCの責任

われわれのWDCに集められた上で，日本学術会者は，古畑から1973年に田鍋が受け継ぎ，1991年

議から出版された（22・23・2臥29洲2・33134・41・42・46・52

からは安藤裕康となった．実際の業務は，IGYの62・69〕．

このWDC網は，国際地球観測年終了後も，半永久的に継続されることになり，その後のIGC，

頃は飛田，ついで八百が行なったが，1972年以降
は，田中が現在に至るまで担当している．

IQSY，IASY，MONSEEなどの国際協同観測事
業でも，その役割りを果し，現在もその業務を続けてレ）る．またその間に，ICSU内でのWDCを統9．2データの保管と活助状況
大気光世界資料センターには，1957年の国際地括する機関も，最初のCSAGIから，1960年に国際球観測年の開始以来，国内，国外の観測所や，他

地球物理委員会（ComiteのWDCから送られて来た，すべての大気光デー

Intemati㎝al

de

Geo−

physique一略称CIG）となり，さらに1967年にタが保管されている．これらは，いずれも紙に印

WDC委員会（ICSU

刷された，表またはグラフの形式である．

Panel㎝WDCs）となり現在に至っている．

主なものは，5577Aと6300Aの酸素輝線と5890

各国のWDCは，その設立当初から，それぞれ−96Aのナトリウム輝線の光電観測や分光観測かの当事国の費用で運営されてきた．そして，日本ら得られた毎時0分の絶対強度（単位：の各WDCは，その時々の国際協同観測事業の特Ray1eigh）のデータで，天頂観測のものも，全天別事業費等で運営されており，そのため約20年間観測のものもある．またOH帯や5300A背景光の毎年概算要求書を書かなければならなかった．こ

データもある．われわれが，丸山以来行なった観

うするうちに，1978年に至り，文部省所轄機関の測データも，全部保管してあり，とくに木曽の観WDCが全部，それぞれの所属機関の附属施設に

測は，各輝線の毎分毎のデータが，絶対値の表となったので，それ以後は運営費の財源的基盤が安グラフの形で保管され，必要に応じて，いつでも定した．

取り出せるようになっている．

東京天文台では，これより先，1969年のIASY

保管されているデータの発送元の観測所の数のときに，日本学術会議国際地球観測特別委員会

は，国内国外合せて約40カ所であるが，そのうち，STP（So1arTerrestria1Physicsの略）部会の勧告をうけ，太陽光国内資料センター（Nati㎝a1
Data Center一略してNDC）が設置され，太陽物理部がその業務を行なっていた．そこで，1978年

比較的長期問にわたって，連続したデータがあるのは，以下の観測所である．

に全国のWDCが附属施設となったときに，大気
光のWDCと，太陽光のNDCを統合して，「太陽東京天文台

1957年〜1990年

新潟大学

1957年〜1991年（現在も継続中）

HauteProvence（フランス）1960〜1976年

活動世界資料解析センター」が，東京天文台の附

Mtl

Abu（インド）

1964〜1974年

属施設として発足した．しかし，この施設の内容

Ha1eakala（ハワイ）

1961〜1969年

は上記のように2つに分かれているので，実際の保管全データのカタログは，1977年に田中の努

一341一

田鍋浩義・他
力により出版したが｛106〕，その後は人手不足のた

めてデータの請求をうけることは，比較的少ないめ，出版できないでいる．

が，それでも時どき，保管している過去のデータ

また，国内の観測所からの毎月のデータをとりまとめ，隔月に開かれるSTP関係研究者の集会について，問い合せや請求があり，時には数100枚のデータを複写して送付することがある．

である太陽地球環境専門委員会（通称STEC）で，

なお，大気光観測事業とWDCは，同じ国際協

1967年までは中村が，その後1986年までは嵩地（84・8794

中｛13195・97・

05107）が報告していたが，現在は田力事業から生まれたものであるが，その国際組織

132）が受け継いでこれを行なっている．さらは，全く別系統である．われわれは，たまたま東にこれらの国内データ（毎時O分値）を，1年分

京天文台測光部で，両方の業務を行なっていたのまとめて編集し，「Airg1ow

で，しばしば両者を混同して，1体のものと考え

Data

in

JapanJとして毎年定期的に出版し，世界のWDCや関連の研られたりしたこともあるが，外国のWDCでは，究所・研究者に配布している．

データの収集・保管・交換の業務だけを行なって，他の刊行物としては，収集したデータの基礎的観測はしていない所もある．われわれの場合も，な解析結果や，特定の観測のデータ集などを，不正確にいえば，測光部の大気光観測事業で得られ定期に出版している（83・98〕．最近では，1979〜1988年

