J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７３７‐７３８

小特集

宇宙天気予報Space Weather Forecast

１．はじめに亘

慎 一，永 岡 賢 一１）

情報通信研究機構，１）核融合科学研究所（原稿受付：２
０
０
６年７月１
１日）

最近，「宇宙天気」という言葉をよく耳にするようになり品となりつつあります．

ました．宇宙と聞くと真空の世界でほとんど環境の変動がこのような状況のなかで，人間が作った宇宙や地上のシないと考えている方も多いと思います．しかしながら，実

ステムに影響を与える宇宙環境の変動を地上の天気のアナ

際は希薄ながら高エネルギーの粒子が存在し，その変動のロジーとして捉えて「宇宙天気」と呼び，その予測を行お

影響で地球の磁気圏や電離圏は大きな変動を受けていまうとする「宇宙天気予報」研究が欧米をはじめとする世界

す．たとえば，太陽爆発に伴う地球周辺の高エネルギー粒

中で進行中です．特に太陽地球系物理 学・科 学 委 員 会

子のフラックスは静穏時と擾乱時では最大４桁くらい変動（SCOSTEP）が２
００４年から５ヶ年計画で進めている太陽‐

します．このような大きな変動が衛星の不具合などの原因

地球系の天気と気候変動（CAWSES, Climate and Weatherとなります．

of the Sun-Earth System）という国際研究プロジェクトの中

宇宙空間に初めて人工衛星が打ち上げられたのは約５０年で「宇宙天気」は中心的な研究テーマのひとつになってい前ですが，その後，宇宙の実利用は着実に進んできました．

ます．このような動きの中で日本は世界に先駆けて，情報

気象衛星からの雲の画像は，毎日，お茶の間に届けられて通信研究機構（旧通信総合研究所）が１９８８年から宇宙天気

おり，今では欠かせないものとなっています．また，海外研究プロジェクトをスタートさせました［１］．

で行われるサッカーやオリンピックなどの国際試合の様子

宇宙天気の概要を図１に示します［２‐４］．太陽で磁場のは通信衛星によって我々のもとに届けられています．最近

歪として蓄えられたエネルギーが解放されるときに強い電ではGPS衛星を用いたカーナビなどの測位システムが必需

磁波の放射，粒子の加速，プラズマ雲の放出などが起こり

図１

各宇宙環境擾乱のタイミング．

Space Weather Forecast 1. Introduction
WATARI Shinichi and NAGAOKA Kenichiauthor’s e-mail: watari@nict.go.jp

７３７!2006 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

表１

宇宙天気に関連する各領域の代表的なプラズマのパラメータ．

太陽光球 太陽コロナ密度（/cc） １
０１４
１
０６
４
温度（K）
１
０
１
０６
３
磁場（G）
１
０
１
０

太陽風
１
０
１
０５
１
０−４

磁気圏
１
０
１
０７
１
０−１

ものです．気象予報のように早急に数値モデルを導入しデータ同化によりその精度を向上させていくということが

電離圏
１
０６
１
０３
１
０−１

大きな課題と考えられます．
一方で，宇宙天気予報の研究は，プラズマ物理に基礎を置くプロジェクト研究でありますが，当学会や核融合研究
コミュニティーとは，これまで意外なほど接点が少なかっ

ま す．電 波 や X 線 は 約８分 程 度 し て 地 球 に や っ て き ま

たように感じます．宇宙天気予報研究と核融合研究は各種

す．次に数十分から数時間程度たつとエネルギー解放に

プラズマ物理に基づく学際的なプロジェクトという点で伴って加速された高エネルギー粒子がやってきます．まは，共通点が多くみられますし，同じプラズマ物理が数多た，太陽でのエネルギー開放に伴って放出されるコロナガ

く議論されているように思われます．つまり，先の予測とス大規模噴出現象（CME, Coronal Mass Ejection）と呼ばれ制御という違いはありますが，プラズマの振る舞いを理解る現象は，惑星間空間では前面に衝撃波を伴い強い磁場をするという意味においては，共通の物理があるのです．両凍結したプラズマの雲として観測されます．この CME は者の学術的な交流は，多くの学問的発展の可能性を有して1,000 km/s 程度の速度を持っており２日くらいかけて地球いると思われます．その第一歩として，宇宙天気予報研究まで到来し，強い南向きの磁場と地球の磁気圏との相互作の最先端を解説していただくというのが，本特集の意図の用により地磁気嵐を起こします．惑星間空間に放出された一つであります．

CME は，ICME（Interplanetary Coronal Mass Ejection）と本特集では，宇宙天気の我々の生活への影響や太陽，太呼ばれることもあります．さらに地磁気嵐の影響で電離圏

陽風，磁気圏，電離圏のそれぞれの領域における宇宙天気

F 領域の電子密度が減少する負相の電離圏嵐が引き起こさについて専門の先生方に解説していただくことにしましれます．

た．新しい学問領域である「宇宙天気」についての理解を

宇宙天気が対象とする領域は太陽，太陽風，地球磁気圏，深めていただければ幸いです．

電離圏という複数の領域にまたがり，表１に示したように各領域を形作るプラズマの様相もかなり違います．太陽コ

参考文献

ロナでは１
００万度のプラズマですが，地球近傍の太陽風で［１］K. Marubashi, Space Science Reviews 51(1-2), 197 (1989).
［２］B. Poppe, Sentinels of the Sun: Forecasting Space Weather(Johnson Books, Boulder, 2005).
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９
７
０年）
．
［４］恩藤忠典：宇宙環境科学，丸橋克英編（オーム社，２
０
０
０
年）
．
［５］寺沢敏夫：太陽圏の物理（岩波書店，２
０
０
２年）
．
［６］M.G. Kivelsopn and C.T. Russell, Introduction to Space
Physics (Cambridge University Press, Cambridge, 1995).
［７］K. Scherer, H. Fichtner, B. Heber and U. Mall (eds.), Space
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SW000178 (2006).

は数万度のプラズマ，磁気圏では数千万度，電離圏では千度程度のプラズマが支配する世界です．また，宇宙天気は
磁場のリコネクション，衝撃波による粒子の加速，波動によるプラズマの加熱など多くのプラズマ物理の素過程を含んでいます．このように宇宙天気はさまざまな側面を持っており，多くの異分野の人たちが学際的に取り組んでいく必要があります［３‐７］．
今後の宇宙天気研究の方向性として環境変動の予測をするという類似性から気象予報研究の歴史を参考にすることができると思われます［８］．現在の宇宙天気は，磁力計などからのデータをもとに現在の状況をリアルタイムで伝える
ナウキャストが中心です．予報モデルも経験モデルに近い

７３８

J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７
３
９‐
７４
４

小特集 宇宙天気予報

２．宇宙環境擾乱による障害と宇宙天気予報
亘慎一

情報通信研究機構（原稿受付：２
０
０
６年７月１
１日）

「宇宙天気」について具体的なイメージを持っていただくために「宇宙天気」が我々の生活に与える影響について述べるとともに宇宙天気予報を行っている国際宇宙環境情報サービス（ISES, International Space Environment Service）や宇宙天気研究の現状について紹介する．
Keywords:
space weather, International Space Environment Service (ISES)

２．
１ はじめにスが増加するのが「放射線帯電子嵐」で，太陽からの CME

人類が始めて宇宙に送り出した人工衛星は旧ソ連のスが運んでくる強い南向きの磁場により地球の磁場が大きく

プートニクで，それから約５０年がたった．はるか遠くの宇乱されるのが「地磁気嵐」である．図１に ESA と NASA

宙に目を向けると米国の NASA が打ち上げた探査機ボイが共同で打ち上げた SOHO 衛星に搭載された LASCO と呼ジャーが我々の住む太陽圏の境界に迫りつつある．一方，ばれるコロナグラフによって観測された CME を示す．

地球のまわりの宇宙空間に目を向けるとそこはいろいろな

CME は 1,000 km/s 程度の速度で２日くらいかけて地球ま目的のために実利用される空間となってきている．たとえでやってくる．「電離圏嵐」は地磁気嵐の影響で電離圏 F

ば，気象予報の中にでてくる雲画像を毎日，届けてくれて

領域の電子密度が変動するものである．これらの嵐は，宇いるのは気象衛星「ひまわり」であり，国際的に大きな事
表１

件や災害が起こったときに地球上のあらゆる場所からのニュースの中継を可能にしているのは通信衛星である．また，カーナビなど自分の位置を正確に教えてくれる測位シ

発生時期
１
９
８
９年３月１
３
‐
１
４日

影 響
大きな地磁気嵐のためカナダで送電シス
テムの障害による大規模な停電が発生し
た．

１
９
９
４年１月２
０日

通信衛星 Anik E1, E2が姿勢制御に不具合を生じた．
日本の通信衛星 BS-3a に不具合が生じ，冬季オリンピックのジャンプ中継が中断された．

ステムには GPS 衛星が使われている．表１に示したように
宇宙環境の擾乱「宇宙嵐」が，これら宇宙を利用したシス
テムに影響を与えることが問題となってきた［１
‐１
４］
．宇宙
１
９
９
４年２月２
２日

のシステムだけでなく地上のシステムでも宇宙嵐の影響を受けるものがある．ここでは，宇宙嵐による影響を具体的に紹介するとともに，宇宙嵐を予測しようという活動につ

１
９
９
７年１月１
１日

いて紹介する．
２
０
０
０年７月１
５日

２．
２ 宇宙天気による社会システムへの影響につ
いて

２
０
０
２年４月２
１日

宇宙環境の擾乱「宇宙嵐」には，「電磁波嵐」，「高エネルギー粒子嵐」，「放射線帯電子嵐」，「地磁気嵐」，「電離圏

日本の地球観測衛星「みどり２」が放電による障害のため，太陽電池から電力を得られなくなり機能停止した．

２
０
０
３年１
０月２
８日

日本のデータ中継衛星「こだま」が地球セン サ ー へ の ノ イ ズ の 増 加 に よ り safe
mode になった．

２
０
０
３年１
０月３
０日

大きな地磁気嵐のためスウェーデンで送電システムの障害による停電が発生した．

が放射される現象である．「高エネルギー粒子嵐」というのはフレアやコロナガス大規模噴出現象（CME）によって加速された粒子が地球に押し寄せてくる現象である．高速の太陽風の影響により放射帯の高エネルギー電子のフラック

通信衛星 Telstar 401 が放電により機能を停止した．
日本の X 線天文衛星「あすか」が大気抵抗により姿勢制御に不具合を生じた．
高エネルギー粒子現象により日本の火星探査機「のぞみ」の通信系と電源系のシス
テムに不具合が生じた．

２
０
０
３年１
０月２
４日

嵐」などがある．「電磁波嵐」はフレアと呼ばれる太陽面の爆発現象によりエックス線，紫外線，電波など強い電磁波

宇宙嵐に伴う具体的な障害の例．

2. Impacts of Space Storms on Technologies and Space Weather Forecast
WATARI Shinichiauthor’s e-mail: watari@nict.go.jp
一部カラーの図を本学会ホームページに載せています．ご参照下さい．

７３９!2006 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

表２

宇宙嵐に伴う障害．

影響を受ける対象

影響を与える現象影
響高エネルギー粒子（陽子，シングルイベントアッ
重イオン）
プセット
太陽電池の劣化高エネルギー電子
帯電
宇宙機
地磁気嵐
姿勢制御への影響
超高層大気の密度変動
大気抵抗による軌道変
動
銀河宇宙線
有人宇宙活動被ばく
太陽高エネルギー粒子

図１

銀河宇宙線による二次放射線 被ばく
太陽高エネルギー粒子によ 被ばく
旅客機
る二次放射線
PCA による 短 波 帯 通
信の途絶
太陽フレア
短波通信の途絶
太陽電波バースト
携帯電話への混信
通信
太陽フレア
短波通信の途絶
電離圏嵐
短波通信の品質劣化
電離圏嵐
測位精度の劣化GPS 測位
シンチレーション
位相ロックはずれ
地磁気嵐によ る 誘 導 電 流 送電システムの障害に
送電システム（GIC）
よる停電
地磁気嵐によ る 誘 導 電 流 電気腐食
パイプライン
（GIC）
空中磁気探査 地磁気擾乱
探査精度の劣化
鳩レース
地磁気擾乱
迷子となる鳩の増加
オーロラの発生（観光オーロラ観光 地磁気擾乱
資源）

ESAとNASAが打ち上げたSOHO衛星によって観測されたコロナガス大規模噴出現象（CME）．

宙を利用したシステムや地上のシステムにさまざまな影響を与える［１‐１４］（表２および図２参照）．
２．
２．
１ 衛星や有人宇宙飛行への影響［９‐１１］「高エネルギー粒子嵐」に伴って衛星でメモリエラーなどが起こることがある．このような高エネルギーの陽子（プロトン）や重イオンなどの荷電粒子による半導体論理回路問題となる．

の誤動作または故障をシングルイベ ン ト ア ッ プ セット「放射線帯電子嵐」に伴って増加する高エネルギー電子（SEU）と呼ぶ．SEU により衛星の姿勢を制御するための地は衛星の深部まで侵入して帯電を起こす．このような帯電球センサーなどに異常が起こると衛星の姿勢がおかしくを深部帯電と呼ぶ．深部帯電は衛星に流入する電子とイオ

なってしまうこともある．また，「高エネルギー粒子嵐」はンの量が異なることにより衛星の表面が帯電する表面帯電太陽電池の発生電流と電圧の減少を加速し衛星の寿命を縮に比べて帯電を解消するのが難しいため，最近ではこの深める．有人宇宙飛行においては宇宙飛行士の被ばく量の増部帯電が問題となっている．

加という問題が起きる．特に船外活動を行うような場合に

図２

低軌道の地球周回衛星の場合は，超高層大気による摩擦

宇宙嵐による社会システムへの影響．

７４０

Special Topic Article

2. Impacts of Space Storms on Technologies and Space Weather Forecast

S. Watariが衛星を減速させ軌道を低下させる．太陽からの紫外線のでは，地上に VHF 帯の通信局がなく，赤道上空の静止軌道

増加や地磁気嵐に伴う超高層大気の加熱は，衛星と超高層にある通信衛星も利用できないので地上と航空機との通信

大気との摩擦を増加させ，軌道を維持するための燃料の消ができなくなるという問題が生じる．

費を早めて衛星の寿命を短くする．

また，航空機は約 10 km の高度を飛行するため，地上に衛星の打ち上げなどに伴って発生した大小のごみを「デ比べて銀河宇宙線による二次放射線の影響を受けやすくな

ブリ」と呼ぶ．デブリを宇宙天気の範疇にいれるとどうか

る．銀河宇宙線の影響に加えて，地球の磁力線が開いていは議論の分かれるところであるが，高速で地球の周りをる極域では「高エネルギー粒子嵐」に伴う高いエネルギー

回っているデブリは，ひとたび衛星に衝突すると致命的なの粒子の影響で被ばく量が増えることがある．日本ではダメージを与える危険性を持っている．

２００５年１２月に文部科学省の審議会により航空機の乗務員に

２．
２．
２ 通信への影響［９，１３］

対する年間の被ばく量の上限として５ミリシーベルトとい「電磁波嵐」による強いエックス線や紫外線により地球のうガイドラインが示された．胃の X 線撮影を１回行うと0.6

