2013/8/23

太陽研究最前線体験ツアー
於 ⾶騨天⽂台 2013年 8⽉ 7⽇「太陽観測を通した宇宙天気研究」

はじめに太陽を観測・研究する⼤きな３つの意義
１）恒星の⼀つとしての太陽の理解
２）プラズマ実験室としての太陽⼤気中の活動現象の理解京都⼤学⼤学院理学研究科 附属天⽂台（⾶騨天⽂台）助教 上野 悟はじめに・・過去、東⻄冷戦世界における宇宙開発競争のもと、地球近傍
宇宙環境を調査する要求→宇宙天気研究の始まり
・ポスト冷戦時代に移り 「宇宙天気」、「太陽地球間環境」というテーマは、純粋に科学的研究対象として、さらに現代経済
⽂明社会に影響を与える要因の⼀つとして、この⼆⼗年近くのつとして この⼆⼗年近くの間に急速に普及し、発展をし続けている・1990〜1997；太陽地球系エネルギー国際協同研究計画 (STEP)
by 国際学術連合会議／太陽地球系物理学科学委員会
・1998〜2002；STEP理論解析国際共同研究(S-RAMP)

３）宇宙天気変動の源としての太陽活動の理解

本⽇の講義の内容（１）宇宙天気の概要（２）地球を取り巻く宇宙空間・超⾼層⼤気の構造（３）宇宙天気に対する太陽・宇宙からの影響（４）様々な宇宙天気現象（５）宇宙天気現象の地球気候や⼈類社会への影響（６）京都⼤学・理・附属天⽂台での地上光学観測

・2004〜2008；宇宙天気国際共同研究プログラム(CAWSES)・2009〜2013；宇宙天気国際共同研究プログラム(CAWSES-II)

宇宙天気とは・・（１）宇宙天気の概要

地球環境や地球上のテクノロジーに対し影響を与えうる、宇宙空間環境。
主に太陽活動の地球磁場や⼤気への作⽤、宇宙線、惑星間空間の微少天体
やゴミ、などにより影響を受ける。

1

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宇宙空間は空っぽではない

宇宙空間は空っぽではない

太陽外層⼤気から放出されたイオン化した粒⼦(プラズマ)の流れ(太陽⾵)の中に地球は浸されている放射線帯(Van Allen帯)中の⾼エネ
ルギー粒⼦の強度や、地上60〜
1000kmに相当する電離圏中の電場や磁場状態は、太陽活動などに応じて劇的に変化し得る。

ֳ
太陽⾵が地球近傍環境(磁気圏)の主たる構造を形作っている。
の主たる構造を形作っている宇宙空間は常に変動し続けている⇒なぜか？
⇒太陽が常に変動し続けているから全ての⼈⼯衛星や宇宙船は
放射線やプラズマの中を通過しなければならず、地上との通信は電離層を経て⾏なわなければならない。

中・⻑期的変動
可視光で⾒た太陽彩層構造の変化

Ｘ線で⾒た
太陽コロナ構造の変化

短期的・突発的変動
フレア

プロミネンス噴出これらの激しい太陽活動現象
ֳ
惑星間空間中や、地球磁気圏内のプラズマ粒⼦の構成や電流分布などを劇的に変動させ得る。
しかし、太陽活動現象と宇宙天気現象が１対１で単純明解に対応付けられていないように⾒える事例が多数存在。
⇒ 宇宙天気研究の⼤きな課題

サージ (ジェット)例）オーロラコロナ質量放出

宇宙天気が乱された際に、地磁気嵐に伴って現れる現象として、最も分かりやすい現象のひとつ。
しかし、⼤きな太陽爆発現象が発⽣したからといって、必ず発⽣する訳ではない。

2

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During CAWSES campaign observations
Xray

X17

(Shinohara)

Solar flare (X-ray)

X6.2

典型的事例：
オーロラ嵐・サブストーム発⽣頻度と太陽活動の相関
太陽活動度

Proton10MeV
100MeV
Vsw

44h

30h

相関係数：-0.25
⼀⾒太陽活動とオーロラ嵐の発⽣には関係がないかのがように⾒えるが・・・？

Solar wind speed

Bt
Bz
サブストーム発⽣数（低緯度地磁気脈動(Pi2: 周期40—150s 減衰波＝サブストーム発⽣指標)