たデータを，同じ測光部内のWDCに送付して，の期問の木曽での大気光観測の全データ（毎分値）

保管・交換を行なっていたのである．

したがって，今回，大気光観測事業の方は終了のグラフ集3冊を出版した｛125・129・130）．

このように，毎年収集したデータは定期的に，また特定のデータ集は不定期的に出版して，各国の多くの関運研究者に配布しているので，あらたさせたが，WDC−C2forAirg1owの方は，今まで通り，現在も業務を継続している．

10．おわりにわれわれが，国際地球観測年で大気光観測事業

fO［

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．，

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1

の守備範囲であった．これは，第2章の大気光のjt坐L．些⊥し＿＿⊥｛岬畠＿l1一at UT 9

説明でも述べたように，大気光の存在は天文学者

丘坐ゆ．・・1し川、、．、

によって最初に気付かれ，天文観測の邪魔物とし纈■⊥＾b雪olu1喧

JST 18を始めた頃は，大気光の研究はまだまだ天文学者

20

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て，天文学者によって研究されて来たという，歴Ra｝lo岨h害

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史的経過によるものである．

19B9

そのため，国際天文学連合（IAU）の夜天光を

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? 1 1) :取り扱うCommission21でも，1958年に設立

65（1938年からSub−commissionになっていた）されIsO

l+*5 , 155

O

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て以後，1973年頃までは，大気光は1つの大きなl05

研究テーマであった．

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160 *

Iti5 iB5 ,しかし，国際地球観測年を契機として，地球物

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なってきた．大気光は，地球上層大気の物理状態

ho 1 55 :8O : '

について，種々の情報をもたらすものとして，研

7 O :

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究され始めたのである．そして，地球物理学者に

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とって，それまでは比較的不馴れであった光学観[ i f

測も，各地で行われるようになった．こうして，
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m舶；u爬m帥帖w11h岬｝目■u直大気光研究の重点は，天文学の分野から地球物理

10mlnu・朗

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図43大気光WDC−C2から毎年定期的に出版されているAirg1ow

Data

in

学の分野へと，しだいに移っていった．

こうした情勢にともない，IAUのCommission

Japanの1頁．

＿342一

東京天文台における大気光観測

21でも，夜天光の成分光のうちの大気光は，原則と，得られた全天強度分布も，正確には同一時刻として天文観測に関係のあるものだけを取り扱のものとはいえない．また，空の測定点の間に，い，詳しい物理的解釈などは，地球物理学の学会

どうしても隙間ができてしまう．その点，上記のに任せる，という申し合せを，1976年のグルノー撮像装置で，全天を一挙に撮像できれば，本当にブル総会のときに行なった．

同一時刻のしかも隙間のない分布図が得られる．

われわれが，今回，大気光観測事業を終了させ

とくに，われわれが沖縄の西表島で観測したようたのは，筆者のうちの嵩地が1986年に，また田鍋

な，6300A輝線の狭い谷の全天分布などは，全天が1989年に停年退職したためでもあるが，上記の撮像で観測すれば，もっと詳しい構造などが，わように，大気光の研究が地球物理分野に移っていかるであろう．