昼間側の電離圏 D 領域が電離され吸収により短波帯の通信

ミリシーベルト程度の放射線を浴びることになる．５ミリが途絶することがある．このような現象を発見者の名前にシーベルトという値はこの約８回分の値に相当する．

ちなんでデリンジャー現象と呼ぶ．この現象を短波障害

２．
２．
４ 電力設備やパイプラインへの影響［９］（SWF, Short Wave Fadeout）あるいは突発性電離圏擾乱

地磁気変動に伴う誘導電流が送電線やパイプに流れシス（SID, Sudden Ionospheric Disturbances）と呼ぶこともあ

テムの障害を起こしたり，金属パイプの腐食を促進するこる．また，「高エネルギー粒子嵐」に伴って極域に侵入したとがある．このような現象を GIC（Geomagneticallyエネルギーの高い陽子により極域の電離圏 D 領域の吸収がduced Current）と呼ぶ．アラスカなど高緯度地方にある石増加し，短波による通信ができなくなることがある．この油や天然ガスのパイプラインではオーロラ活動に伴って繰ような現象を極冠吸収（PCA, Polar Cap Absorption）と呼り返し流れる誘導電流がパイプの電気腐食の要因の一つとぶ．

なる．地球の高緯度地域ではオーロラ活動に伴う強い電流In-「地磁気嵐」によって熱圏大気の風や温度，大気の成分

がGICの主な原因であるが，CMEに伴う衝撃波の到来によが変化し電離圏 F 領域の電子密度が減少 す る こ とがある SC（Sudden Commencement）
や SI（Sudden Impulse）とる．この現象を「電離圏負相嵐」と呼ぶ．電離圏負相嵐は呼ばれる地磁気の急激な変化も GIC による障害の原因にな

短波帯（3−30 MHz）の電波を使った通信に影響を与える．

ると考えられている．GIC は海底ケーブルの中継器に電源

中緯度では地磁気嵐に伴う電離圏負相嵐は夏に起こりやすを供給するケーブルや鉄道の線路を使った信号の伝送などいという季節的依存性を持っている．これとは逆に地磁気にも影響を与えることがあることが報告されている．

嵐に伴って電子密度が増加することもあり「電離圏正相嵐」

２．
２．
５ 磁気探査への影響と呼ばれる．「電離圏正相嵐」は中緯度では冬季に起こりや磁場を使った地質や資源探査には大きくわけて二つの手

すいという季節的依存性を持っている．

法がある．一つは航空機や船舶などから精密な地磁気観測

電離圏の不規則構造により衛星からの電波が乱されてそを行うことにより地下資源の探査を行うもの，もう一つはの強度が変動する現象を「シンチレーション」と呼ぶ．シ

地 磁 気 変 動 に 対 す る 応 答 を 使 っ て 探 査 を 行 う MT 法

ンチレーションは主に VHF 帯や UHF 帯の電波を使った衛（Megnet-Telluric Method）と呼ばれる手法である．航空機

星との通信に影響を与えるが，強い「地磁気嵐」に伴う異や船舶による磁気探査では地磁気の変動が測定の妨害とな常な電場変動によりマイクロ波帯にまで及ぶ強いシンチ

るため，地磁気が静穏なときに実施する必要がある．一方，レーションが起こることが報告されている［１２］．

MT 法では地磁気変動に対する応答を使っているので地磁「電磁波嵐」に伴って太陽から強いマイクロ波帯の電波が気が擾乱しているときに探査を行う必要がある．磁気探査

放射されることがある．太陽の方向と地上の携帯電話のア

は宇宙天気が静穏な期間の予報を知りたいという人たちとンテナの方向が一致したとき，この強い電波が地上の携帯擾乱する期間の予報を知りたい人たちがいるという両極端

電話網へ影響を与えたという事例が報告されている［９］．

の宇宙天気ユーザーである．
２．
２．
６ 衛星測位への影響［１３］高度 100 km 程度に突発的に現れる局所的に電子密度の濃い層をスポラディック E 層（Es 層）と呼ぶ．日本付近でGPS による測位は，複数の衛星からの電波の到来時間のは夏に発生が多く，発達したスポラディック E 層は時には差を使って位置を決める．衛星からの電波は電離圏を伝わVHF 帯の電波まで反射し防災無線やテレビ電波に混信をるときにその中のプラズマによって少し遅れが生じるた

与える原因となることがある．スポラディック E 層は超高め，「地磁気嵐」などに伴って電離圏の電子密度が大きく変層大気中のダイナミックスによって生成されるものである

動すると遅延時間が変わり位置の誤差が大きくなってしま

が，電離圏の現象であり宇宙天気の範疇に入れることがでうという弱点がある．この伝搬遅延の変動による誤差を小きると考えられる．

さくするためにディファレンシャル GPS（DGPS）といって

２．
２．
３ 航空機への影響［９，１３］基準となる固定受信局からのデータを使って補正する方法

航空機が使用する短波帯の電波を使った通信は「電磁波もあるが空間的な変動が大きいと補正を行うことは難しく嵐」によるデリンジャー現象や「高エネルギー粒子嵐」になってしまうという欠点がある．また，電離圏の不規則構

よる極冠吸収の影響を受ける．特に北極の近くを通る航路

造によるシンチレーションのためにGPS衛星からの電波が
７４１

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

受信できなくなって測位が行えないという現象もある．現

学連合（URSI, International Union of Radio Science）の下部

在，米国などで GPS を使った航空機の離着陸システムの導機関で，１９２８年に国際的なデータ交換を迅速に行うために入が検討されているが，測位誤差をいかに小さくし信頼性設けられた URSI Central Committee of URSIgram と約５０年のあるシステムにするかということが大きな課題となって前に行われた国際地球観測年（IGY,いる．

physical Year）の際につくられた International World Days

２．
２．
７ オーロラ観光や宇宙旅行

Service が統合して１
９６２年につくられた IUWDS（Interna-InternationalGeo-「地磁気嵐」に伴って極域ではオーロラが見られる．我々

tional URSIgram and World Days Service）が宇宙天気予報

が唯一，地上で「宇宙天気」を感じることができるのが，こを行う国際的な機関として１
９９６年に改称されたものであのオーロラ現象である．近年，日本からも北欧やアラスカ

る．

へオーロラを楽しむ観光客が増えている．地上の天気がよ

現在は，米国コロラド州のボウルダーというところにあいということも重要だが，きれいなオーロラを見るためにる米国海洋大気庁（NOAA, National Oceanic and Atmos-

は宇宙天気情報を活用する必要がある．最近では民間会社

pheric Agency）の宇宙環境センター（SEC, Space Environ-が宇宙旅行のツアーを売り出し始めており，我々が宇宙旅

ment Center）を本部として，図３に示したカナダ，オース

行にいけるようになる日も近いと思われる．宇宙旅行に行

トラリア，日本，中国，インド，ロシア，ポーランド，チェ

く場合は，「高エネルギー粒子嵐」による被ばくの危険など

コ，スウェーデン，ベルギーの１１カ国が加盟して活動してがあるため，宇宙天気予報を確かめてからいくことになる

いる．表３に示したように天文台や地磁気観測所など様々であろう．

な機関が宇宙天気予報センターの運営機関として活動して

２．
２．
８ 生物への影響［１４］おり，日本では，独立行政法人情報通信研究機構が ISES

地球の磁場が生物に何らかの役割を果たしているのではの予報センターを運営している．毎日，日本時間の午後３ないかということがいわれている．例えば，鳩などは地磁時に太陽フレア，地磁気嵐，高エネルギー粒子に関する宇気を使って方向を決めている．「地磁気嵐」の時に迷子にな

宙天気予報を発令するとともに大きな宇宙嵐が発生した際る鳩が多くでてしまうということで，鳩レースの際には地には随時，臨時情報を発信している．宇宙天気に関する情磁気の静穏な時期が選ばれるという話がある．鳥だけでな

報は図４に示したような Web（http://swc.nict.go.jp），電子

く，我々人間についても心臓障害と地磁気活動に高い相関

メール，ファックスなどを使って提供されている．

があるなどという報告例がある．

２．
４ 宇宙天気研究の状況について
２．
３ 宇宙天気予報センターについて

米国では，１９９５年に NOAA，NSF，NASA，など７つの宇宙天気予報を行う国際的な機関として国際宇宙環境情

省庁の共同プロジェクトとして宇宙天気研究，National

報サービス（ISES, International Space Environment Serv-

Space

ice）
と呼ばれるものがある［１５］．この ISES は，国際電波科［１６，１７］．一方，欧州では ESA が中心となって１
９９８年から

図３

Weather

Program（NSWP）をスタートさせた

国際宇宙環境情報サービス（ISES）の予報センター．

７４２

Special Topic Article

2. Impacts of Space Storms on Technologies and Space Weather Forecast

表３
予報センター所在地
米国（コロラド州ボウルダー）
カナダ（オタワ）
オーストラリア（シドニー）
日本（東京）
中国（北京）

S. Watari

国際宇宙環境情報サービス（ISES）の予報センター．

運営機関
URL アドレス米国海洋大気庁（NOAA）/宇宙環境センター（SEC） http://www.sec.noaa.gov/
地質調査所
http://www.spaceweather.gc.ca/index̲e.php
Natural Resouce Canada (NRC)
電離圏予報サービス（IPS）
http://www.ips.gov.au/
情報通信研究機構（NICT）
http://swc.nict.go.jp/
北京天文台
http://rwcc.bao.ac.cn/
宇宙科学応用センター
電波伝播研究所
測地・地球物理研究所

インド（ニューデリー）

国立物理学研究所

ロシア（モスクワ）
ポーランド（ワルシャワ）
チェコ共和国（プラハ）

水文気象サービス
宇宙研究センター
超高層大気研究所
天文学研究所
地球物理研究所

ベルギー（ブリュッセル）スウェーデン（ルンド）ベルギー王立天文台
ルンド宇宙天気センター

図４

http://www.npl-cgc.ernet.in/atul/cgc/rwc/INTRUDUCTION4̲BuIn.htm
http://www.geospace.ru/
http://www.cbk.waw.pl/rwc/rwc.html
http://rwcprague.ufa.cas.cz/

http://sidc.oma.be/
http://www.lund.irf.se/

Web による宇宙天気情報の提供（http://swc.nict.go.jp/）．

７４３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

［２］恩藤忠典：宇宙環境科学，丸橋克英編（オーム社，２
０
０
０
年）
．
［３］寺沢敏夫：太陽圏の物理（岩波書店，２
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０
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店，２
０
０
４年）
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［２０］http://www.bu.edu/cawses/［２１］http://ihy2007.org/［２２］http://www.egy.org/［２３］http://www.ipy.org/［２４］M. Dikpati, G. Toma and P.A. Gilman, J. Geophys. Lett. 33,
L05102, doi:10.1029/2005GL025221(2006).

宇宙天気に関する研究をはじめた［１８］．これらの動きに先立って日本では１９８８年から情報通信研究機構（当時の郵政省通信総合研究所）が宇宙時代をにらんだ「宇宙天気予報」の研究に着手し，今日に至っている［１９］．
２００４年 か ら は５ヶ 年 計 画 で太 陽 地 球 系 の 気 候 と 天 気（CAWSES, Climate and Weather of the Sun-Earth System）という SCOSTEP（Science Committee on Solar-Terrestrial
Physics）の国際的な学術研究プロジェクトが進められており［２０］，そのプロジェクトの中で宇宙天気は主要な研究
テーマのひとつとして位置づけられ世界中で研究が行われるようになってきている．また，１９５７年から１９５８年にかけて行われた国際地球観測年（IGY, International Geophysical Year）と呼ばれる国際共同観測プロジェクトの５０周年を記念して国際太陽系観測年（IHY, International Heliophysical Year）［２１］，国際デジタル地球年（eGY, Electrical
Geophysical Year）［２２］，国際極年（IPY, International Polar Year）［２３］といった宇宙天気に関係した国際的キャン
ペーンが２
００７‐２００８年に計画されている．IGY の際には地磁気，電離圏，宇宙線などの地上観測網やデータセンターが整備され，バンアレンによる放射線帯の発見など多くの研究的な成果があげられた．それから５０年がたち，格段に進歩した情報通信技術の活用などにより宇宙天気の分野で大きな成果が出るものと期待されている．

２．
５ 最後に
太陽活動は１１年周期で変動しており，２００６年から２００７年にかけてはその極小期にあたる．次の活動サイクル２４の極
大は２０１０年あたりと予想され，その活動も大きいのではないかという予測もなされている［２４］．宇宙嵐による障害を最小限にするため，次の極大に向けて関連分野の研究者が協力して研究を加速する必要がある．

参考文献［１］大林辰蔵：宇宙空間物理学（裳華房，１
９
７
０年）
．

７４４

J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７
４
５‐
７５
０

小特集 宇宙天気予報

３．太陽プラズマ浅井歩

国立天文台野辺山太陽電波観測所（原稿受付：２
０
０
６年７月１
０日）

太陽磁気プラズマの活動は，高エネルギー粒子や地磁気嵐の原因となる擾乱の発生源となり得るという点
で，宇宙天気研究分野において大変重要である．特に宇宙天気の観点から注目されているプラズマ噴出現象やコ
ロナ質量放出（CME）も，磁気リコネクションに伴う現象のある一側面を見ているといえる．本章では，太陽フ
レアでのエネルギー解放機構や，フレアとプラズマ噴出現象・CME との関係，またそれらに関する研究が宇宙天気研究に果たす役割を簡単にレビューする．
Keywords:
solar flare, corona, photosphere, magnetic reconnection, filament eruption, CME相当する．また答えに付け加えるなら，「電波から "線に至３．
１ はじめに「神」として信仰されていた古代の頃から，またはそれ以るさまざまな波長域において，増光現象が見られる」こと前から，太陽は人類にとって最も注目されてきた天体であが不可欠であろう．そしてさらに詳しくは，そのそれぞれり，我々は感謝，畏怖，感動など特別な感情や影響を受けの波長域において観測される，多種多様の現象の各々を説続けてきている．天文学における研究対象としての太陽

明することになるだろう．例えば，軟 X 線ではカスプ型

も，常に最前線にあったといえよう．ガリレオ・ガリレイ

ループ構造［１］（図１），アーケード構造［２］，プラズマ塊のが手製の望遠鏡で太陽表面上に 黒いしみ−黒点− を発見

噴出現象［３］などが，!! 線では，フレアリボンの形成（図したことに始まる太陽物理学は，近年の太陽観測装置の急１），ポストフレアループ構造，フィラメント・プロミネン

激な発達に伴い，ますますの発展を遂げている．そしてそスの噴出現象などが，またこれ以外にも，フレアループ上

れらにより，太陽表面が非常にダイナミックでさまざまな

空の硬 X 線放射源
［４］，インフロー現象［５］，ダウンフロー

活動現象が絶えまなく起きていることを，我々は知ること

現 象［６］，そ し て コ ロ ナ 質 量 放 出注１（Coronal MassEjec-となった．一方「宇宙天気研究」においては，太陽は「擾乱tions: CMEs）などが観測される．また，太陽フレアの規模の発生源」という絶対的な位置に君臨している．つまり太を表すためによく軟 X 線強度が用いられるが，この軟 X