Dst

Geomagnetic field strength- 11 -

Reference: 能勢 et al. 2012 (http://www.iugonet.org/meetings/2012-02-22_23/6_1_nose.pdf )宇宙天気の現代社会への影響：

宇宙天気の地球⾃然環境に対する影響

⽇常⽣活のほとんどにおいて、我々が宇宙天気を直接意識することは少ないかも知れないが、太陽からの宇宙環境への擾乱が⼤きくなった時、⼈類の科学技術には、宇宙空
間、地上に関わらず影響を受けるものが多くある。

（例）

宇宙空間：無数の⼈⼯衛星(科学、気象、ＧＰＳ、放送、
携帯電話、偵察等々)、宇宙ステーション、
スペースシャトルなどの宇宙船
地上：変電所、⽯油パイプライン、電離層を利⽤した無線通信（ラジオ、ＴＶ、航空管制等々）

・⾼層雲量の周期的変動
・気温の周期的変動（樹⽊の年輪）
海⾯温度の周期的変動
・海⾯温度の周期的変動
・地層や氷河中の放射性同位体含有量の周期性
・約20年周期の超⾼層⼤気の電気伝導度（地磁気の⽇変動度）の変化と太陽紫外線量との関係(?
・太陽活動周期の⻑さの変動と陸上⼤気温度変動

宇宙天気は予報できるのか？
地球上の気象に対する「天気予報」は近年の気温、気圧、雲などの物理量の３次元的な分布の観測点の増加と、コン
ピュータによるシミュレーションの発達により、急速に精度が良くなって来た。
宇宙天気予報についても、観測点の⽐較的多い地球磁気圏内においては、コンピュータシミュレーションと合わせるこ
内においては、ン
タシミ レ ションと合わせることにより、太陽からの擾乱の到達が⼈⼯衛星上で観測されてから地球の磁場に変動が観測されるまでの時間や、その変動の⼤きさを、ある程度予測可能になってきている。今後更に太陽付近や惑星間空間のリモート観測の拡充、太陽地球間観
測衛星の増設、３次元シミュレーションの増強等により、少なくとも太陽⾯での活動現象の発⽣時点の情報から、地球で起こりうる現象の規模や時刻が予報ができるようになる可能性は⼗分ある。

（２）地球を取り巻く宇宙空間・超⾼層⼤気の構造(a)地球磁気圏(b)放射線帯(c)超⾼層⼤気、電離圏・電離層

32013/8/23

このように、太陽⾵によって変形させられた地球磁場とその内部全てを総称して、「地球磁気圏」と呼ぶ。

地球を取り囲む磁気圏の源は、液体状の地球内部コアの流動によって⽣成された双極⼦的地球磁場（地磁気）（a）地球磁気圏

太陽⾵プラズマは電荷を持っている
ため、単純には地球磁場を透過することができない。
太陽⾵は地球磁場とぶつかり減速され、地球の上流側で「Bow Shock」と呼ばれる衝撃波⾯を形成する。
(6〜15地球半径上空）

地球磁場は太陽⾵による圧⼒と磁気圧が釣り合うような形に変形され、太陽側で圧縮され、反対側では⻑い尾のような構造をもつようになる。

北緯80°【参考】磁気圏形状の短期的変化【参考】磁気圏形状の⻑期的変化

例えば太陽⾵等の圧⼒が強い時、磁気圏は圧縮されて⼀時的に縮⼩する。

地球磁場の極は⾃転軸の極とは⼀致しておらず、かつ常に変動している。

その様な時には静⽌軌道衛星の軌道の内側にまで達し、衛星が直接太陽⾵プラズマにさらされることもある。

変動のしかたには、ほとんど規則性は⾒られず、過去、速い時は1000年程度で南磁極と北磁極が⼊れ替わったこともあったという形跡が確認されている。
つまり、地球磁気圏の形状も、⻑期的
に⾒れば⼤きく変動してきたであろうと考えられる。

北緯70°(c) 超⾼層⼤気と電離圏・電離層（b）放射線帯
地球磁気圏中には様々な起源、密度、エネルギーを持った電⼦・陽⼦やイオンが混在している。その中でも特に⾼エネルギー粒⼦群が補⾜されている領域が 放射線帯(Van Allen 帯)である。
■1958年アメリカの⼈⼯衛星
エクスプロ−ラ1号に搭載のガイガーカウンタによる測定で発⾒。