大気光観測は近い将来，これまでの光電観測にったことも，われわれにとって，1つの理由でも替って，撮像観測が主流になるであろうと思ってあった．

しかし，夜天光の他の成分光，つまり黄道光やいる．

銀河散乱光等々の観測はもとより，一般の天文観測でも，地上から観測を行なう限り，大気光の影

本稿を，日本の大気光観測のパイオニアであり，

響はどうしても避けることはできない．そのためわれわれの良きリーダーであった，故古畑正秋元

には，どこかで誰かが常時，大気光現象の監視を

東京天文台長に棒げる．

行なっていることは，望ましいことである．

われわれが，木曽の夜天光観測室で使用してい

東京／国立天文台

た大気光の観測器は，まだ健在で当分の間は使用

大釘光閃係文献リストに耐えうる．そして幸いにも，われわれが観測をやめた後，新潟大学が引き継いで，木曽で同じ観

1）

2）

きるだけ永く，観測を続けてほしいと思っている．
3）

4）

とも，この間には光電子増倍管も種々の改良が行

Huruhata，M。：1948，Polarization
Light

arid

the

ZodiacalofStudies

of

the

Sky

StudiesoftheLight（m）Rφ．1o〃o功ん、Rθ∫．ノφ伽，6，31．
7）あることには変りはなかった．

Huruhata，M．：1953，PhotoelectricSky

StudiesoftheLight，λ〃〃、τo伽oλ∫欣0虹，2〃6sε伽s，3，165．
8）子が開発されて，実用化されてきた．これに魚眼

古畑正秋，中村強，田鍋浩義：1953，夜光の新光

電測光装置，東京天文台報，10，230．
9）も，すでにいくつかの研究機関で始められている．

Huruhata，M、，Tanabe，H．and Nakamura，T．：
1955，Photoelectric Studies of the Night Sky
Light（IV），R功．1o〃o功乃Rθ∫．ノ4カα〃，9，136．

1O）

光器の望遠鏡をあちこちに向けなければならない

Huruhata，M．，Tanabe，H．and

Nakamura，T．：

1955，PhotoelectricNight−airglow，in

Study

of

the

ので，全天を1回掃査し終るまでに，時間がかかT加〃昭1o〃α〃肋θλ〃o所αθ（Pergamonってしまう．とくに大気光のように，時間的に変

P．20．

一343＿

Night

Light（II），Rφ．1o物o功ゐ．R8s．ノφα〃，4，Huruhata，M．：1952，Photoelectric

Night化するものは，空の部分によって測定時刻が違う

theLight，γio妙oλ∫炊

Humhata，M、：1950，Photoe1ectricNight

われたので，新しい観測器を作る毎に，目的に応光電観測では，例えば全天を掃天する場合，測

the

137．
6）

レンズをつけて，大気光の全天観測を行なう試み

of

古畑正秋：1947，夜光の光電観測，電離層特別委員会研究論文集，第1輯，p，33．

NightSkyって，30数年間，大気光観測を続けてきた．もっところが最近では，非常に良い撮像管や撮像素StudyB〃〃．，2〃682〃θ∫，10．
5）

新の光検出器であったので，われわれはこれを使じて新しい光電子増倍管を使ったが，光電測光で

Huruhata，M．：1947，Photoelectric

Skyて光電子増倍管が，一応手に入り出した時期であった．当時は，これが感度も精度も最も良い，最Observations

Twi1ight，ノφ舳∫AsかGωφ伽s．21，191．

NightSkyLight（I），R功．1o〃oψ〃．R鮒ノφ伽，1．

光観測器について，感想を述べておこう．われわ
れが，大気光観測事業を始めた頃は，検出器とし

Huruhata，M．：1947，Photo−e1ectricof

測器を使って，観測を行なっている．願わくばで最後に，われわれの観測経験から，今後の大気衣天光グループ

11）

Press），

古畑正秋：1956，極光および夜光の観測，科学，26，

EEl

･f :
International Geophysical Year, No. 3 (National

643.

12) Huruhata, M., Nakamura, T, and Tanabe, H. :1957, Scanning Photoelectric Photometer andMethod of Observation of Night Airglow for theCommittee for the IGY, Science Council ofJapan), 1959.
30)

International Geophysical Year, Tokyo Astr.

Supplement to the Isophote Maps of Nl ht
Airglow (National Committee for the IGY,

Bull.. 2nd series, 94.

13) Huruhata. M. and Tohmatsu, T.: 1957, The
Transfer Problem of Nightglow and Its Applica‑
tions to photoelectric Photometry. Rep. Ionos'ph.

Sclence Council of Japan) , 1959.
31)

Res. Japan, Il, Il.

14) Huruhata, M. and Nakamura, J. : 1957, Airglow: I ll

i j

:

7

r=

Airglow Intensity obtained with Patrol Spectro‑
graph during the International Geophysical Year

1957/58 and the International Geophysicali+10);f ‑! U.