陽表面活動現象の解明が非常に重要であることは疑う余地

線強度の増加はプラズマが数千万度にまで加熱されたことがない．本章では，宇宙天気予報研究における太陽プラズを示唆しており，やはりフレアに付随する現象の一つであマ現象の役割やそれらの研究の現状について述べてみたい．

るといえる．加えて，非常に高エネルギーにまで加速された粒子（電子，陽子，イオン）からの非熱的な放射もフレ

３．
２ 発生源としての太陽表面活動現象

アに伴い観測される．これらの粒子加速の場所やメカニズ

太陽表面で生じるさまざまな活動現象は，高エネルギー

ムなどはよくわかっておらず，太陽フレアにおける大問題

粒子や地磁気嵐など太陽地球環境での擾乱の源となる．太の一つとなっている．

陽フレアはその中でもひときわ目を引く現象である．
「太ただしこれらの現象のすべてが，あらゆるフレアでいつ

陽フレアとは何ぞや」という問いに最も簡潔に答えるなら，も観測されるわけではない．例えば，きれいなカスプ型構

恐らく「短時間のうちに磁場のエネルギーを解放すること造を示すフレアは，サイズが大きく（構造がはっきり見えによって生じる，太陽系内最大の爆発現象」とでもするのる），リムに近い位置で発生する方が望ましい（真上から見が適当であろう．ここで短時間とは数分から数時間を指るとわかりにくくなる）など，条件によりその現象が観測し，解放されるエネルギーはおよそ１０２２−１０２５ J で，これはされるかどうかが変わってくる．噴出現象についても同様

１００メガトン級の水素爆弾の数百万発分のエネルギーにもである．プロミネンス／フィラメントの噴出現象がいつも

注１ この日本語訳は，Mass の訳として「質量」を当てており，これは日本の天文学会において通例となっているものである．一方で Mass を「大量・多数」と解釈することに基づき，CME を「コロナガス大規模噴出現象」などと訳す場合もある．
3. Solar Plasma
ASAI Ayumi
author’s e-mail: asai@nro.nao.ac.jp
一部カラーの図を本学会ホームページに載せています．ご参照下さい．

７４５!2006 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

図１

H!線（右）および X 線（左）で観測した太陽フレアの様子．
H!線では二すじの明るい領域（フレアリボン）が，X 線ではカスプ型のフレアループ構造が見られる．

観測されるわけではないし，逆に噴出現象が起きても「フレアと認識される程度の軟 X 線強度の増加」を伴わない場
合もある．これらについては，後でもう少し詳細に議論する．

図２

磁気リコネクションの模式図［１２］．黒い実線は磁力線を，NとSは磁場の極性を表す．つなぎ替わった磁力線は，カスプ型構造などを伴うポストフレアループを形成する（灰色の領域）．また磁力線に沿って熱伝導や高エネルギー粒子が伝搬し（破線の矢印），そのフレアループ足元で彩層に突入する際に H!フレアリボンなどとして観測される増光を引き起こす（暗い灰色の領域）．

図３

磁気リコネクションに関する数値シミュレーションの結果［１
３］．左図は温度分布，右図は密度分布を示す．図中の白
い実線は磁力線を，また矢印は速度ベクトルを表す．

３．
２．
１ 磁気リコネクション
では，太陽フレアにおける磁気エネルギー解放機構とは何であろうか．ここ５０年のパラダイムとして，「磁気リコ
ネクション」がその答えとして挙げられる．長年にわたって論争が繰り広げられたが，特に１９９１年にわが国の太陽観
測衛星「ようこう」が打ち上げられて以降，太陽フレアの発生機構が磁気リコネクションによる磁気エネルギー解放によるものであることは，少なくとも定性的・形態学的には決定的なものとなった．そして，先に述べた様々な「フレア付随現象」は磁気リコネクションの枠組内で整合性良く説明付けられている．磁気リコネクション（magnetic reconnection：日本語では「磁力線のつなぎ替え」や「磁力線の再結合」と呼ばれる）は，物理の素過程の一つである．原
理的には，その名のとおり，接近した反対方向の磁力線の間でつなぎ替えが生じることであるが，磁力線がゴムのよ
うに張力を持つため，つなぎ替え後に収縮しその過程で磁場のエネルギーを熱やプラズマの運動のエネルギーに変換するものである（本稿の読者である，プラズマ・核融合学
会関係の方々にとってこのような記事を書くのは，まさに「釈迦に説法」であろう．．．）．図２に太陽フレアでの磁気リコネクションと，関連する観測現象の模式図を示す．この現象があり，それぞれに名前がついている．

模式図は，現在最も標準的なフレアモデルとされている

まず，!! 線で観測される，フィラメント（太陽円盤の外「CSHKP モデル［７‐１０］」に基づいている．ここでのこれ以側にあれば，プロミネンスと呼ばれる）の噴出現象を取り上の説明は省略するが，［１１］などをご参照願いたい．
また，太陽フレアを想定した磁気リコネクションの数値

上げる．!! 線での観測は歴史的に長く，またその噴出現象

シミュレーション結果の例［１３］を図３に示す．図中の白線と地磁気嵐との相関が高いことも古くから知られている．

は磁力線を示している．このシミュレーションでは熱伝導

このようなフィラメントは，磁気中性線の上空の磁場構造の効果を考慮しており，またフレアループ足元での彩層蒸に低温プラズマが閉じ込められたものと考えられており，

発現象やカスプ型構造をよく再現している．図１（観測結

磁気リコネクションが起きると上方へと押し上げられる果），図２（観測の模式図）と図３（数値計算の結果）を見（図２参照）．しかし，これまでにも様々な研究がなされて比べてみると，よく似た形状があることがわかる．

きたが（例えば［１４］），その形成過程や噴出のタイミングな３．
２．
２ フィラメント／プラズマ塊噴出現象

どはまだよくわかっておらず，２００６年９月に打ち上げ予定

ここからは，太陽フレアに付随して観測される現象の中の SOLAR-B 衛星や２００８年打ち上げ予定の SDO注２衛星（どで，宇宙天気研究と関わりが深いものを取り上げる．特にちらも２００６年７月現在の予定に基づく）などの次世代観測

太陽表面からの噴出現象は，大量のプラズマを惑星間空間装置に残された課題の一つとなっている．ただし，その噴に放出する現象であり，関心が高い．太陽表面からの噴出

出過程の定性的な特徴については，詳細に研究されるよう現象と一言でいっても，観測波長に応じてさまざまな観測になってきた（［１５，１６］）．図４にその結果の一例を示す．左注２ Solar Dyanmic Observatory

７４６

Special Topic Article

3. Solar Plasma

A. Asai

図４ １
９
９
９年２月１
６日に活動領域 NOAA 8458 で観測されたフィラメント噴出の H!線画像［１６］．図の上が太陽の北，左が太陽の東である．
観測時刻と波長域が図の下に示されている．フィラメントはまず H!線中心で暗く見えるが（左図）．噴出する際には短波長側 0.8Åの画像でよりはっきりと見える（右図）．

と中の図はどちらも !! 線中心の画像で時刻が異なる．黒た［３，１７］．それまで軟 X 線カスプ構造や !!線リボン構造，

い筋状の構造がフィラメントで，中図ではこれが飛び出しフィラメント噴出といった現象は，主に，いわゆる典型的ており代わりに明るい領域（フレアリボン）が現れた．右な LDE フレア（長時間持続フレア：Long Duration Event

図は噴出中の時刻での !!線から短波長側に 0.8Åずれた波

flare）に付随する現象であると考えられており，一方，イ長での画像である．飛び出す動きは我々に近付く方向にな

ンパルシブフレア（LDE と対照的に短時間しか持続しないるため，短波長側でよりはっきり見える．このように !!

フレア：impulsive flare）ではほとんど観測されなかったた

線付近の波長帯を複数で観測し線スペクトルを推定するこめ，これらのフレアで生じている物理過程は異なるのではとで，視線方向速度をそのドップラーシフトから導出し，ないか，という議論がなされていた．ところがこの高温プ

またプラズマの量も見積もる．一方，画像内のフィラメン

ラズマ塊の噴出現象は，そのインパルシブフレアに付随しトの動きから視線方向と直角の平面内の速度を求めることて発見されたのだ．つまり，LDE フレアとインパルシブフ

により，３次元速度場構造を詳細に調べることができる．

レアという分類に物理的な差異はなく，フレアの持続時間

このようにして，フィラメントの加速の度合と噴出されるも先に述べたような太陽フレアを特徴づける一要因に過ぎプラズマ量との関係を知ることができるようになった．

ないことが証明されたのだ．またこのプラズマ塊が，太陽

また，「ようこう」衛星搭載の軟 X 線望遠鏡により，軟フレアで最もエネルギー解放が激しい時間帯で強く加速を

X 線での類似の噴出現象が，新たな驚きとともに発見され受けていることがわかった．この時間帯は「インパルシブ

図５

上図：２
０
０
１年１
１月２
４日のフレアに伴い観測された，プラズマ塊噴出現象の軟 X 線画像．黒○で囲まれた領域が噴出するプラズマ
塊．プラズマ塊はフレアのコア領域と比べ格段に強度が弱い．中図：各プラズマ塊の高さ変化．横軸は時刻，縦軸はフレアコア領域から測ったプラズマ塊の距離．下図：硬 X 線強度曲線．右下は GOES 衛星による軟 X 線強度曲線．ピーク付近の灰色で示した部分が注目している時間帯．（Courtesy of H. Takasaki）

７４７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

相」と呼ばれ，硬 X 線やマイクロ波での非熱的放射が観測されるなど，強いエネルギー解放が，つまり速いリコネク
ションが起きていると考えられる．
さらに最近では，一つのフレアに付随して複数個のプラ
ズマ塊噴出現象が観測される例が報告された［１８］．そして，その各々の噴出のタイミングに合わせて硬 X 線放射が強くなっていたのだ．図５上段の黒○で囲った部分はそれぞれ異なるプラズマ塊である（一方図５から，フレアのコ
アの領域が，プラズマ塊に対し小さく非常に明るいこともわかる：左上図の中心に低露出の画像を埋め込んだ）．図

図６

５中段にフレアのコア領域から測った，各々のプラズマ塊の 位 置 を，下 段 に は 硬 X 線 強 度 を 示 し た．こ の こ と か

CME に関する数値シミュレーション結果と観測の比較．
（a）塩田ら［２７］による数値シミュレーションによる密度分
布．（b）２００
２年１月４日に発生した CME を SOHO 衛星搭
載の観測装置 LASCO C２で観測したもの［２８］．

ら，エネルギー解放の強さとプラズマ塊噴出機構との間には密接な関係があることがわかる．現在では，典型的なりフレアと認識される），CME が発生していない」という!! 線フィラメントと軟 X 線プラズマ塊噴出現象が同じフことになりうる．逆に大規模な構造がゆっくりとエネル

レアに付随して同時に観測される例も報告されており，こギー解放する場合を考える．この場合，軟 X 線の強度は普のようなプラズマ噴出現象が，太陽フレアに付随する現象

通のフレアとは異なり非常にゆっくりと上昇するため，の中でも普遍的なものと考えられるようになってきた．

「フレア」とは認識されない可能性がある．しかしこのよう

３．
２．
３ コロナ質量放出（CME）

な場合でも，大規模な CME に伴う巨大アーケード形成がCME は全質量が５０−５００億トンという莫大なプラズマが軟 X 線で観測されたり［２２］，同時に巨大なフィラメント／

太陽コロナから10−1,000 km/sほどの速度で惑星間空間にプロミネンス噴出が観測されていることから［２３］，磁場の放出される現象であり，このプラズマが惑星間空間の擾乱エネルギー解放現象は起きているし，その機構が普通のフ源として直接的に働くため，宇宙天気研究においてもっとレアと大きく変わることはない．つまり CME もまた磁気も注目されている現象である．図６（b）に示す観測例のよリコネクションに付随して観測される現象の一つに過ぎうに典型的には，内側から，「明るいコア」
「空洞」
「ループ

ず，CME をフレアから完全に切り離して議論することは状のエッジ」の３つの構造からなることが知られている．

できない．

CME に関する研究は，１９９５年に米国の NASA と欧州宇宙

ただし逆に，「CME を発生させやすいフレアや磁場構

機関（ESA）が打ち上げた SOHO 衛星搭載の LASCO（Large造」があるのも間違いがない．それらの特徴を知り発生を

Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment）と呼予測することが，太陽物理学者に求められている課題であばれる観測装置により飛躍的に進んだ．そもそも太陽コロろう．例えば CME の前兆現象として，シグモイド（sig-ナは大変希薄であることから，日食の時を除いては構造を

moid）が注目されている［２４］．シグモイドとは S 字型（ま見ることができない．LASCO では，太陽円盤を掩蔽（えん

たは逆S字型）をしたコロナループのことで，ループに沿っぺい）し，人工日食状態で太陽外層大気を観測しており，打て電流が流れているためこのような構造に見える．このこ

ち 上 げ か ら２００５年 末 ま で に 観 測 さ れ た CME の 個 数 はとは余分なエネルギーがこの構造に蓄えられていることを

10,000 を超えた．これらはカタログ化注３されており，また示している．そしてフレアもしくはCMEの発生後に，よりその統計研究の結果が［１９，２０］などにまとめられている．

エネルギーの低い形状へ移行することが知ら れている

特に文献［２０］では，フレアの軟 X 線強度の規模にも依る［２５］．一方，数値シミュレーションを用いての研究も盛ん

が，約半数のフレアにしか CME が付随しないことが報告である（例えば［２６，２７］）．このため図６に示すように，数されている．このような事由から，よく，磁気嵐にとって値シミュレーションの結果と観測結果を直接比較すること重要なのは CME であり，フレアは実はそれほど重要でなも可能になってきている．CME については，
２００
６年秋に打

い，という類の発言を耳にすることがある．しかし，これち上げ予定の STEREO 衛星により（２００６年７月現在の情報

は太陽物理学の立場から考えると，全く奇妙に聞こえる．

に基づく）立体構造を観測することが計画されており，そ例えばサイズが小さいフレアでは，大域的な磁場構造に閉の研究分野は一層進むことであろう．

じ込められていることも多々ある．この場合 X 線の強度も

３．
２．
４ 活動領域の特徴とフレア・CME

低いことが多く，たとえフレアとして認識されるほどの増

ここまで述べてきたことを簡単にまとめると，１）太陽

光があっても，外側の磁場構造を取り除いてプラズマを惑

フレアでの磁気リコネクションにより解放されたエネル

星間空間に噴出するほどのエネルギーは解放されないかも

ギーを駆動源とし，２）太陽コロナから惑星間空間に放出しれない．太陽フレアでの発生頻度としては，このようなされる大量のプラズマが擾乱源となるが，３）解放される「小さな」ものが圧倒的に多い（ちなみに，その分布は地震エネルギー量やフレアのサイズ，大域的な磁場構造などと同様にきれいな冪分布に従うことが知られている［２１］）．