静⽌衛星：35786 km
GPS衛星：26561 km (周期12時間)

熱圏
電離層

内帯と外帯の２重構造を持つ■内帯と外帯の２重構造を持つ■内帯
⾚道上⾼度 2000 - 5000 km
陽⼦や宇宙線が多い■外帯
⾚道上⾼度10000 - 20000 km
電⼦が多い■放射線帯内の環境変動によりそこを通過する宇宙船・⾶⾏⼠への悪影響を及ぼし得る。

電離圏

オーロラ

中間圏
成層圏
対流圏

300-400km上空の⼤気密度は、地上の 1/10-10 程度まで下がるが、太陽からの紫外線照射量に応じて 10 倍程度の変動が起こる。

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電離層におけるイオンの⽣成消滅プロセス
短波ラジオ放送、洋上航空無線、
船舶無線、アマチュア無線など(太陽からの紫外線) (宇宙線)＋(地球⼤気原⼦１) ⇒ (電⼦)＋(イオン１)
数分〜数時間後(イオン１)＋(地球⼤気原⼦２) ⇒ （イオン２) ＋ (地球⼤気原⼦１)
⽇中は太陽からの紫外線などの照射で電離層下⾯は⾼度約60〜80kmまで下がって来るが、夜間はイオンが減少し、約100kmまで上昇する。

TV放送、GPSなどの放送・通信衛星⽤⾼周波電波

電離層下⾯での屈折率の変化が電磁波の内、短波電波(HF: 3 - 30 MHz)より⻑波⻑側で⼤きくなるため、これらの波⻑帯は電離層において屈折反射する。特に短波は、他の波⻑に⽐べて安定して⾼度約100kmで反射されるため、遠距離通信に適している。
例：短波ラジオ放送、洋上航空無線、船舶無線、アマチュア無線など

AM

短波

FM

⼀⽅、中波(AMなど) は昼間 80 - 100km のイオン層で減衰してしまうが、夜間は100km辺りで反射する性質を持ち、夜間だけ遠⽅まで電波が届く現象が起こる。

（３）宇宙天気に対する太陽・宇宙からの影響（ａ）紫外線（ｂ）宇宙線（ｃ）フレア、ＣＭＥ（ｄ）太陽⾵（ａ）紫外線（UltraViolet Ray）
◆⿊体輻射◆

⾼温に熱せられた物質からは、広域な波⻑に渡る、連続したスペクトルが放射される。特に、放射とガスの温度が熱⼒学的平衡状態になっているときに放射されるスペクトルが、「⿊体輻射」と呼ばれている。
太陽⼤気中では、ガスと放射がほぼ熱⼒学的平衡状態になっており、太陽⼤気上層や宇宙空間、地球⼤気での吸収や散乱による変化を除けば、地上で観測される太陽光スペクトルは、ほぼ⿊体輻射で近似できる。

超高層大気における諸現象
下層大気からのエネル
ギー・運動量の流入

電離圏・プラズマ圏での電磁エネルギー輸送・化学反応

磁気圏－電離圏結合

太陽からの紫外線、宇宙線

太陽風・CME等からのエネルギー注入太陽の紫外線放射の地球⼤気への影響
電離圏・熱圏に影響を与える波
⻑域
極⼩期

極⼤期

■⿊体輻射により 温度 T の物質から放射される、振動数ν（波⻑λ）の電磁波の放射エ
ネルギー：

B (T ) 

2h 3
2hc
1
1
 3 hc / kT
c2 e h / kT  1 e
1（プランク分布）■⿊体輻射のピーク波⻑と温度の関係
λmax・Ｔ ＝ ２．８９８×１０7（波⻑単位はÅ、温度単位はＫ）（ウィーンの法則）

EUV/UV波⻑領域の太陽放射の変動は、地球超⾼層⼤気(中間圏-熱圏・電離圏)の熱構造や組成分布を⼤きく変える

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熱圏・電離圏⼤気の変動に関係する波⻑領域

各種の波⻑領域の太陽活動による変化の割合
Lean, RG, 1991

電離解離
Vp(eV) λ(nm) Vp(eV) λ(nm)
9.76
127
79.6
N2 15.58
5.12 242.2
O2 12.08 102.6
91.1
O 13.6185.3
N 14.54134
6.51 190.5
NO 9.2591.2
H 13.59
50.4
He 24.58
種