Cooperation 1959 (National Committee for the

FI . 50, lO.
H lj;

;.

IGC, Science Council of Japan), 1960.

Airglow, J. G'eophys. Res., 62, 487.

18)

;J

Period) during the International GeophysicalCooperation 1959 (National Committee for the
34)

U

)

Isophote Maps of Night Airglow (for the Selected16) Nakamura. J.: 1957. Latitude Effect of Night: 1957. I P. *), p. 398.

33)15) Tanabe, H, and Tohmatsu, T. : 1957, On the
Latitude Effect of Airglow Intensity, Rep.

17) 7 f' fllii

f Eli : 1959,( C

Aurora and Airglow, Japanese Contribution to the
IGY 1957158, 2, 44, 1960.

Japan, 11, 35.

Ionosph. Res. Japan, 11, 145.

FFl

32)

Observatrons on board the "Soya", JapaneseExpedition Ship to Antarctic, Rep. Ionosph. Res.

Absolute Intensity of Night Airglow (5577A)
during the International Geophysical Year‑

IGC, Science Council of Japan) , 1960.
(tt:1 : 1957.

I

1

}

35)

Nakamura, T.: 1960, Latitude Dependency ofAirglow Emissions, Antarctic Record, No. 11, 237.

: Cfa , 50, 69.

19) 7{ ,IIE36): 1957, 3 R 2

L:} )f‑ l ,:fS :, 50, 84.

Nakamura, T. : 1961, Latitude Effect of Oxygen
Red Line of Night Airglow and its Relatlon with

Ionospheric F‑layer, Rep. Ionosph. Space Res.

̲vO) Huruhata. M. i 1958. Aurora and Airg]ow Obser‑
vation on February 11, 1958, Rep. Ionosph. Res.

Japan. 15. 245.
,,,7)

rPf t

: 1961.

i

4 '‑J ec 5jx l:Japan, 12, 40.

21) Nakamura, J. : 1958, Latitude Effect of Night
Airglow, Rep. Ioleosph. Res. Japan. 12. 419.

p. 14.

38)

22) Aurora and Airglow, Japanese Contribution to the
IGY 190'7158, 1, 28. 1958.

23) I.sophote Maps of Night Airglow during theInternational Geophysical Year, No. I (National

12, 14.

Japan), 1958.

111);f‑TII: 1 ,Flt,‑II: : 1958,: ffJli

5}

:

lj

f !

i 4 37 =, ( : l ), p. 125.

Japan), 1959.

f

t

(

:

Aurora and Airglow, Japanese Contribution to the
IGY and IGC, 4, 33, 1962.

42)

Absolute Intensity of 5577A [Ol] Emission at
Syowa Station during the IGC. 1959 (National
Committee for IGC, Science Counci] of Japan),Tech. Sci.. Tokyo, p. 459.

1962.
43)

r

44)

l , 55, 28.
EEl
i 1962 / L/7 17)llE k : 1962.

:' ir 'y h e J;

)

! [J

t ) i: lJ.

f.

C. 55, 217.

International (;eophysical Year. No. 2 (National

Committee for the IGY, Science Council of

i i, it i

41)

Ionosph. Space Res. Japan. 13, 290.

28) Isophote Maps of Night Airglow during the: 1j; f) , 13, 123.

Huruhata, M., Nakamura, T., Nakamura, J andNakamura, M. : 1962, A Rocket Observation ofNight Airglow, Proc. 4th hetern. S̲ymp. Space

Janos,ph. Space )?es. Japa;e, 13, 283.

27) Tanabe, H, and Tohmatsu, T. : 1959, Observationof Day Airglo.w during the Solar Eclipse, Rep.

fj,2!

40)

26) Huruhata, M. Nakamura, T., Tanabe, H, andTohmatsu, T. : 1959, Oxygen Red Line in theNight Airglow and lonospheric F2 Region, Rep.

IIE ( : 1961,j

1 . 51, 68.

?̲5) rf

39)

Committee for the JGY, Science Council of24) T f Blli ( : 1958, 2

Nakamura, T. : 1961, Photoelectric Observationsof the Night Airglow Emissions (5577A, 5893A,
6300A and OH Infrared), Antarctic Record. No.

45)

Huruhata, M. and Nakamura, T. : 1963, Stabilityof Fluorescent Standard Light, Tokyo Astr. Bull..