様々な要因によりプラズマの放出の可否やそのインパクト

小さなフレアの場合，「X 線強度は上がったのに（これによが決まる．つまり，「CME を発生しやすいフレア」がどの

注３ http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME̲list/

７４８

Special Topic Article

3. Solar Plasma

A. Asai

図７ ２００
５年８月に現れた活動領域 NOAA 10798 の極紫外線（195Å）画像（左図）と光球磁場画像（右図）．活動領域が小さなコロナホール（極紫外線画像で暗い領域）に囲まれていることがわかる．

３．
３ 太陽フレア研究のこれからの課題

ようなものであるかは，太陽表面の活動現象そのものだけ
ではなく，活動領域全体や周りとの磁場構造上での関係も太陽物理学において，もしすべての太陽フレアの発生を考慮に入れて議論する必要がある．また，本章は主に活動

事前に予報できるとすれば，これに優る宇宙天気研究への現象を中心として述べているため詳細には触れないが，貢献はないであろう．逆にいえば，太陽活動現象を完全に「コロナホール」と呼ばれる領域もまた，宇宙天気研究にお理解できるという意味で，これが太陽物理学の究極的な目

いては重要である．コロナホールでは磁場が大域的に弱標となるのかもしれない．しかし太陽観測はリモートセン

く，惑星間磁場と直接つながった磁場構造をしており，軟シングによる監視にのみ頼っている状況であり，フレアのX 線画像では「暗い領域」として観測される．太陽面での発生の予知はたいへんな困難を伴うものである．現実的な磁場活動という点では静穏であるが，磁力線が惑星間空間

貢献として太陽物理学分野に求められているのは，まずに開いていることで，高速太陽風の源となっている．

「特に太陽地球環境に影響を及ぼしやすい太陽フレアの特ここで，太陽フレアや CME といった現象を大域的な磁徴は何か？」を過去のフレアの統計などから明らかにする場構造との関わりという点で調べた研究例として，２００５年ことであろう．これには大域的な磁場構造，つまり活動領

８月２４日に活発な磁気嵐を生じた活動領域 NOAA１
０７９８の域全体やさらにその周辺に注目する必要がある．また，活多波長観測の結果を紹介する．光球磁場構造やコロナでの動領域の浮上から成長の過程を詳細に調べる研究も有効で磁場構造からこの活動領域の成長過程を追うと，まずこのある．さらには，これまでの研究結果から「巨大フレアの領域が小さなコロナホール中に浮上し，アネ モ ネ（sea

発生を予測すること」は幾分簡単であろうと考えられていanemone：イソギンチャク）構造と呼ばれる特殊な構造をる．というのは巨大フレアは，非常に複雑な活動領域で発形成していることがわかる．図７の左図は極紫外線で観測生することが知られている．例えば，強く捻れられた磁力したこの活動領域の様子を示しており，活動領域は明るく

線はキンク不安定によりコブのような構造になることがあ

コロナホールは暗く見える．右図は光球磁場画像であり，るが，このようなコブ状になった構造がそのまま浮上し，

正（白）負（黒）極性の対が比較的静穏な領域に浮上してき非常に複雑で活発な活動領域になることがある
［２９，
３０］．

ている．この浮上磁場は一見すると，単純な磁場の対のよ

先ほどの例で挙げた「ヘールの極性法則を破るような磁場うであるが，実は「ヘールの極性法則」で決まる磁場極性

極性の対の浮上」も，このような活動領域に分類されるでとは逆の磁場極性であり，光球下に非常に複雑な構造がああろう．それらの活動領域が太陽表面に現れたらいち早くる可能性を示唆している．ヘールの法則とは，太陽活動周注目することができ，２，３日程度の誤差で大フレアの発生期や南北半球によって先行／後行の黒点の極性が決まる，を予報することが現在でも可能になってきている．一方という経験則である．また，この活動領域で発生したフレで，「明日フレアが発生するのか」よりも，「数ヶ月後の太アは中規模であったが，それに対して CME が極めて速い

陽は，あるいは３年後の太陽は活発であろうか」というこことがわかった．コロナホール内は通常は静穏な領域であとが宇宙開発においては重要になることもある．スペース

るが，ひとたびフレアやCMEが発生すると，その噴出されシャトルの打ち上げや宇宙ステーションの進捗などと関係たプラズマは減速されることなく惑星間空間を伝搬するこがある．このような要求に対し，太陽周期活動の研究から，とができ，結果として地球磁気圏に大きな影響を及ぼした

統計的にどの時期が太陽活動が活発になりそうかの予報をものと考えられる．このように惑星間空間へのインパクト

立てることが必要とされている．

は，浮上してくる活動領域の特徴と成長過程，および周り

このようなさまざまな課題に対する取り組みとして，現（代表：柴在，学術創成研究「宇宙天気予報の基礎研究」注４の磁場との関係が重要であることがわかる．
注４ http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/spw/

７４９

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

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［１６］T. Morimoto and H. Kurokawa, Publ. Astr. Soc. Japan 55,
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［１８］H. Takasaki, in private communication.
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［２０］S. Yashiro, N. Gopalswamy, S. Akiyama, G. Michalek and
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［２１］T. Shimizu, Publ. Astr. Soc. Japan 47, 251 (1995).
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［２５］T. Sakurai et al., Publ. Astr. Soc. Japan 44, L123 (1992).
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Soc. Japan 52, 337 (2000).
［３０］H. Kurokawa, T.J. Wang and T.T. Ishii, Astrophys. J. 572,
598 (2002).

田一成氏）が進められている．この研究は，２００５年から５ヶ年の計画で，「現代社会の基盤をゆるがす宇宙の嵐を解明し，『宇宙天気』の予報の基礎を築く」ことを目的としている．そのために，太陽や太陽風から地球磁気圏・電離圏に至る観測データの解析とコンピュータシミュレーションを駆使し，太陽から地球に至るまでを一つのシステムとして扱う階層間結合モデルの構築が推進されている．太陽はこれまで，宇宙天気分野においてエネルギー源としての役割しか担っていないとの認識が強かったが，この研究では，本稿で述べたさまざまな太陽活動現象の諸問題の解明が大きな課題として取り上げられている．また，２００６年９月に打ち上げ予定の SOLAR-B 衛星も，宇宙天気研究に大きな躍進をもたらすと期待されている．SOLAR-B 衛星を始めとするスペース太陽観測の発展が，現在の宇宙天気研
究で太陽研究が重視されている理由であり，また結果とも成りうるためである．また，国際的にも国際太陽地球物理
学・科学委員会（SCOSTEP注５）により，２００４年から５年間の国際共同研究計画 CAWSES（Climate And Weather of
注６
the Sun-Earth System；太陽地球系の気候と天気）が実行されており，そのテーマ２として「宇宙天気の研究と応用（Space Weather: Science and Applications）」が掲げられている．その遂行のためには，太陽地球環境に関わるあらゆる研究分野とより一層連係を図ることとともに，そのそれぞれでの分野で研究発展が必要であることはいうまでもない．また，磁気リコネクションや粒子加速機構など，太陽フレアでのエネルギー解放機構の研究も，同時に進められる必要があるだろう．

参考文献［１］S. Tsuneta et al., Publ. Astr. Soc. Japan 44, L63 (1992).
［２］M.J. Aschwanden and D. Alexander, Sol. Phys. 204, 91(2001).
［３］K. Shibata et al., Astrophys. J. 451, 83 (1995).
［４］S. Masuda et al., Nature 371, 495 (1994).

注５ http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SCOSTEP/scostep.html
注６ http://www.bu.edu/cawses/

７５０

J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７
５
１‐
７５
５

小特集 宇宙天気予報

４．太陽風プラズマ小島正宜
名古屋大学太陽地球環境研究所（原稿受付：２
０
０
６年５月２
２日）

太陽風の宇宙天気予報とは，どのような物理的特徴（速度，密度，温度，磁場等）を持つ太陽風が，いつ地球磁気圏に吹き付けてくるか，それを予報することである．予報すべき太陽風を三つに大別し説明する．その一つは，定常的に吹いている太陽風で，地球に吹き付けてくる太陽風は太陽の自転に伴い２７日周期で変化し，共回
転太陽風と呼ばれる．もう一つの太陽風は，太陽面爆発現象に伴い短時間に惑星間空間に大量のプラズマが放出されたもので CME（Coronal Mass Ejection）と呼ばれている．これらの２種類の太陽風とは性格が異なる惑星間空間現象に，低速でありながら密度がきわめて低くなる太陽風消失現象と呼ばれるものがある．名古屋大学太陽地球環境研究所（以下，STE 研）では，天体電波を用いたリモートセンシング技術を用いて，人工衛星等の飛翔体では観測不可能な太陽風三次元構造を短時間に求め，地球に吹き付けてくる太陽風の予報を試験的に行っている．
Keywords:
solar wind, coronal mass ejection, interplanetary scintillation, forecast４．
１ はじめには異なり，太陽風の三次元構造を解析しその動きから予報

太陽風は陽子と電子を主成分とする超音速磁化プラズマを行う方法を紹介する．先ず，STE 研で行われている IPS流で，１００万度を超える高温の太陽コロナプラズマが，その観測から得られたデータなどを用いて予報すべき太陽風に熱圧で太陽重力を振り切り惑星間空間へと吹き出したもの

ついて概説し，次に三次元太陽風構造をとらえる方法を紹である（表１）．この太陽風観測のために，多くの探測機が介する．IPS 観測を用いた宇宙天気予報は，試験的である

打ち上げられてきたが，広大な惑星間空間を吹く太陽風のが次のサイトで行っているので見ていただきたい http://

全貌をとらえるには打ち上げられた軌道が限られている．

stesun5.stelab.nagoya-u.ac.jp/forecast/.

フレアなどの太陽面爆発現象に伴い惑星間空間を吹き抜け

フォルニア大学サンディエゴ校へ IPS データを準実時間でて行く衝撃波の様子や，定常的に吹いている太陽風の構造

送り，それを用いた宇宙天気予報を http://cassfos02.ucsd.

を三次元的にとらえるには，広い緯度，経度に同時に多く

edu/solar/forecast/index̲v̲n.html のサイトでも日米共同の探測機を必要とする．また，太陽風の三次元構造は，太で行っている．

また米国カリ

陽黒点活動とともに大きな変化をしており，その変化を観

４．
２ 共回転太陽風

察するには太陽活動周期の１１年以上にわたる安定した連続観測が必要である．このような観測を可能とするのが天体

太陽極軌道探査機ユリシーズは，１９９４年から１９９５年の約

電波の惑星間空間シンチレーション現象（IPS: interplane-

１０ヶ月をかけて太陽の南半球から北半球へと大きく緯度を

tary scintillation）を利用した地上からのリモートセンシン

変え，図１に示す太陽活動静穏期の太陽風速度の緯度構造グである．

を観測した．太陽活動静穏期には，高緯度に速度 700−800

太陽風の宇宙天気予報を行うのに，人工衛星などの宇宙

km/s の高速風，低緯度に 300−400 km/s の低速風が吹い空間探測機を利用する方法があるが，本章ではこの方法とており，その両者は急峻な速度勾配で隔てられている．低緯度で繰り返し現れているスパイク状の高速は，低緯度ま

表１

平 均 像
高速太陽風
低速太陽風

地球公転軌道付近を吹く太陽風の性格．

で伸び出した高速風が観測されたものである．このように

速度km/sec468±116750〜800
300〜400

太陽活動静穏期の太陽風は，低速風と高速風の２種類に大陽子密度
磁場1 /cc ×１０−５ gauss
5-7
6.2±2.9
2.5
4
9
5

陽子温度
K
×１
０４ °
12.5±920
4

別でき，太陽風の bimodal 構造と呼ばれている．
図２は，IPS 観測から得られた太陽風速度の緯度経度分
布の１１年の周期変化である．１９９６年の太陽風構造は，太陽活動極小期にユリシーズが観測したものと同じで，太陽赤4. Solar Wind Plasma
KOJIMA Masayoshi
author’s e-mail: kojima@stelab.nagoya-u.ac.jp

７５１!2006 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

図１

太陽活動極小期に 太陽極軌道探査機ユリシーズが観測した太陽風速度の緯度分布．

図３

図２

太陽速度緯度経度分布の太陽黒点活動依存．速度分布は
IPS トモグラフィー解析で得られた．

太陽活動極小期の太陽磁場構造．この磁場構造が太陽風速度の緯度構造を表している．

道に添う細い帯状に低速風が分布し，中緯度から高緯度のネルギー総量の平均は１
０２３−１０２４ J，総質量は１０１５−１０１６ g

広範囲に高速風が分布している．太陽活動が活発になってにも達する．高速のCMEは，惑星間空間を衝撃波を作りな

くると，低速風領域が緯度幅を広げ太陽全面へと広がり高がら伝搬し，この衝撃波では高エネルギー粒子（keV−10

速風領域が極域に小さくなっていき，太陽活動極大期にほMeV）が連続して加速される．コロナで観測される CME

とんど消滅してしまう．

は，core，frontal loop とその間に挟まれた低密度の cavity

太陽活動極小期の太陽磁場は，図３に示すようにダイの３構造をしている（図４）．一方，惑星間空間で観測されポール構造となり，赤道上空のループ磁場は太陽風によりる高速の CME（ICME）は，衝撃波の内側に磁場が強く低惑星間空間へと引き出され磁気中性面を惑星間空間に形成

温・低密度な磁気雲と呼ばれる領域があり，衝撃波面と磁する．そしてこの磁気中性面に沿い高密度の低速風が流れ

気雲に挟まれた領域は圧縮され，高密度・高温になっている．太陽活動が活発になるに連れ，磁気中性面（低速風帯）

る．太陽風中の CME 前面にある密度の高いプラズマの相は太陽赤道に対し大きな傾きを成すようになる．このため当量は伝搬過程で太陽風プラズマを集積してきたものと考

太陽活動減衰期や上昇期の低緯度には高速風と低速風とがえられ，CME のFrontal Loopがこの密度増加にどれだけ寄混在し，太陽の自転に伴い低速風の後ろから高速風が吹い与しているかは未だによくわかっていない．また，磁気雲てくるので，両者の境界には共回転相互作用領域と呼ばれは太陽近傍 CME の Cavity に対応すると考えられるが，そる密度，磁場の増加領域が生じる．この太陽風三次元構造の内部にあるはずのCoreに対応する濃密なプラズマは，太は太陽自転周期程度の時間では大きな変化をしないので，

陽風中の観測からは同定されていない．このためコロナ中構造が求まれば，太陽の自転に伴い何時どのような速さのの CME と惑星間空間の ICME との対応関係を確立するこ