熱圏
中間圏
成層圏
対流圏

E領域：90-150 nm (NO, O, O2)
F領域：100 nm以下(H, He, O)

120 nm以下の波⻑域:太陽活動11年周期で2-10倍以上も変化
125-175 nmの波⻑域：太陽活動11年周期で50%程度の変化
32（ｂ）宇宙線（Cosmic Rays）

⼤部分の宇宙線は、地球磁場によってガードされるが、⾮常に⾼速のものは、特に極域において、⾼度 10 km ほどの低空にまで達することもあり、雲の帯電状態に影響を与えたり、あるいは
直接地表まで到達しない宇宙線でも地球⼤気中などの原⼦分⼦と作⽤し、２次的なプラズマ粒⼦を⽣成させることがある。

⼈⼯放射線の最⼤エネルギー

特に太陽から発⽣するものは Solar Energetic Particles (SEP) とも呼ばれ、フレア発⽣から数時間〜１⽇程度で地球に到達する。

⼀次宇宙線の流⼊ 個数

惑星間空間を⾶んでくる⾼エネルギーの粒⼦。
主に、銀河系内の他天体から太陽系に⾶来するものと、
太陽のフレア、衝撃波等の爆発的現象で発⽣するものから成る。

宇宙線の持つエネルギー

宇宙線による 14C 量の時間変動による年代測定への誤差( 放射性同位体 N14->C14)

⼆次宇宙線の個数はさらに多く、地表で⼈間の⾝体程度の⾯積には、１秒間あた
り約100個の放射線粒⼦が通過していると考えられている。
観測史上最⼤の太陽
起源GeV陽⼦の流⼊イベントによる欧⽶
間航空機乗務員の被爆線量は最⼤で 4.5
mSv と⾒積もられている。（年間許容値
は 5.0 mSv）

地表にまで届く宇宙線の個数は、やはり太陽活動の変動に⼤きく影響を受けている。
⇒ 太陽活動の活発性とは逆相関の関係になる。
⇒ 極⼩期は太陽⾵の流れが静かだが、極⼤期にはその流れが⼤きく
乱され、宇宙線が絡み取られて太陽系遠⽅まで掃き去られる効果と、11年毎に太陽系内の⼤規模な磁場構造が変化することによる。

野崎義⾏「地球温暖化と海」1994より62013/8/23

雑誌名：Physical Review Letters
論⽂タイトル：
Probe of the Solar Magnetic Field Using the "Cosmic-Ray Shadow" of the Sun
著者：
K. Hakamada, J. Huang, K.Kawata, K. Munakata, M. Nishizawa, M. Ohnishi, M.
Takita, T. Yuda et al. (The Tibet ASγ Collaboration)
宇宙線検出器アレイ（ｃ）フレア、ＣＭＥ
フレア（爆発現象）

プロミネンス（紅炎）

プラズマジェット（サージ、マクロスピキュール等）

コロナ質量放出 Coronal Mass Ejection (CME)72013/8/23（ｄ） 太陽⾵（Solar Wind）

Ulysses (軌道周期約６年）

コロナ中の⾼温電離ガス(プラズマ)が太陽から動径⽅向外向きに流れ出す現象。
典型的速度：400〜800 km/s
地球の距離での典型的密度：
中性⼦約８個／cm2
電⼦ 約８個／cm
約８個／ 2＆より少量のイオン(Heなど）
ただし、太陽⾯上からは⾮⼀様に流出していて、「コロナホール」と呼ばれる、コロナの低温低密度領域からは希薄な⾼速⾵が、⿊点領域からは⾼密度の低速⾵の流出が確認されている。

（４）様々な宇宙天気現象
コロナ磁場は太陽⾵と共に惑星間空間に引き延ばされ、太陽の⾃転のためにスパイラル構造を形成している。

a) 地磁気嵐（ストーム）

地球の距離におけるこの磁場の平均的強さ：5×10-5 ガウスd) デリンジャー現象

しかし、速い⾵と遅い⾵の境界には、衝撃波⾯ができ、強い磁場と⾼ガス密度の領域ができており、磁気圏に影響を与える。(CIRショック)