29) Isophote Maps of Nl ht Airglow during the‑ 344

2nd series, 160.

東京天文台における大気光観測
46）

AuroraandAirglow，力ヵ伽2∫θCo〃7必〃ガo〃

o肋θ

64）

κγα〃∫GC，5，36．1963，

1966，Rocket47）古畑正秋11963，夜天光，鏑木・宮地両教授還暦記
念論文集，p．355．

48）古畑正秋，中村正年，中村 強，中村純二11963，
ロケットによる大気光層の高さの測定，生産研究（東65）

京大学生産技術研究所），15，300．
66）

67）

Antarctic，1956−1962，ノφ伽λ〃ακ此Rθ∫．E妙．

Scえ Rψ．S2カ8∫A，No．2 （National Science
Museum）、
50） Tanabe，H．：1964，Zodiacal Light and Airglow

ofan

Independentof5577A

Airglow

Evidence

Radiationfor

Auroraand

1QSγ

1964−65，2，23．1967．

厚，山鹿修蔵：1964，54）古畑正秋，中村 強：1964，大気光観測，ロケット搭載用超高層観測装置の研究，（文部省科研費），第2号，P．92．
55） 中村純二，秋田…雄，斎藤馨児：1964，発光弾による風の観測，生産研究（東京大学生産技術研究所），
16，398．
56）Huruhata，M．，Nakamura，T．and
Oxygen

Line

of

in

of

the

6肋1〃加7〃．5シ〃ψ．5抄αoεHeightτθ6〃．∫6え

γb砂o，p．733．

in

the

the1O−m川ibar

Night

Airglow

Green

the

Height

of

Line

in

Tidal

the

EffectNight

on所），P．99．

62）

観測シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），

Airg1ow，ノl

76）所），p．519．
77）

of

78）

63）Huruhata，M．，Nakamura，J．and

Measurem㎝t

of

Upper

79）

Saito，K．：1966，

AtmosphericWind

古畑正秋，嵩地 厚11968，ナトリウム雲の昼間観測の予備実験，字宙観測シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．123．

byDrifts，Rψ．∫o〃o∫肋．助αoピ地∫．

田鍋浩義，斎藤馨児，嵩地 厚：1968，黄道光・大気光の観測，大気球シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．130．

Airgl（〕w，ル伽惚∫6Co〃〃伽κo〃6o肋ε1964−196ユ1，36．1966．

Sodiumαoud

田鍋浩義：1967，ロケットの姿勢決定，宇宙科学観測装置のシンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所）．

Observations

Gegenschein，P〃ムλ∫枕Soαノψα〃，17，339．
and

田鍋浩義：1967，ロケット用star・sensorの開発，宇宙観測シンポジウム集録（束京大学宇宙航空研究

Tanabe，H．：1965，Photoelectric
Aurora

古畑正秋11967，Na雲による風の昼間観測法，宇宙P．246．

強：1965，夜間大気光，電気学会雑誌，85，No．

1QSγ

古畑正秋，中村 強，田鍋浩義：1967，夜間大気光の観測，宇宙観測シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．72、75）