太陽風が地球に吹き付けてくるのか予報ができる．

とは，CME の起源や伝搬機構を理解し，正確な宇宙天気予報を行うために重要である．

４．
３ 惑星間空間擾乱 Coronal Mass Ejection

CME がいかにして太陽から地球軌道まで伝搬するかに

フレアやフィラメント消失現象に伴い大量のプラズマがついても，我々は非常に限られた知識しか持っていない．

惑星間空間に放出される現象を CME といい，その放出エ

これまでの観測結果からは，ICME は伝搬中に太陽風との７５２

Special Topic Article

図４

4. Solar Wind Plasma

M. Kojima

コロナと惑星間空間における CME 構造の模式図．
図６

人工衛星 ACE の観測した太陽風密度と速度．

図５ ２
０
０
０年７月１
０日の CME イベン ト の 伝 搬 速 度 の 距 離 依 存
性．C2，C3 は SOHO 衛星搭載のコロナグラフ LASCO が観測したプラズマの動きから求めた速度．LASCO-IPS および
IPS-ACE は，LASCO，IPS，ACE のそれぞれが CME を観測した場所の太陽からの距離と時間から推測した平均速度．
図７

太陽自転方向の太陽風速度と密度との相関図．
（［４］より転載）

図８

太陽活動極小期に現れた低速ストリーム．上図は，2.5 太陽半径の距離にプロットした太陽風速度の緯度経度分布図．
経度７０度付近の黒色の領域は速度 370 km/s 以下を表す．下図は，米国キットピーク観測所で観測された太陽面上の磁場分布で，黒白で極性を表している．上図と下図を結ぶ細線は，ポテンシャル磁場で，太陽風の流管を表す．（
［３］よ
り転載）

相互作用を通じて減速されていることが知られている［１］．
図５は，CME のコロナでの速度と惑星間空間での速度の関係で，CME が太陽風との相互作用を通じて減速している様子を示している［２］．この減速の強さは，相互作用する
太陽風と CME との速度差に依存すると思われるので，太陽風との相互作用によるCMEの減速を予測するためには，
CME の三次元構造と，それが伝搬していく惑星間空間を常時吹いている太陽風構造の両者を求める必要がある．

４．
４ 太陽風消失現象
１９９９年５月１１−１２日地球磁気圏に吹きつけていた太陽風は突然，低速（350 km/s 以下）でありながら密度がきわめて薄いものとなった（図６）．普段地球半径の約１１倍の大きさの磁気圏は，太陽風動圧の大きな減少を受けて地球半径の６０倍にも膨らんだ．この現象は disappearing solar windと呼ばれ，その起源は謎であった．低緯度に現れる小さな
コロナルホールからは，図８に示すように流管がコロナ中で大きく開き，それが原因で低速なストリーマーが吹き出
すことが知られており［３］，Janardhan らは，異常低密度低速風をこの小さなコロナルホールで生じた過渡的な変化によると説明した［４］．
この現象が太陽に起源を持つ証拠の一つが，この太陽風のもう一つの特徴である速度方向が動径方向に対し太陽自転方向に大きくずれていることである．この速度の太陽自転方向成分 !"は，図７に示すように密度が薄いほど大きい．これは，太陽近傍において太陽風プラズマは太陽と共７５３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

回転するが，その共回転半径はプラズマベータ比に依存
し，密度が薄くなり共回転半径 "が大きくなれば共回転から得られる速度成分 $%!""もより大きくなるためである．
このような太陽風が何時発生するかを予測するためには，図８のように太陽風速度の緯度経度分布とコロナ中の磁場三次元構造を求め，低速風の起源となっている太陽面上の小さなコロナルホールを見つけて，その変化を監視することが必要である．

４．
５ 宇宙天気予報のための太陽風三次元構造の観測
４．
５．
１ 惑星間空間シンチレーション
人工衛星等の飛翔体が観測できない広大な惑星間空間を吹く太陽風を観測する有力な手段が，電波を用いたリモー
トセンシグ法で，惑星間空間シンチレーション（IPS）と呼ばれている．惑星間空間を伝播する電波は，太陽風プラズ
マの密度の揺らぎにより屈折・散乱され位相が乱される．
図９

散乱された電波は，地球まで伝播する過程で互いに干渉し電 波 強 度 が 変 動す る．こ れ が IPS と 呼 ば れ る 現 象 で ある．この現象を複数のアンテナを用いて観測すれば，太陽シンチレーション観測から求められた２
０
０
０年７月１
４日の
CME イベントの３次元構造．XY 面は黄道面で，X 軸は太陽
−地球方向．原点は太陽の位置で，各軸の長さは 1 AU．
（
［９］
より転載）

風の速度やプラズマ擾乱の構造について知ることができる．STE 研では，世界で唯一の太陽風観測専用のアンテナシステムを有し，定常観測を実施している．この観測の優れた点は，多くの電波天体を観測して短時間で惑星間空間の広い範囲を観測することができることである．しかし，この観測で直接に得られるものは，視線積分によりバイアスを受けており，空間分解能も悪い．そこで，太陽風が，三次元空間に広がって行くことと，太陽が自転をすることを利用して，トモグラフィー解析をシンチレーション観測に利用する方法が開発された［５‐７］．前節までの図に示した
太陽風の緯度経度分布図はこの方法で求められたものである．
MHD シミュレーションと IPS トモグラフィー解析を組
図１
０ IPS トモグラフィー解析から求めた太陽風速度と，コロナ
磁場強度 B と流管の拡張率 f との比の相関．マークした
CHeq，CHml，CHce は，特に注目すべきもので，CHeq は低緯度コロナホールからの太陽，CHml は中緯度コロナホール
からの太陽風，CHce は極域コロナホールが中緯度まで張り出してきた領域からの太陽風である．異なる性格のコロナ
ルホールから吹き出した太陽風が一本の回帰直線上に乗っている．

み合わせると，速度のほかに磁場や温度などの三次元的なデータを得ることができる［８］．この方法の特長は，シミュレーションの内部境界条件として太陽磁場データを用い，
外部境界条件としてシンチレーションによる太陽風観測
データを用いることである．これにより，実際の太陽風３次元構造に近い結果がシミュレーションにより得られ，シミュレーションを遠くまで展開すれば木星軌道あたりを吹く太陽風をも予測することができる．

風 を 予 測 す る こ と が で き る．Wang と Sheeley
［１０，
１１］

また，モデルを用いて観測データに最適化することによは，コロナ中の流管の拡張率 #と速度との間に良い反相関

り過渡的現象である CME の３次元分布を決定することががあることを見つけ，その理由を，単位質量当たりの太陽できる［９］．図９は，２０００年７月１４日に発生した CME イベ

風に供給されるエネルギーが拡張率により異なるとして説ントの IPS データを解析した結果得られた CME のループ

明した．Fisk ら［１２］は，光球面から湧き出てきた磁場が再構造である．

結合し，そのエネルギーが太陽風加速に利用されるとする

４．
５．
２ コロナの物理量から太陽風速度を決める

モデルを提唱した．我々は，これら２つのモデルを組み合コロナ下部からのエネルギーの供給と，それが何処でどわせたパラメータ !!
#が速度との間に他のモデルに比べ格のように太陽風加速に利用されるかにより，太陽風加速の段に良い相関を持つことを見つけた［１３‐１５］（図１０）．

様子は決まるので，太陽風速度がコロナ中のどのような物

Suzuki［１６，１７］は，この観測結果の理論的考察から太陽磁理量と良い相関を持つのかがわかれば，太陽観測から太陽場から太陽風速度を求める関係式を導いている．この研究
７５４

Special Topic Article

4. Solar Wind Plasma

M. Kojima［４］P. Janardhan, K. Fujiki, M. Kojima, M. Tokumaru and K.
Hakamada, J. Geophys. Res. 110, doi:10.1029/2004JA
010535 (2005).
［５］K. Asai, M. Kojima, M. Tokumaru, A. Yokobe, B.V. Jackson, P.L. Hick and P.K. Manoharan, J. Geophys. Res. 103,
1991 (1998).
［６］B.V. Jackson, P.L. Hick, M. Kojima and A. Yokobe, J. Geophys. Res. 103, 12049 (1998).
［７］M. Kojima, M. Tokumaru, H. Watanabe, A. Yokobe, K.
Asai, B.V. Jackson and P.L. Hick, J. Geophys. Res. 103, 1981
(1998).
［８］K. Hayashi, M. Kojima, M. Tokumaru and K. Fujiki, J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2002JA009567 (2003).
［９］M. Tokumaru, M. Kojima, K. Fujiki, M. Yamashita andA. Yokobe, J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2002JA
009574 (2003).
［１０］Y.M. Wang and N.R. Sheeley Jr., Astrophys. J. 355 726(1990).
［１
１］Y.M. Wang and N.R. Sheeley, Jr., Astrophys. J. 372, L45(1991).
［１２］L.A. Fisk, N.A. Schwadron and T.H. Zurbuchen, J. Geophys. Res. 104, 19765 (1999).
［１３］M. Hirano, M. Kojima, M. Tokumaru, K. Fujiki, T. Ohmi,
M. Yamashita, K. Hakamada and K. Hayashi, Eos Trans.
AGU, f84(46), Fall Meet. Suppl., Abstract SH21B-0164(2003).
［１４］D. Baba, M. thesis, Nagoya Univ. (2004) [in Japanese].
［１５］M. Kojima, K. Fujiki, M. Hirano, M. Tokumaru, T. Ohmi
and K. Hakamada, The Sun and the heliosphere as an Integrated System, Editors: Giannina Poletto and Steven T.
Suess (Kluwer Academic Publishers, 2004) p.147.
［１６］T.K. Suzuki, Mon. Not. R. Astron. Soc. 349, 1227 (2004).
［１７］T. Suzuki, Astrophys. J. 640, L75 (2006).

が進展すれば，コロナ磁場の観測から，太陽風の三次元構造を予測することが可能となる．

４．
６ まとめ
宇宙天気予報を気象予報に例えるならば，太陽観測で何時フレアーや CME 現象が発生するかを監視し予報することは，台風発生の予報といえる．一方太陽風の観測は，惑
星間空間擾乱がいつ地球に到達するのか，あるいは影響しないのかを予報することであり，それは台風の規模とその進路予報をすることに似ている．台風の進路予報には，日本周辺の気圧配置が必要であるのと同様に，惑星間空間においても，衝撃波が伝搬していくバックグラウンドである
常時吹いている太陽風の様子を知ることが必要である．
太陽活動とともに大きく様子を変える太陽風を広大な三次元惑星間空間の構造として常時監視することが宇宙天気
予報には必要であるが，現在のところそれが可能なのは惑
星間空間シンチレーションが唯一有効な手段である．この
惑星間空間シンチレーション観測専用の電波望遠鏡を有し，定常観測を継続しているのは名古屋大学太陽地球環境
研究所とインドのターター研究所である．近々メキシコ
UNAM の新しい装置が観測を始めるので，異なる経度の観測所の国際共同で太陽風の長時間連続観測も可能となる．

参考文献［１］N. Gopalswamy, A. Lara, R.P. Lepping, M.L. Kaiser, D. Berdichevsky and O.C. St Cyr, Geophys. Res. L. 27, 145 (2000).
［２］M. Yamashita, M. Tokuamru and M. Kojima, Solar Wind
Ten, AIP Conference Proceedings 679, Editors: by M.
Velli, R. Bruno and F. Malara (AIP, New York, 2003) p.754.
［３］M. Kojima, K. Fujiki, T. Ohmi, M. Tokumaru, A. Yokobe
and K. Hakamada, J. Geophys. Res. 104, 16993 (1999).

７５５

J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７
５
６‐
７６
１

小特集 宇宙天気予報

５．磁気圏プラズマ小原隆博
独立行政法人 情報通信研究機構 電磁波計測研究センター 宇宙環境計測グループ（原稿受付：２
０
０
６年６月２
３日）

地球周辺の宇宙空間は決して真空の世界ではなく，地球磁場は広がっていて，プラズマや放射線粒子が独自の領域（磁気圏）を形成している．本説では，磁気圏の構造とダイナミクスを紹介し，太陽風から侵入するエネ
ルギーの蓄積や解放のプロセスを概観する．宇宙の嵐が，この領域における重要な現象であるが，嵐の結果発生する放射線粒子は，磁気圏を飛翔する人工衛星に甚大な悪影響を引き起こす．宇宙天気予報について最後に触れるが，科学としての基礎にたった研究が進められている状況を解説する．
Keywords:
magnetosphere, magnetic storm, magnetic substorm, radiation belt, space weather

５．
１ 磁気圏の形成

磁気圏であるが，最初に各部に付けられている名称につい地球に向かって吹き付けてくる太陽風は，超音速のプラて説明する．磁気赤道には，薄くシート状にプラズマが広ズマの流れであるので，地球は障害物として認識されるこがっている．その形状にちなんで，プラズマシートというとになる．磁場や大気のない惑星であれば，惑星そのもの

名前が付けられている．赤道を挟んで，北と南に伸びていが太陽風が感ずる惑星の大きさであるが，地球は磁場を持る空洞な領域をローブと呼ぶ．ローブは磁気圏境界面（マつ惑星である．このような場合は，周囲に広がっている惑

グネトボーズ）で，シースに接しているが，シースを流れ

星磁場も含んだ形で，惑星の大きさが認識される．模式的る太陽風プラズマは，磁気圏の内部にしみ込んでくる．流に描いたのが図１である．地球とその周辺の空間を，太陽れ込んできた太陽風プラズマを，プラズママントルと呼んに向かう方向を左に見て，手前と上半分を切り取った形ででいるが，プラズマの性質は太陽風プラズマに近い．ロー示している．地球起源の磁力線が非常に変形している．こブの領域は，プラズママントルから後述する磁気圏対流にれは吹き付ける太陽風の圧力（動圧）によるもので，地球

よってプラズマが徐々に侵入する領域で，赤道面に向かっの昼側（前面）では，地球磁場が太陽風の動圧によって押て密度は下がっていく．赤道面付近では，磁場が反平行にし込められている．つりあう点は，太陽風の動圧とこれをなっていて，磁場強度は非常に弱い．ここに高温（数 keV）

さえぎる地球磁場の磁気圧がつりあう点で，具体的には，のプラズマが集積して，プラズマシートを作っている．

地球の半径の約１１倍のところに境界ができる．これをマグ

プラズマ圏は，電離圏で作られたプラズマで満たされた

ネトポーズ（磁気境界面）と呼んでいる．太陽風は，地球

低温高密度のプラズマ領域である．これに対して，プラズ半径にして１０倍程度の大きさを障害物の大きさとして認識するが，先に述べたように太陽風は超音速（マッハ数で７〜８）であるので，境界の外側に衝撃波が形成される．太陽方向にとんがった，丁度，船の舳先のような形をしていることから，バウ（舳先の意）ショックと呼ばれている．バ
ウショックとマグネトポーズの距離は数千 km あり，この領域は遷移を意味するシース領域と呼ばれている．太陽風
プラズマは，このシース領域を境界面に添って流れていく
が，衝撃波を通過するときに加熱され，１００万度近い温度になっている．
一方の夜側は，太陽風によって今度は引き伸ばされることになる．図１にその様子が示されているが，この夜側に伸びている部分を，総称して磁気圏尾部（マグネトテール）