地磁気嵐（ストーム）
地磁気嵐は⾚道領域周辺で発⽣。
地球上最⼤規模のエネルギー現象。
磁気圏内部に太陽からCME等により⼤量のエネルギーが注⼊→磁気圏内の対流が促進→⾼エネルギー粒⼦が地球半径の2.5~3倍の⾼さ領域に閉じ込められてさらに加熱が進む。
→地球を取り囲むような電流系を発⽣させる→地磁気の⼤幅な変動を誘発b) オーロラ嵐（サブストーム）c) オーロラe) 放射線帯の汚染
f) 太陽⾼エネルギー粒⼦の⾶来g) 電波ノイズ放射

オーロラ嵐（サブストーム）
オーロラ嵐は太陽⾵やCMEによって磁気圏プラズマ
シートに蓄えられたエネルギーが突如解放される（磁気リコネクション？）ことによる現象。
極域（磁気緯度65~75度付近）の主に夜側でオーロラを
極域（磁気緯度6575度付近）の主に夜側でオ ロラを発⽣させる。
極域に加速された電⼦が降下してくる。
⾚道域のプラズマシートは、地球に向かって低下し、静⽌軌道衛星の⾼さ（6.6地球半径）よりも低い５地球
半径ほどまでに⾄り、衛星の帯電障害などを起こす
原因にもなる。

82013/8/23

太陽側から南向きの惑星間空間磁場が流されて来た場合、太陽側の地球磁場との繋ぎ替わりが効率的に起こり、磁気圏内や電離層内への太陽⾵からのエネルギーや荷電粒⼦が侵⼊しやすい状態となる。

オーロラは⾼さ100〜オ
ラは⾼さ
数100km、厚み約100m程度の空間の発光現象。
⾊は⻩緑⾊もしくは⾚⾊のものがほとんど。
オーロラを発⽣させうる電⼦を含むプラズマ粒⼦の放射するエネルギー分
布は、地球磁場の南北両極を中⼼に半径1500km
以上の円形状になる。

その結果が、地球極域のオーロラの発⽣につながる。

⼤規模磁気嵐の発⽣により中緯度にまで拡⼤したオーロラ帯

デリンジャー現象(Dellinger Phenomenon)（短波障害(SWF; Short Wave Fadeout) または
突発性電離層擾乱(SID; Sudden Ionospherric Disturbance)とも呼ばれる）その他の電離層の⾼さ変動による影響
電離層(Ｆ層)の擾乱による ３m電波信号が反射される⾼さの変動例

多くの場合、持続時間は数⼗分から数時間の程度。
まれに数時間以上も続く場合もある。
太陽フレアが主な原因
太陽フレアが主な原因。
太陽フレアで発⽣したX線や紫外線が電離層に到達し、電離層のD層(60〜100km)の電⼦密度が増加する。
通常、短波(3 - 30 MHz)は、D層を通過し、F層(100km)で反射されるが、この現象が発⽣すると電⼦密度が増⼤したD層で短波が吸収されるようになり、⻑距離通信が不能となってしまう。

9

2013/8/23

太陽⾼エネルギー粒⼦の⾶来による電離層擾乱：

電離層の擾乱による電離層の反射を利⽤した無線通信への被害

放射線帯汚染
地磁気嵐が起こると放射線帯中の⾼エネルギー電⼦はいったん消失した後、磁気嵐の回復に伴い、元々の量の数倍〜数⼗倍まで増加する。
その様な状態で⼈⼯衛星が放射線帯を通過すると、表⾯や深部に帯電を発⽣させて、ダメージを起こし得る危険性が⾼まる。

PCA = Polar Cap Absorption; 流⼊する紫外線、X線、⾼エネルギー粒⼦などによる極域での電離層の擾乱現象

フレアの発⽣位置による⾼速粒⼦流の時間変動の違い

電波ノイズ放射：太陽フレアから発⽣する電波バースト

時間（分）太陽フレアから発⽣する電波バースト
短波、FM、VHF、UHFなどの通信電波波⻑帯と重なる典型的事例：
オーロラ嵐・サブストーム発⽣に対する太陽活動の影響
太陽活動度

相関係数：-0.25
⼀⾒太陽活動とオーロラ嵐の発⽣には関係がないかのがように⾒えるが・・・

サブストーム発⽣数（低緯度地磁気脈動(Pi2: 周期40—150s 減衰波＝サブストーム発⽣指標)
Reference: 能勢 et al. 2012 (http://www.iugonet.org/meetings/2012-02-22_23/6_1_nose.pdf )10