巻（恒星社），p．211．
theSteiger，W．：（東京大学宇宙航空研究所），3，549．

the

927．
60）古畑正秋：1965，極光と夜光，新天文学講座，第56！）Publ．Co．），p．699．

Huruhata，M．，Nakamura，T．and中村 強：1967．6300A大気光のロケット観測，超高層大気の分光学的研究，（東京大学宇宙航空研究

G20φ伽1∫．灰8∫．70．5979，

59）中村

Line

73）

Surface，∫Gθo助狐肋∫，70．4927．

58）Huruhata，M、：1965，Lmar
Oxygenandof6300A

古畑正秋，中村 強：1967，ロケットによる夜間大気光6300A輝線発光層の観測，宇宙航空研究所報告

57）Huruhata，M．：1965，CorrelationbetweentheOH
Radiation

Heights

Airglow，助α08Rθ∫ωκんWll．（North−

Airglow，R功、∫o〃o功ゐ．助α6θR2∫．∫ψ伽，21，229、

74）

Airglow，〃oαNakamura，T．：1967，Rocket

Emission

72）

of

Night

of

加

1967，A Rocket Observation of［OI］5577A
Emission and Contimum at5300A in Night

Tanabe，H．：

Emitting

Night

Holland71）

装置の研究（文部省科研費），第1号，p，188．

6300A

Huruhata，M．andin

発光弾による風の観測，ロケット搭載用超高層観測

Airglow，ノψ伽θ∫θCoπ〃肋肋〃foObservations／Gγoη∂1G（；6，19．1964．

Observations

古畑正秋，中村（文部省科研費），第3号，p，162．

Airg1ow，∫φ伽θ∫εCo〃〆肋加η左o枕θ

！965，Rocket

第1号（C），300．
中村 強：1966，ロケットによる夜間大気光の観測，
宇宙航空研究所報告（東京大学宇宙航空研究所），2，

AuroraLine，P〃〃月∫欣∫06．ノψ舳，53）古畑正秋，秋田一雄，嵩地吉畑正秋，田鍋浩義：1966，黄道光・大気光の観測，

69）

70）

and

of

強，田鍋浩義：1966，ロケットによる夜間大気光6300A輝線観測結果と飛翔中の温度測定結果，ロケット搭載用超高層観測装置の研究

thenear5300A

16，340．
52）

Height

6300A Oxygen Line in Night Airglow，Rφ．
〃oψ．助倣肋ふルク伽，20，223．
古畑正秋：1966，太陽放射・天体分光関係，宇宙航空研究所報告（東京大学宇宙航空研究所），2，第1一第3号（B），1097、

324．
Tanabe，H．：1964，Further

Tanabe，H．：

Emitting

68）

at5300A，P〃肌A∫かSoαノψ伽，16，

Existenceof

宇宙航空研究所報告（東京大学宇宙航空研究所），2，

Reports，Aeronomy−Airglow Intensity observedon the Soya Japanese Expedition Ship to the51）

Observations

号（B），189．

49）CompiledbyHuruhata，M．：1963，JAREScienti丘cComponents

Huruhata，M．，Nakamura，T．and80）

古畑正秋：1968，大気光観測について，IASYシンポ
ジウム集録（棄京大学宇宙航空研究所），p．263．

ノψα〃，20，214．

一345一一田鍋浩義・他
81）田鍋浩義，鎌田哲夫：1969，小笠原父島における宇宙科学観測地調査報告（東京天文台測光部）．

98）

αf

82）斎藤讐児，萩原雄介：1969，K−10−5のアスペクト，

宇宙観測シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究
Tanaka，K．：1970，Co榊クo∫伽ん昭1o〃〃ψ∫ぴ［01］557刎（World
84）

C2（Airg1ow），Tokyo100）

田鍋浩義：1974，WDCの活動状況と将来構想，IMS
シンボジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．
226．