図１と呼んでいる．磁気境界面に囲まれた領域は，本節で扱う

地球磁気圏の構造図．

5. Magnetospheric Plasma
OBARA Takahiroauthor’s e-mail: T.Obara@nict.go.jp, obara.takahiro@jaxa.jp

７５６!2006 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

5. Magnetospheric Plasma

T. Obara

マ圏の外側の高エネルギープラズマ帯は，プラズマシート
から磁気圏対流によって地球周辺に向かって侵入し加熱された高温低密度プラズマ領域である．後述するが，これが磁気圏対流の発達時には，さらに地球に向かって押し込め
られ，通常のプラズマ圏位置まで侵入し，リングカレント（赤道環電流）の源になる．図１には，示されていないが，プラズマ圏の領域に，非常にエネルギーの高い放射線の帯（放射線帯）が存在する．主成分は，電子と陽子で，電子放射線帯は，２重構造をとっている．これに対して陽子の放射線はシングルベルトである．後述するが，ひとたび磁気嵐が発生すると，電子放射線帯は大きく変化する．静止軌
道衛星は，電子放射線帯の外帯の裾野を飛翔しているが，放射線電子の量が著しく増加すると，衛星故障が電子の影響で発生することが多い．
以上，地球磁気圏の構造を概観したが，次節では，磁気図３

圏のプラズマや磁力線の運動について述べる．

５．
２ 磁気再結合と磁気圏対流

磁力線の再結合を示す模式図．

磁場のエネルギーが消費される．周囲の磁場は，この消費

磁気圏の構造と磁力線の運動について見るために，磁気を補うように，その領域に向かって拡散していく．図３(c)

圏を真昼と真夜中の子午面で南北に切った断面を図２に示には，X 点として磁力線の集中が起こる場所が示されていしている．ここでは，太陽風磁場は，南を向いている場合

るが，そこで新たなつなぎ換えが起こる．図３(d)で示されを考えているが，地球の前面で南向きの太陽風磁場と北をた新しいペアの誕生が，磁力線の再結合と言われるもので向いている地球磁場の磁力線同士の結合（磁気再結合）がある．

起こる（図２の番号２）．太陽の磁力線と繋がった地球磁力

再び図２に戻ると，磁力線の再結合は，昼に１ヶ所（番線は，開いた磁力線となり下流（夜側）へと運ばれていく．

号２）夜に１ヶ所（番号７）で起こっている．図２で点線

太陽風の運動量が，磁気圏内部に運動を引き起こすのであで囲まれた領域を磁気圏と考えると，太陽風磁場との再結

る．再結合により開いた磁力線は，一つは北極を回り一つ合により，磁気圏内部に磁力線の巨大な対流が発生していは南極を回り，共に夜側へと運動していくが，十分に流れることがわかるが，夜側にもう１つ出現する再結合ポインていった先で，これら２本の磁力線は再び巡り会うことにトの存在により，昼側で消費された磁場のフラックスが夜なる（図２の番号７）．ここで，再び結合して１本の閉じた側から補給されていくという図式が判明する．このような磁力線となり（図２の番号８´）今度は，太陽側に向かって

磁気圏の対流構造の存在は，１
９６４年にダンジーが提唱［１］

戻る運動を始めることになる．磁力線とともに，太陽風プしたもので，その後，４０年以上も生き続けている息の長い

ラズマも磁気圏に侵入する．磁気圏の夜側には，大量の運パラダイムであるといえる．

動量と磁場のフラックスそしてプラズマが蓄積される．

５．
３ MHD 発電と磁気圏電流系

では，一体どのようにして磁力線の再結合が起こるのだ
ろうか．図３は，紙面に垂直な平面（磁気中性面）の上下

図２が長い間，磁気圏の研究者のパラダイムであったこ

２本ずつの反対向きの磁力線を示している．これらを近づとを，前節で紹介したが，磁力線の運動には実は MHD 発

けていくと，アンペールの法則により，境界に電流が発生

電が強く関与していることを述べたい．MHD 発電とは，する．この電流を磁気中性面電流と呼ぶ．電気伝導度が無電磁流体における発電であって，具体的には磁場が運動す限大と仮定すると，いくら磁力線が近づいても，強い電流ることで起電力が発生することをさす．図４を見ていただの壁ができるだけで，磁力線は隔たったままである．もし，きたい．ここでは，昼側で再結合した磁力線が，北極域上中性面のどこかで，電気抵抗が生じたとすると，そこでは，

空を通過していく様子を模式的に示している．簡単のために，朝側から出た磁力線と夕方側から出た磁力線を描いている．これらは，いずれも太陽風磁場と結合した磁力線であり，太陽風の運動量を得て夜側（向かって手前）に運動しようとしている．このとき２本の磁力線の間には，太陽風があたかも電位差を与えており，いわばダイナモの働きをしている状況が描かれている．このダイナモで，朝側の磁力線には地球に向かって電流が流れ（沿磁力線電流），夕

図２方側の磁力線には地球から外に向かう電流が流れる．説明

磁気圏における磁力線の運動を示す．太陽風の磁力線は地球の磁力線と再結合して，磁気圏が形成され，数字（１〜８）に従って磁力線は運動する．

は省略してきたが，極域も含めて地球の上層大気には，太陽紫外線により電離された電離圏と呼ばれる領域が存在す
７５７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

図５

図４

磁気圏の構造と電流系［２］．

磁気圏境界面ダイナモが沿磁力線電流とプラズマ対流を発生させる模式図．

る（６章で詳しく述べられる）．磁力線に沿って流れてきた
電流は，今度は水平電流となって極域を朝夕に横断する．
この電流が地球磁場から力を受けて，磁力線の根っ子も夜側に移動する．ダンジーが提唱した磁気圏の対流運動は，
こうして電流を介在させることで，深い理解が得られるこ
図６とになったのである．

サブストーム発達相における磁気圏尾部の電流構造［３］．

前節図２で，赤道に近い閉じた磁力線の領域に，大量のプラズマが存在していることに触れたが，図５にはその様る．先の図５にも示されていたように，プラズマシートを子が更に正確に描かれている［２］．赤道に近い領域の磁場

朝側から夕方側に向かって，尾部電流が流れている．通常は，非常に引きのばされた形状を示している．赤道の北側の静穏な磁気圏状態の場合（オーロラ活動が見られない場の磁力線は地球の北極に向かう一方，赤道の南側の磁力線合）尾部電流はプラズマシートを水平に流れている．太陽は地球の南極から外に向かっている．赤道域は，北側と南風の速度や南向き磁場成分が大きくなると，磁気圏に注入側の相反する磁力線が接している領域で，磁場がキャンセされるエネルギー量は増大すると同時に，磁気圏内の対流

ルされることで，非常に磁気圧が小さな領域が発生する．

速度も増す．これは尾部電流から見ると，電流量の増大に

太陽風プラズマはこの磁場の弱い領域に入り込み，薄いほかならない．プラズマシートは，その性質（無衝突プラ

シート状にプラズマのシートを形成する．これは，その名ズマ）として，ある一定量の電流を超えると，電流を流さのとおりプラズマシートと呼ばれていて，図５で赤道付近なくなる．抵抗が異常に増大し，これによって尾部電流はに黒くハッチされたのがそれである．プラズマシートのプ寸断される．行き場を失った尾部水平電流は，今度は磁力

ロトンのエネルギーは，太陽風の速度（約 400 km）がその線に沿って極域電離層に流れ込む．真夜中過ぎの領域に流まま熱化した約 1 keV 程度を少し上回るエネルギーを典型れ込んだ電流はそのまま電離層中を流れて，真夜中前の領的に持っている．図５には，赤道を朝側から夕方側に貫く域から磁気圏に流れ出す．極域電離層中を流れる電流の空

赤道電流（尾部電流と呼ぶ）が流れている．この電流は，そ間的広がりは，尾部電流寸断領域の広がりに対応すると考の外側に磁気圏が夜に長くのびるために発生する境界面電えている．

流と接続しているが，尾部電流が流れることで，プラズマ

５．
４ オーロラの嵐

シートのプラズマと磁力線が太陽方向に運動することが可次に，オーロラの構造や謎について見ていくことにす

能になっている．
さて，図５で興味深いポイントは，地球に近いプラズマる．ここでもやはり，人工衛星は活躍をしている．オーロ

シートのプラズマが，磁力線に沿って南北の極域に到達しラは，非常にしばしば，急に輝きを増すことがある．オーていることであろう．南極や北極の夜空を美しく彩るオー

ロラ爆発（ブレークアップ）と呼ばれているこの増光は，磁ロラは，古来多くの人々を魅了し続け，オーロラの科学研

力線に沿った電流量の急激な増加と一致していた．図７

究も１９世紀になってから盛んに実施されるようになった．

は，オーロラブレークアップと沿磁力線電流の関係を模式

オーロラは，超高層大気で発生する放電現象であること的に示す［４］．オーロラは東西にのびる構造を持っていて，は，地上からの観測でわかってきていたが，図５に示した

よく見るとカーテン状になって出現する．現れる領域は，

プラズマシートのプラズマが，オーロラを輝かせる原因で

磁気緯度６５度付近で，真夜中よりも少し前の時間帯を中心あることがわかったのは，人工衛星による直接観測を待たにして出現する．オーロラの輝く領域をアークと呼ぶことなければならなかった．北極域について，オーロラ領域上があるが，アークの先頭（西側）では，強い上向きの沿磁

空の磁力線を地球の尾部にマッピングすると，プラズマ

力線電流が観測される．一方，後方の比較的広い領域では，

シートにいたる．図６にはその様子が描かれているが［３］，下向きの沿磁力線電流が見られる．オーロラのブレーク

オーロラの発生にとって最も重要な要素は尾部電流であアップは，明るい領域が周囲に向かって拡大していく状況
７５８

Special Topic Article

5. Magnetospheric Plasma

図９

T. Obara

磁気圏赤道面での電子と陽子のドリフトの模式図．

であるが，５０年前はオーロラが磁気嵐を構成する要素であると信じられていた．ストームの基本要素というサブス
トームという言葉が用いられたのは，以上の経緯による．
図７

オーロラブレークアップと沿磁力線電流［４］．

現在では磁気嵐（ストーム）とオーロラ嵐（サブストーム）
は，異なった現象を対象とするという考えが主流である．

５．
５ 磁気嵐
オーロラ嵐（サブストーム）が，地磁気の高緯度（６５度〜７５度）付近に発生するエネルギーの解放現象であることに対し，磁気嵐は中緯度から低緯度にわたって発生する磁気圏最大のエネルギー現象である．赤道域のプラズマシー
トのプラズマは，朝側から夕方側に電流を流しているが，赤道域には垂直北向きの地球磁場成分が存在するので，プ
ラズマはローレンツ力を感じて，太陽方向に運動（ドリフト）する．この様子を図９に示すが，電子と陽子はともに
図８

オーロラポテンシャルの模式図［５］．

磁気圏尾部を太陽方向にドリフトしている．地球に近づくにつれてプラズマシートの熱い粒子は，磁場の勾配と曲率を生む．東西にのびたアークの中には，西向き電流が流れによって大きく軌道を変え，プラスの電荷を持った陽子はている．この電流量も，オーロラの明るさと良い対応があ

西向きに，マイナスの電荷を持った電子は東向きにドリフる．

トするようになる．陽子，電子ともに２種類の軌道を分離

人工衛星の時代に入って，オーロラを引き起こす粒子のする境界線（面）が存在し，それより内側の閉じた軌道に研究が著しく進んだ．磁力線に沿った上向き電流が存在す

は，プラズマシートのプラズマは侵入できない．この侵入る領域では，プラズマシートの電子が電流を担うことが判

限界がプラズマシートの地球側境界である．図９におい明してきた．図５で見たプラズマシートの粒子が極域のすて，境界の内側の軌道は閉じている．磁気嵐を起こす赤道

ぐ上空まで達している姿は，人工衛星によって明らかにさ

環状電流は，実はこの閉じた軌道の粒子が発生させる電流れた．問題が１つ発生するが，これは磁気圏プラズマシー

である．

トの電子密度が少ないことである．少ない電子で，大きな赤道付近に置かれた磁力計のデータが一斉に減少し，そ電流を流さなければならないことで，電子は磁力線に沿っの減少は数時間から１日程度続くことがあり，回復するにて加速されることになる．加速は時に 10 kV まで達するこは１週間以上にも及ぶ現象がドイツのフンボルトにより１９とがあるが，人工衛星でくまなく探査した結果，加速の起

世紀の初頭に初めて報告された．この現象が地磁気嵐と呼こる領域は空間的に非常に狭いことが判明し，加速域と名ばれる現象であり，太陽風磁場が大きく南に向くことや動づけられた．図８に模式図を示すが［５］，加速域の高さ方向

圧の増加によって引き起こされる．

の幅は，100 km 程度であり，地上 6,000 km を中心に 3,000

太陽風の変動に伴う磁気圏対流速度や尾部電流量の時間

km から 12,000 km まで広がっているのがほとんどである

変化により，プラズマシートの内側境界が大きく位置を変が，全体に下に向かって５〜10 km／秒の速度で移動してえる．こうした変化は，図９において閉じた軌道領域に大いるケースが多い．この加速が特に強まる領域からは，強量の熱いプラズマを注入する働きをする．地球半径の数倍

い電波が放射されており，オーロラキロメータ電波としての領域に，温度にして数十 keV 程度の陽子が集中する．

観測されている．磁力線方向に電場を発生させる機構とし

図１０は非常に模式的に描いた図であるが，地球を取り囲むて，異常抵抗モデルが提唱されている．沿磁力線電流があように存在するプラズマが西向き電流を発生させている状る閾値を超えると，プラズマに電流駆動不安定が起こり，況を示している．この赤道環状電流が作る磁場は，地球磁

この波動により異常抵抗が発生する．次にこの抵抗によっ場を減少させる働きをする．大きな磁気嵐では５００ナノテて沿磁力線電場が作られ，それによって電子が加速される

スラも地球磁場が減少することがある．

というものである．

磁気嵐が発達する過程では，磁気圏対流が増加する．こ

専門用語では，オーロラの嵐のことを，サブストームとのことによってオーロラ嵐（サブストーム）は頻発するこ呼ぶ．これは後述するストーム（磁気嵐）に対応する用語とになる．磁気嵐中のオーロラは非常に活発で，磁極を中７５９

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

図１
０ 赤道環電流の概念図．

心にぐるりと輪になって輝く特徴がある．図６で示した電流寸断が，主として夜側を想定して考案されたモデルであるが，磁気嵐中のサブストームは通常のモデルを超えた特
図１
１ 電子放射線帯の模式図．地球に近いのが内帯で，その外側に外帯が存在する．内帯と外帯の間はスロットとよばれ，電子がほとんど無い領域がある．

別なモデルを必要としているといえる．現在，大きな磁気嵐の研究が，世界の各所で開始されているが，筆者のグループでも巨大磁気嵐とその関連現象について研究を進めているところである．

５．
６ 放射線帯の変動
１９５７年からの宇宙時代の最大の発見の一つに，地球を取り巻く放射能のおび（帯）である放射線帯の発見がある．放
射線帯は，発見者の名前をとってバンアレン帯とも呼ばれる．我々のグループも，次節に述べる宇宙天気予報の観点から，このバンアレン帯の変動を詳しく調査している．これまでの理解を以下に記すが，総じて太陽や太陽風，時には銀河系の彼方からやって来て地球の磁場に捕獲された高図１２ 放射線粒子の運動を示す模式図．

エネルギー粒子（電子，陽子，アルファ粒子など）が，磁気圏内部にて更なる加速を受けながら，ゆっくりと地球のを行っている．我々は，この領域には，特に磁気嵐時には，極近傍まで輸送されて放射線帯（内帯）になったと考えて強いプラズマ波動が発生することに着目し，波動による電いる．陽子，電子ともに内帯領域においては消失の時定数

子加速を提案し観測とコンピュータシミュレーションの両は非常に遅く，一度内帯に入った放射線粒子は数ヶ月から面から立証した．これは別名「内部加速説，２段加速説」と数年間存在し続けることになる．消失の時定数は地球から呼ばれている．この説に立つと，大きな磁気嵐では，よりの距離が大きくなると急速に短くなる．すなわち短い時間

地球に近い領域に外帯が形成されることになるが，人工衛にロスしてしまう．このような事情で，内帯のピークは，星による放射線帯電子の観測は，我々の説と符合した．

地球半径の 1.5 倍程度の所にできる．

波動を用いての加速は，１〜２日の時間を実際に要す

電子については，外側に外帯が存在する．図１１に電子放る．加速の条件が磁気嵐の比較的早い時期に整ったとして

射線帯の概要を示しているが，図のように地球を２重に取も，一定の時間遅れが発生し，実際に MeV 電子が有為に増り囲む姿が明白である．さらに断面を示しているが，外帯加してくるのは，磁気嵐が回復に移行した頃である．図１３のピークは地球半径の４〜５倍程度の所に存在している．

は，それぞれの距離で MeV 電子数の時間変化を示したも内帯と外帯の間の領域は，スロット（谷間）と呼ばれていのである．下のパネルには，磁気嵐の指標である磁場の減て，放射線電子がほとんど存在しない領域になっている．

少量（!#$と表記）さらにオーロラ活動の指標（""と表記）

外帯の成因について，我々が提案した新しい考えは，こが示されている．!#$の減少が磁気嵐の発生を示している

れを磁気圏のダイナミクスの視点から理解するものであっが，少なくとも４個の磁気嵐がこの期間，発生しているが，た．我々は，電子放射線帯を，前述の赤道環状電流と同一（地球半径の３倍）
最も大きかった４月の磁気嵐では #!!

のものであるとしたことにある．赤道環状電流の電子は，の領域まで，カウントが増加していた．小さな磁気嵐では，エネルギーとしては数十 keV と低い．放射線帯電子は，数増加領域の距離（#）が遠くなっていた．注意してみると，

百 keV から数 MeV と１０倍から１００倍エネルギーが高い．い増加の勾配が #が大きくなるほど緩やかになっている．

きなり 1 MeV の電子を放射線外帯領域に発生させること

我々は，#が４付近に増加領域があり，生成された MeVは，至難のわざであるが，我々は波動との相互作用を考え

電子が周囲にゆっくりと拡散していくと考えている．

た．図１２に外帯電子の軌道を書いているが，磁力線の周り

５．
７ 宇宙天気予報

を回転（サイクロトロン運動）しつつ，磁力線に沿って南
北両半球をバウンスしている．さらに磁場の勾配と曲率に磁気圏に嵐が発生すると，オーロラは激しく輝き，地球より東向きに地球の周りを回転するという，３種類の運動

磁場は減少し，放射線帯は活性化することがわかってき７６０

Special Topic Article

5. Magnetospheric Plasma

T. Obara

図１
４ NICT で進めている宇宙天気予報センターの概念図［６］．
図１
３ 放 射 線 電 子 に 対 す る 磁 気 嵐 の 影 響．４つ の 磁 気 嵐 が，２月，３月，４月，６月に起こっている．

現在，情報通信研究機構では，東京都小金井市の同機構本部内に，宇宙天気予報センターを開設し，図１４に示すよた．近年になって，特に放射線粒子の異常増加が，人工衛

うな，予報サービスを開始している［６］．昨年には，日本人

星に故障を発生させる事例が数多く報告されはじめてい宇宙飛行士が宇宙ステーションに滞在し，宇宙での活動をる．これは一つには，耐放射線宇宙部品の開発が需要に追行った．この時，宇宙天気予報センターは，宇宙飛行士のいつかず，放射線に十分に強いとはいえない部品が使われ安全のために，宇宙天気予報を非常に短い間隔で出した．

ている事情による．宇宙空間で，性能の良い部品を多く使

日本やハワイ上空の静止軌道位置には気象衛星や通信衛星

いたい事情は，宇宙で複雑な制御や計測を実現したいとすなどの実用衛星が運用中である．地球を周回する低軌道人

る工学的・技術的要求による．しかし，高度な部品は一般

工衛星だいちも観測を開始している．そして来年度には，的には放射線に弱い．一方，宇宙環境は常に劣悪な環境で日本の月探査機も打ち上げられる．宇宙空間は決して安全はなく，宇宙の嵐が起こるのは実時間にして数％以下であな空間でないことは，これまでの調査で明白である．宇宙る．ここに，嵐の起きるタイミングを事前に察知して，危の安心と安全を守る努力は今後とも重要である．

険な状況では複雑なオペレーションを避けるというアイデ

参考文献

アが登場した．宇宙放射線環境の変動を予測するという「宇宙天気予報」のコンセプトである．

［１］J.W. Dungy, J. Geophys. Res. 69, 3913 (1964).
［２］T.E. Cravens, Physics of Solar System Plasma, Atmosphericand Space Science Series (Cambridge University Press,
1997) p.477.
［３］C.R. Clauer and R.L. McPheron, J. Geophys. Res. 79, 2811
(1974).
［４］大林辰蔵：宇宙空間物理学（裳華房，１
９７４）p.484．
［５］大家 寛：巨大惑星のオー ロ ラ，現 代 の 太 陽 系 科 学（下），大家 寛，大林辰蔵編（東京大学出版会，１９８４），p.140．
［６］恩藤忠典，丸橋克英，丸山 隆，富田二三彦，小原隆
博：宇宙環境科学（オーム社，２０００）p.302．

人工衛星の場合は，将来的には放射線に強い部品の開発に期待が寄せられるが，宇宙飛行士の場合は，そのような期待はできない．放射線環境が劣悪な時（場所）は，避難が原則である．これまで述べてきた，捕捉放射線についてのみならず，太陽放射線など外来放射線の変化にも注意す
る必要がある．外来放射線は，これまでは地球磁場によりかなりの部分が遮蔽できると考えられていたが，我々の研究などにより磁気嵐発生の瞬間時などには，地球に非常に近い領域まで危険が及ぶことが明らかになってきた．これは，磁気圏内に発生するパルス磁場の影響に依るが，詳細を述べることは紙面の都合で割愛する．

７６１

J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７
６
２‐
７６
６

小特集 宇宙天気予報

６．電離圏プラズマ丸山隆

独立行政法人 情報通信研究機構（原稿受付：２
０
０
６年７月１
０日）

電離圏プラズマは中性大気の一部が太陽からの極端紫外線の放射を受けて生成される．最も電子密度の高い領域でも僅か 0.1％ の大気が電離しているに過ぎないが，電波の伝搬には大きな作用がある．短波の反射，衛星電波の伝搬遅延，信号強度の揺らぎなどである．一方，弱電離の電離圏プラズマは中性大気の変化に強く影響される．中性大気組成の変動による生成と消滅のバランス変化，中性大気風によるダイナモ電場と磁場の作用，重力と磁場によるプラズマ不安定などが電離圏プラズマの変動や擾乱の大きな要因となる．したがって，電波の効率的な利用のためには，これらの変動・擾乱過程をよく理解する必要がある．
Keywords:
ionospheric space weather, ionosphere, electron density, ionospheric critical frequency, ionospheric storm,
total electron content, equatorial anomaly, plasma bubble, scintillation, GPS

１０１２ 個/m３に達する．これに対して中性大気粒子の密度は

６．
１ はじめに「宇宙天気予報」では，予め変動を報せる（そのためには

１０１５ 個/m３である．したがって，電離圏プラズマとは呼ん知る）ことが研究開発の目標であり，また報せを必要とす

でも高々 0.1％ しか電離していないのであるから，中性大る側の要求を考慮しなければならない．電離圏に関してみ気の状態を考えずして，電離圏プラズマの変動を議論する

ると，歴史的には，短波帯の電波を反射する媒体としてのことはできない．最初に，ある高度に電子密度の極大が現存在が重要であり，短波通信の運用者は電離圏の変動を予れることを説明する．図１は地球超高層大気の組成と密度

め知って，用いる周波数を選んでいたのである．現在でもを示したものである．ここで，重要なのは酸素原子（O），窒

電離圏で反射する短波は特定の通信で重要な役割を持って素分子（N２），および酸素分子（O２）である．地上と大きく異いるが，近年これに加えて，電離圏を通過する VHF 帯以上なり，酸素原子が主成分になるのは太陽紫外線（UV）によの衛星電波の利用が広まり，電離圏の電波伝搬への影響がる解離の効果である．中性大気粒子は太陽極 端紫外線問題となっている．GPS に代表される航法測位衛星は 1.5（EUV）により電離されるが，酸素イオンと分子イオンとでGHz帯の電波を用いるので電離圏プラズマの影響を少なかは再結合の過程が異なる．分子イオンは解離再結合によりらず受ける．利用目的によってはその影響が致命的になる

元の中性大気粒子に戻るが，酸素イオンは，分子（N２，O２）ことすらある．電離圏の振舞が標準的なモデルで記述できるならば，影響の評価も難しくはないであろうが，無秩序とも映る変動が重なり合っているのが実態である．その変動の原因あるいは背景と物理機構を知らなければ，先の予測は困難である．原因の多くは太陽・惑星間空間・磁気圏を伝搬してくる「原因と結果の連鎖」であって，そこが「宇宙天気」と呼ばれる所以である．この章では，電離圏の変動と擾乱を理解するのに，まず大気としての電離圏プラズ
マの特徴を概観する．続いて，変動・擾乱の代表格ともいえる電離圏嵐，プラズマバブル，それにスポラディック!を取り上げる．

６．
２ 電離圏プラズマの基礎
電離圏の最も濃いところは "領域と呼ばれ，地上から300 km ほどの高さになる．そこでは電子密度が１０１１から

図１

経験モデル［１］による超高層大気の組成．

6. Ionospheric Plasma
MARUYAMA Takashi
author’s e-mail: tmaru@nict.go.jp

７６２!2006 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

表１
O＋h#

6. Ionospheric Plasma

電離圏中で重要なイオン化学反応．

!"

O+＋e

フォトンによる電離生成
〃

N２＋h#

!"

＋
N２
＋e

O２＋h#

!"

＋
O２
＋e

〃

O+＋N２

!"

NO+＋N

組替え衝突

O+＋O２

!"

＋
O２
＋O

〃

＋
＋O
N２

!"

NO+＋N

〃

NO+＋e

!"

N＋O

解離再結合による電離消滅

＋
O２
＋e

!"

O＋O

〃

＋
N２
＋e

!"

N＋N

〃

"!

""

"#

!!

!"
!#

T. Maruyama

図２

図３

電離生成率の高さ変化．

東京における電離圏臨界周波数の長期変動と太陽黒点数．

との組替え衝突を経て中性大気に戻る．表１に，重要な反リフトなどの力学的効果が支配的になる．そこでは，電子応について挙げる．

密度分布は重力と拡散のつりあった静水圧平衡に近づく．

分子イオンの再結合反応は組替え衝突の反応に比べて十分早いため，O＋を主体とする電離圏プラズマの消滅係数

６．
３ 電離圏の変動（"）は，N２と O２の密度によって決まる．

６．
３．
１ 規則的な変動
生成と消滅を考えると電離圏状態のさまざまな変動（こ

［N
［O
"!"
! ２］＋"" ２］

こでは，規則的に変わるものを変動と呼び，突発的に変わ図１をみると，低高度ほど分子の組成比が高く，プラズマることを擾乱と呼ぶことにする）が理解できる．太陽活動の消滅が早いことがわかる．

はよく知られた１１年の周期で増減を繰り返す．図３は太陽電離生成についてみると，大気の薄い上空では EUV 放

EUV 放射変動の目安になる太陽黒点数の変化と電離圏最射は減衰を受けることなく地球超高層大気に浸入する．高大電子密度に対応する臨界周波数（電子プラズマ周波数），度の低下とともに大気密度が上昇し，EUV はOを電離する

foF2 を示したものである．両者の間にはきわめて良い対応

ことによって吸収され減衰する．しかし，まだ O の密度がが見られる．しかし，細かく見ると foF2 の変動には１年あ低いうちは電離生成はそれほど大きくない．さらに高度がるいは半年の周期的な変動が重なっている．１年間の変動低下すると O 密度が増加し，電離生成も増加するが，同時を拡大してみると，図４（下段）のように春と秋に極大がに EUV の減衰も加速される．ついには EUV がすべて吸収

現れ，夏に極小となっている．夏には太陽高度が高く，大され，電離生成も無くなる．その様子を図２に示す．およ気に入射する EUV 束が増加することを考えると，極小値

そ 180 km の高度で電離生成が最大になることがわかる．

をとることは意外であるが，電離生成の増加以上に，消滅

高度 200 km 程度より下層領域では生成，消滅ともに反応係数が増大するためである．電離圏高度の大気組成は夏に時間が短く，両方の反応がつりあった光化学平衡状態になは O が減少し，N２が増加する変動特性を持っているのである．光化学平衡の電子密度が上層ほど高くなることは，消る［１］．

滅に寄与する分子の比率が急速に小さくなる（図１）こと

６．
３．
２ 電離圏嵐から理解できる．しかし，高度 300 km 辺りから上では，生図４（上段）には，!$指数と呼ばれる値がプロットして成，消滅ともに反応が遅くなり，代わって，拡散や電場ドある．!$指数は地磁気活動を表す目安のひとつであり，こ７６３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

図４

東京における電離圏臨界周波数の季節変動．

の値が高いときには，オーロラ帯でエネルギーが大気に注入されると考えてよい．上下のプロットを比較すると，１年の間に数回 !)のスパイクと，これに対応した foF2 の低下が見られる．この foF2 の突発的な低下（擾乱）は電離圏嵐と呼ばれてきたもので，かつて短波が遠方との主要な通信手段であった時代には，通信の途絶を引き起こす厄介な現象であった．地磁気活動と電離圏嵐の関係は，やはり，生成と消滅のバランスの変化で説明できる．オーロラ帯でのエネルギー流入によって大気の温度上昇［２］とそれに伴う大循環（地球規模での中性大気流）の変動［３］から，組成変動が起こる．すなわち，分子の比率の高くなった大気が低緯度へ流れ込み，プラズマの消滅を加速するのである［４］．太陽面現象によって引き起こされた太陽風の擾乱が磁気圏との相互作用を経て高緯度地帯にエネルギーを注ぎ込む擾乱連鎖の最終的な形が電離圏嵐である．連鎖の上流側の擾乱を知ることで，電離圏の擾乱を予測する（宇宙天