Phenomenaof6−10，March1970−Zenith

Intensity

of

101）

厚：1971，夜問大気光高速掃天装置，IASYシ

Takechi，A：1972，Some

for

the

Observational

Solar−Terrestrial

Eventsin

文月報，67，276．

田鍋浩義：1975，亜熱帯異常帯の総合探測，IMSシ

104）

嵩地

ンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．134．

105）

厚：1972，小笠原における夜間大気光観測，所），p．272．

107）

Data

Takechi，A．and鮒グ5

連続光成分の測定，宇宙航空研究所報告（東京大学91）銀河系部・測光部：1973，長野県木曽地方の天体観
測条件の調査結果，東京天文台報，16，424．

α∫fo〃肋㎜o〃D肋Center

C2for

Saito，B．：1977，Nightin〃

Terrestrial

Airg1oW

Japan，20March−5May1976，in

1976（WDC−Afor

20

Solar−

Physics），p．302、

田鍋浩義：1977，夜天光，天文月報，70，78．

109）

宮下曉彦，勝部能之，勝部倭子：1979，酸化インジ
ウム透明電導膜による光学系の結露防止，東京天文台報，18，593．

110）

深谷力之助，古川麟一郎，原寿男，石井田一郎，鈴木駿策，田鍋浩義，嵩地624．
厚：1973，水沢における天空輝度，久，森厚，宮下曉彦1

1979，三鷹の天空輝度について，東京天文台報，18，

緯度観測所桑報，No．13，235．

728．

Takechi，A．and

Saito，B．：1973，The

Night

Airglow

Intensities

197ユatChichijima（Ogasawarain

Airg1ow，108）厚，宮下曉彦，三上良孝：1973，

小笠原における夜間大気光観測，東京天文台報，16，93）田鍋浩義，嵩地Japan，1957−

Co〃κね∂一0α肋Rφo〃∫力7SτZP∫〃加〃〃μ強：ユ972，ロケットによる夜間大気光（赤色）

宇宙航空研究所），8，69．

94）

in

Astr．Obs．），1977．

Intensities

ム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．450．

田鍋浩義，嵩地

Stations

Cα〃og〃2ψん勧oω1）αTokyo89）田鍋浩義：1972，偽黄道光の観測，IASYシンポジウ

92）

Tanaka，K．：1977，Airg1ow
Four

Cθ肋7C2（WorldIASYシンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究

90）中村

at

1976，Rψ．∫o伽τθ舳∫加α1E舳加o〃．地∫、，1，99．

106）

カカ伽，26，321．

Takechi，A．and
Observations

The Variations of the Night Airglow Intensities
during＝August6−13．1972，沢功．1o〃o∫助．助κθR狐88）嵩地厚，山口達二郎：1976，堂平の天空輝度，東京天文台報，17，494．

Results

August1972−

宮下曉彦：1974，全天カメラによる火球の写真，天103）

宇宙観測シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．／86．

厚，田中京子，宮下饒彦：！974，夜間大気光

ウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．61．
102）

ンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．258．
厚：1971，K−10−7の姿勢について，

嵩地（可視域）強度標準の絶対測定，宇宙放射線シンポジ

Night

Airglow，Rψ．∫o〃o功力．助α6θRθ∫．，ノψα〃，25，88．

87）

C2（Airg1ow），

田鍋浩義：ユ974，亜熱帯異常帯の総合探測，lMSシ

Data

Terrestrial

86）田鍋浩義，嵩地Center99）

Astr．0bs．）．

Takechi，A．11971，So1ar

85）嵩地

Data

Astr．0bs．），1973．

ンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究所），p．135．

Sawado，N．andCenterC肋肋伽o（World

Tokyo所），P．39．

83）

月妙㈱0〃伽〃な〃S妙ムを〃α〃〃昭10〃D肋

Variation

of

111）

December16−19，

Miyashita，A．

1979，Observation

Zodiacal

of

the

False

Light，IMSシンポジウム集録（英文），（東京大学宇宙航空Is．），R砂．∫o〃o功ん．

助舳肋s．力μ〃，27，109，および電離圏・磁気圏研究会集録（東京大学宇宙航空研究所），p．49．

Tanabe，H．，Takechi，A．and

研究所）

112）

，p．194．

on

小川利紘，中村正年，田鍋浩義，牧野忠男：1980，
酸素・水酸基大気光の同時観測計画（K−9M−71），宇August9／10．1972，R功．∫o〃o功乃．助α6θRθ∫．ノφ伽，

宙観測シンポジウム集録（東京大学宇宙航空研究

95）

Takechi，A．：1973，Night

Airglow

Intensities

所），P．96．

27，183．
96） Takechi，A．：1973，Airg1ow

113）

田鍋浩義：1980，にせ黄道光，天文月報，73，102．

114）

Tanabe，H．，Takechi，A，and

Miyashita，A．：1981，

伽M助工S妙Lな〃α〃ん昭1oω1）肋αオ

Narrow

Depressions

LowC〃6〃加α（World

Airglow

Intensity，11AGλ3〃五，No．45，352．

Chichijima（theTokyo

Ogasawara

Data

Observations

Is1ands），in

CenteratRψεκoη

C2（Airglow），

Astr．Obs、），p．40．

115）

Storm

Effectsonthe

Takechi，A．：1973，

Latitude

6300A

宮下暁彦：！981，星消去式電測光装置の製作，天文観測（主に光学）に関連した技術研究会集録，p．66．

97）Matuura，N．，Nakata，Y．，Koizumi，T．，Yamaoka，
T．，Ondoh，T．，Nagai，M．and

of

116）

Ionosphere，電離圏・磁気圏研究会集録（東京大学宇宙航空研究所），p．11．

宮下曉彦，田鍋浩義，嵩地究所），p．26．

＿346一一厚：1982，S−310−！0号

機の姿勢，宇宙観測シンポジウム集録（宇宙科学研

東京天文台における大気光観測

117）嵩地 厚，田鍋浩義，宮下曉彦：1982，S−310−10号
機による大気光緑線の観測，宇宙観測シンポジウム

M一，Tanabe，H．，Takechi，A．，Miyashita，A．and
Suzuki，K：1987，A Simu1taneous Observation of