図５気予報）ことが可能となる．

電離圏を透過する電波の遅延．

６．
３．
３ 衛星電波の遅延
地上から地球大気の限界（実際には GPS 衛星の軌道程度

が，"層最大電子密度高度付近からの寄与が大部分を占めの高度，約２万 km までで十分）まで電子密度を積分するとるので，永年蓄積されてきた foF2 についての「宇宙天気予

全電子数（TEC: total electron content）と呼ばれる量が定報」の知見は，TEC の場合にも当てはまる．

義できる．単位断面 積 を 持 つ 柱 の 内 に あ る 電 子の総数

６．
３．
４ GPS 衛星を用いた電離圏研究で，５×１０１６から２００×１０１６ 個／m２の範囲で変動する．電離電離圏伝搬遅延は実利用上では誤差要因であるが，電離圏を通過する衛星電波は TEC（#(）の大きさで決まる群遅圏の研究側からすれば，これを積極的に利用して観測手段

延（"%）を生じ，周波数（ $）の電波では次のようになる．

にできる．GPS 衛星は先の L１波のほかに L２波（1227.60
MHz）を送出している．ひとつの周波数で遅延量の絶対値#(（sec）．
"%#"!
$%%&""!!' #を求めることは容易でないが，異なった２つの周波数の電$波を用いれば，相対的な遅延量がわかる．そこから遅延量GPS 衛星の L１波（1575.42 MHz）の場合，0.3〜100 ns になの周波数依存性を用いて TEC を求めることができる［５］．

り，距離に換算すれば，1〜30 m の誤差になる（図５）．こ電離圏研究へのGPS衛星電波の利用にはいくつかの大きなのような電離圏によるGPS衛星電波遅延は精密な位置決定利点がある．電離圏の観測は「電離層垂直打ち上げ」（別名

等の応用面で大きな誤差を生む．そこで，遅延を補正する

イオノゾンデ）観測が基本であるが，イオノゾンデは大型ためのさまざまな技術開発（差分 GPS 技術など）がなされのレーダー施設であり，観測施設の配置にもさまざまな制ているが，解決すべき課題も多い．TEC は積分値である

約がある．日本の場合，情報通信研究機構の運用する４ヶ７６４Special Topic Article

6. Ionospheric Plasma

T. Maruyama

図７

図６

電子およびイオンのジャイロ周波数と中性大気粒子との衝
突周波数．

赤道電離圏の不安定性．

磁気赤道付近では電離圏ダイナモによる電場の向きが東向
きになる．磁場は水平で北向きであるから，"!!ドリフ
トは鉛直上向きになる．上昇したプラズマは，イオンと中所の観測施設など数えるほどしかない．これに比べて GPS

性粒子との衝突周波数がさらに低下し，抗力が小さくなる

衛 星 受 信 機 は 数 多 く 設 置 さ れ て い る．国 土 地 理 院 のから，磁力線に沿って落ちてくる．磁力線はアーチ状であGEONET（GPS earth observation network）は約 1,300

るから，磁気赤道から離れた低緯度（磁気緯度１０〜１５度）にの受信機からなっている．このデータを利用し，それまでプラズマが集中し，南北に２つの極大領域ができる（赤道の点の観測が面の観測へと拡充され，電離圏変動や擾乱の異常）［９］．この過程は赤道で真上に吹き上げられたプラズ

詳細な空間構造が明らかにされつつある［６，７］．

マが離れたところへ落ちることから，fountain effect とも呼ばれる．低緯度の電離圏最大電子密度は，このようにダ

６．
４ 電離圏ダイナモ

イナモ電場に大きく支配される．しかし，ダイナモ電場の電離圏プラズマが中性大気に強く影響される他の例とし

強さは，太陽活動度や季節によって変わり，さらに原因のてダイナモ作用がある．図６は荷電粒子と中性大気粒子の特定しにくい日々変動を示す．電場変動を精度良く把握・

衝突周波数と地球磁場の下でのジャイロ周波数をあらわし予測することが TEC や foF2 の予報に繋がる．

たものである．衝突周波数（"）が高度とともに非常に広い

６．
５ プラズマ不安定

幅で変化するのに対して，ジャイロ周波数（!）は高度による変化が殆どない．そのためこれら特性周波数の大小関係

電離圏の空間構造は時に，きわめてダイナミックに，かが高さによって入れ替わり，電離圏プラズマ特有の現象がつ大振幅で乱れることがある．磁気赤道では重力（#）と磁起こる．中性大気風による発電効果がひとつの例である．

場（!）の向きが互いに直角で，イオンはこの２つのベクト

中性大気は昼間に暖められ，夜には放射によって冷えるこ

ルと直角東向き（#!!）にドリフトする．質量の小さい電とから大気大循環（風）が生じる．高度 75〜120 km の範囲

子は殆ど磁力線に捉われているから，東向き電流が生じでは，衝突周波数がジャイロ周波数より高いイオンは中性

る．この電流によって，以下に述べるようなプラズマ不安

大気に引きずられ，衝突周波数がジャイロ周波数より低い

定（Rayleigh-Taylor 不安定）が起こる．電離圏あるいは中電子は磁場に捉われる．イオンと電子の運動のずれは電流性大気の中には常に小さな揺らぎ（地球物理的なノイズ）がとなる．定常状態では，地球全体の電流の連続性が保たれあると考えられる．いま，図７に示したように赤道の電離

なければならないから，これを充たすような電場が発生す

圏下端が上下に波打っていたとする．電子密度の小さい部

る［８］．一種の発電機構であり，電離圏ダイナモと呼ばれて分では周囲に比べて導電率（Pederson conductivity）が小さいる．

いので電流の連続性から分極電場（"!）が生じる．この電ダイナモ電場は磁力線に沿って上方に投影される（電子場によるプラズマの "!!ドリフトは鉛直上向きであるかはジャイロ周波数が他の特性周波数より高く，磁力線方向

ら，密度の低い部分は周囲との密度差をさらに大きくすにのみ自由に移動でき，磁力線は等電位とみなせる）．電離

る．すなわち，プラズマ不安定となる．

圏 !領域では電子，イオンともにジャイロ周波数が衝突周

赤道電離圏の下端（電子密度勾配が上向き）に生じた波数より高くなる（図６）ので，下層から投影された電場

Rayleigh-Taylor不安定は非線形的に発達し，低密度領域はの効果で，プラズマは電場（"）と磁場（!）に直角な方向

電離圏の最大電子密度高度（300 km）を突き抜けて 1,000（"!!）にドリフトする．電場ドリフトの効果で特に重要

km 以上の高度まで上昇する［１０］．周囲との電子密度の差なのは，磁気赤道付近のプラズマの再分布である（地球磁は２桁以上にも達し［１１，１２］，泡が浮かび上がる様子に擬場は双極子が歪んだ構造を持ち，赤道付近で磁力線が水平えて，プラズマバブルと呼ばれる．電離圏 !領域のプラズになる場所がある．そこを磁気赤道と呼んでいる）．昼間の

マは磁力線方向に容易に再分布し，かつ磁力線は等電位と７６５

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.82, No.11 November 2006

みなせるから，この不安定性は interchange instability［１３］

電波は臨界周波数の sec（"）倍まで 反 射 さ れ る．ス ポ ラ

で，バブルは磁力線方向に数千 km の長さ，東西方向には，

ディック !層は高度 100 km 付近で最も発達するため，遠数十 km から 100 km の規模に発達する．プラズマバブルの方からの電波は大きな入射角で斜めに進入することにな

発達過程では，二次的なプラズマ不安定が起こり，プラズ

る．そのため，通常は見通し内の伝搬しか想定していない

マバブルの境界あるいは内側にさらに小さなスケールの粗

テレビ放送や航空無線の VHF 電波が数千 km 以上も伝搬密構造が作られる［１４］．粗密構造は衛星電波の伝搬に大きし，混信障害を引き起こす．

な影響を与える．数百 m 規模の粗密構造は，そこを通過す

６．
７ おわりにる GPS 衛星電波（〜1.5 GHz）の位相を乱し，地上に到達したときに電離圏シンチレーション［１５］と呼ばれる振幅揺ら

この章では電離圏の形成機構から始めて，代表的な変動

ぎを引き起こす（Fresnel 回折）．シンチレーションの振幅と擾乱現象を取り上げた．周囲の中性大気との関係が深が〜20 dB になると受信機は衛星電波の補足に失敗するの

く，磁気圏，太陽風とも結合している．一方，近年では下で，実用化間近な GPS を利用した航 空 機 の 運 行 管制で

層大気と電離圏との結合過程も注目されている．宇宙天気は，この問題が大きく懸念されている．シンチレーション

予報の研究は宇宙環境の変動・擾乱が引き起こす社会シスの発生を予測するには，プラズマ不安定の条件を詳しく調テムへの障害を軽減・回避することが目的であるが，そのべるとともに，種となる微小揺らぎを捕らえることも大事

ためには幅広く基礎研究を推し進めなければならないことである［１６］．ある種の微小揺らぎの起源は下層大気や気象を理解していただけたと思う．

現象にあると考えられている．

参考文献

６．
６ スポラディック !層［１］A.E. Hedin, J. Geophys. Res. 88, 10170 (1983).
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10.1029/2004JA010908 (2005).
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Quegan, J. Geophys. Res. 99, 3893 (1994).
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Planets Space 54, 31 (2002).
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109, A10302, doi:10.1029/2004JA010451 (2004).
［８］H. Rishbeth, J. Atmos. Sol-Terr. Phys. 59, 1873 (1997).
［９］H. Rishbeth, Ann. Geophys. 18, 730 (2000).
［１０］R.F. Woodman and C. La Hoz, J. Geophys. Res. 81, 5447
(1976).
［１１］J.P. McClure, W.B. Hanson and J.H. Hoffman, J. Geophys.
Res. 82, 2650 (1977).
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Res. 107, 1404, doi:10.1029/2001JA007552 (2002).
［１３］A.E. Kherani, M. Mascarenhas, E.R. de Paula, J.H.A. Sobral and F. Bertoni, Space Sci. Rev. 121, 253 (2005).
［１４］M.C. Kelley, R.C. Livingston, C.L. Rino and R.T. Tsunoda,
J. Geophys. Res. 87, 5217 (1982).
［１５］K.C. Yeh and C.-H. Liu, Proc. IEEE 70, 324 (1982).
［１６］M.A. Abdu, J. Atmos. Sol-Terr. Phys. 63, 869 (2001).

電離圏の下部，90〜150 km の高度は !領域と呼ばれ，そこでは光化学平衡にある分子イオン（NO＋，O２＋）が主成分である．他に，僅かではあるが，流星が燃え尽きて残した
金属イオン（Fe＋，Mg＋など）が存在する．電離圏ダイナモの節で述べたように，!領域ではイオンが中性大気風に引きずられるが，両者の運動は全く同じではなく，イオンは磁場と風の向きに直角な運動成分を持つ．ある高度より下
では東向きの風，これより上では西向きの風であったとす
る（風向きのこのような変化をウィンドシアーと呼ぶ）．この風によってイオンは，シアーの下側では上向き，上側では下向きの運動成分を持ち，プラズマはシアーの高度に集中する．このとき，分子イオンは電子密度の二乗に比例して再結合し，急速に消滅するが，消滅の時定数が極めて大
きい金属イオンは維持され，薄い層を形成する．これがス
ポラディック !
（!!）層である．層の最大電子密度に対応す
る臨界周波数，foEs は散発的（sporadic）に高くなり，ときに２０から 30 MHz に及ぶこともある．スポラディック !
層の発達は，文字どおり「風まかせ」で予測が極めて難し
いが，統計的にみると夏の正午前と日没後に活発になる傾向がある．
宇宙天気予報からみたスポラディック !層の重要性は
VHF 電波の異常伝搬にある．電離圏に入射角 "で進入した

７６６

!!
わたり

しん

亘

慎 一

小特集執筆者紹介

いち

こ

おか

けん

まさ

よし

名古屋大学太陽地球環境研究所教授．１
９７０
年名古屋大学大学院理学研究科修士課程修了後，名古屋大学空電研究所助手，助教授を経て，１９９
１年より同大学太陽地球環境研究
所教授．１
９
８
２年から約２年間カリフォルニア大学サンディエ
ゴ校にて研究．VHF 帯フェーズドアレーアンテナや UHF 帯シ
リンドリカルパラボラアンテナの建設を行い，それらを用いて天体電波のシンチレーション現象を利用した太陽風プラズ
マの観測的研究を行っている．

いち

永 岡 賢 一

お

い

あゆみ

浅 井

歩

ばら

たか

ひろ

小 原 隆 博２００
２年名古屋大学大学院理学研究科博士課
程修了．その後，核融合科学研究所大型ヘリ
カル研究部・助手．中性粒子ビーム入射加熱・電流駆動，高速イオン閉じ込め，周辺プ
ラズマの揺動計測などに関する実験を行っている．家族は，妻と娘．この小特集の執筆期間中に娘が生まれ，生活が大きく変化した．体重も良い相関を示し，テニスやソフトボール大会では，悔しい思いばかりしている．
あさじま

小 島 正 宜博士（理学）．１９
８
４年４月郵政省電波研究所（現独立行政法人情報通信研究機構）に入
所．１
９
９
４
‐
９
５年米国海洋大気庁宇宙環境センター（NOAA/SEC）客員研究員．現在，独立行政法人情報通信研究機構宇宙環境計測グループ研究マ
ネージャー．主な研究分野は，宇宙天気，太陽地球系物理学，特に，地磁気嵐の原因となるような惑星間空間擾乱とそれに対応した太陽面現象．
なが""独立行政法人情報通信研究機構 宇宙環境
計測グループ長．１
９
５
７年岩手県生まれ．１
９
８
５
年東北大学大学院理学研究科地球物理学専
攻博士課程修了，理学博士．文部省宇宙科学研究所助手，郵政省通信総合研究所室長を経て，２
０
０
６年４月か
ら現職．現在の専門は，宇宙プラズマ・放射線環境の衛星観測と変動予測モデルの開発．国際宇宙空間委員会，国際宇宙天気会議，日本地球惑星科学連合の役員，日本学術会議 SCOSTEP
小委員会委員．著書は，アシモフの宇宙探検シリーズ（全２６巻訳），宇宙環境科学（共著）など．家族は妻と２男１女．趣味は東京の散策，水彩画．

国立天文台野辺山太陽電波観測所上級研究員．理学博士．２
００４年京都大学大学院理学研
究科博士課程修了（物理学・宇宙物理学専攻）．同年より現職．主な研究分野は，太陽物理，特に爆発やジェットなど派手な現象が好み．剣道二段だが，今はスポーツ全般を観戦するのみ．アイスクリームが大好き．足の数が６以上の節足動物がとにかく嫌い（でも甲殻類は
大丈夫）
．

やま

たかし

丸 山

まる

隆

１
９
７
５年より郵政省電波研究所（当時）にて電離圏の研究に従事，現在に至る．特に電離圏
プラズマ不安定に興味がある．近年，赤道電離圏の研究のため東南アジア地域に電離層観測網を整備．その過程で民俗学にも開眼（？）．

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