集録（宇宙科学研究所），p．293，

118）平尾邦雄，小川利紘，田鍋浩義，小山孝一郎，向井利典，雨宮 宏，渡辺勇三，他：1982，K−9M−76号
機による磁気共役点光電子効果の実験計画，宇宙観

the Height Promes of the Night Airglow OI
5577A，02Herzberg and Atmospheric Bands，∫（；＝θo刎昭．0θoθ1θ6広，39，211．

127）

測シンポジウム集録（宇宙科学研究所），p．463，！19）奥田光直，田鍋浩義，嵩地and厚，宮下曉彦：1983，

宙科学研究所），p．325，
128）

ンポジウム集録（宇宙科学研究所），p．329，

K−9M−76号機による大気光赤線観測の結果，宇宙観
測シンポジウム集録（宇宙科学研究所），p．85，

厚：1984，Star

Sensorジウム集録（宇宙科学研究所），p．n7，

Oxygen

Green

Line

from

a

the

I

Simu1ta−

Observation，∫Gω肋昭．Gωθ1κ友，北 和之，岩上直幹，小川利紘，宮下曉彦，田鍋浩
義：1989，同時ロケット観測による夜間大気光酸素

λ〃郷〆Zθ〃肋ん昭1oω肋∂ゴ〃o〃∫o肋加〃〃
for

130）

Airg1ow，National（World厚：1985，スターセンサーによるロケットの姿勢決定法，東京天文台報，

Data

CenterC2

Astr．Obs．），1989．

Tanaka，K．，Miyashita，A、，Takechi，A．and
Tanabe，H．：1989，λ〃os ぴ Zθ〃肋 5300A
18ガg乃肋θ∫∫

北大学超高層物理学研究施設），p．26，

0ろ勉加θ∂

Data

Center〃1（ゐo，ノ4ヵα〃，

C2for

1979・1988

Airglow，Nati㎝al

Astr．Obs．）．

131）

田中京子：1990，木曽における大気光データ速報，

STE異常現象観測データ集（名古屡大学太陽地球環

20，445，125）〃α∫ψ及〃棚〃昭Zoω肋ゴケαガo榊o肋伽ゴαf〃∫o，力ヵ舳，1979−1983，（Wor1d
Airg1ow，Tokyo

Rocketofthe02Herzberg

κゐo，切α〃，1984・1988（World123）宮下曉彦，嵩地 厚，田鍋浩義：1984，星消去式光電観測器，光学的手法による大気の研究会集録（東

for

and

neous

Distributionsin

集号（宇宙科学研究所），第23号，p．233．
129）

によるK−9M−76号機の姿勢解析，宇宙観測シンポ

124）宮下曉彦，田鍋浩義，嵩地SystemEmissions

分子ヘルツベルグI帯及び酸素原子557．7nm緑線の励起機構の研究，宇宙科学研究所報告宇宙観測特厚，宮下曉彦，田鍋浩義，奥田光直：1984，！22）宮下曉彦，田鍋浩義，嵩地Airglow

40．1067．

厚，宮下曉彦，田鍋浩義，奥田光直：1983，

K−9M−76号機による大気光赤線の観測，宇宙観測シ
121）嵩地Tanabe，H．：1988，Heght

Night

OI6300A大気光薄明前増光のロケット（K−9M−76）との地上同時観測，宇宙観測シンポジウム集録（宇120）嵩地Kita，K一，Iwagami，N、，Ogawa，T．，Miyashita，A，

Data

CenterC2境研究所），No．1．
！32）

田中京子：1991，木曽における大気光データ速報，

STE異常現象観測データ集（名古屋大学太陽地球環

Astr．Obs．），1986，

126）Ogawa，T．，Iwagami，N．，Nakamura，M、，Takam，＿347一

境研究所），No，3．