2013/8/23[サブストームの発⽣数] ∝ [CMEによるエネルギー流⼊量]＊[太陽⾵からのエネルギー流⼊量]＊[磁気圏⾃体のサブストーム発⽣のしやすさ][CMEによるエネルギー流⼊量]＊[太陽⾵からのエネルギー流⼊量]
衛星による実測データ(OMNI Database) から
Kan and Lee (1979) の電場パラメータで算出[磁気圏⾃体のサブストーム発⽣のしやすさ]
磁気圏⾃体でのサブス
トームの発⽣のしやす
さは太陽活動度と逆相関になっている！

Reference: 能勢 et al. 2012 (http://www.iugonet.org/meetings/2012-02-22_23/6_1_nose.pdf )宇宙天気変動を引き起こす太陽活動の三大要素
3. 太陽放射2. 太陽風

太陽活動に応じて変動するEUV, UV, X線 による電離層電離、熱圏
大気加熱→電離圏伝導度変動→地磁気変動

惑星間磁場との相互作用、CIR衝撃波の形成→磁気圏・電離圏電場の生成→磁気嵐

太陽
太陽高エネルギー粒子

黒点、フレア爆発（太陽ダイナモによる磁気活動現象）これら三要素を等しく正確に観測・把握できなければ太陽地球間環境変動を正確に理解し、予測することはできない。

太陽活動極⼩期でのサブストーム発⽣頻度増加の有⼒説

太陽活動度の低下↓
紫外線放射量の低下↓
地球電離層での重イオン (O+ など) の減少↓
磁気圏に流出する重イオンの減少↓
磁気圏内のアルフベン速度の増⼤↓ (Shay and Swisdak 2004)
磁気リコネクションレートの増⼤↓
サブストーム発⽣頻度の増⼤
Reference: 能勢 et al. 2012 (http://www.iugonet.org/meetings/2012-02-22_23/6_1_nose.pdf )太陽活動現象発⽣後に⾒られる宇宙天気現象とその発⽣時間

地球磁気圏

1. フィラメント噴出＆CME
フレアに伴なうCME衝撃波の形成、
高エネルギー粒子の生成、CME磁場と地球磁気圏磁場とのリコネクション→ 磁気圏対流、磁気嵐

宇宙天気の地球⾃然環境に対する影響（例）
・⾼層雲量の周期的変動（５）宇宙天気変動の地球気候や⼈類社会への影響

・気温の周期的変動（樹⽊の年輪）
海⾯温度の周期的変動
・海⾯温度の周期的変動
・地層や氷河中の放射性同位体含有量の周期性
・約20年周期の超⾼層⼤気の電気伝導度（地磁気の⽇変動度）の変化と太陽紫外線量との関係(?
・太陽活動周期の⻑さの変動と陸上⼤気温度変動112013/8/23

⻑期的には地球の気候に対する影響も17世紀後半の太陽活動低迷期（Maunder Minimum）は、
地球気象の⼩氷河期と重なる。

京都⼤学 増⽥富⼠雄教授 提供

太陽活動の地球気候への影響のプロセス⼆⼤学説◆紫外線の照射量の変動による気温への影響
太陽活動 極⼤期 ⇒ 紫外線 増⇒ 超⾼層⼤気の温度 上昇⇒ 下層⼤気の温度 上昇（？）◆宇宙線の流⼊量の変化による雲量への影響
太陽活動 極⼤期 ⇒ 宇宙線 減⇒ 雲量 減（？）

京都⼤学 増⽥富⼠雄教授 提供

宇宙天気の現代社会への影響：
⽇常⽣活のほとんどにおいて、我々が宇宙天気を直接意識することは少ないかも知れないが、太陽からの宇宙環境への擾乱が⼤きくなった時、⼈類の科学技術には、宇宙空
間、地上に関わらず影響を受けるものが多くある。
宇宙空間：無数の⼈⼯衛星(科学、気象、ＧＰＳ、放送、
携帯電話、偵察等々)、宇宙ステーション、
スペースシャトルなどの宇宙船
地上：変電所、⽯油パイプライン、電離層を利⽤した無線通信（ラジオ、ＴＶ、航空管制等々）⇒ 気温 上昇12

2013/8/23

現代社会とそのインフラへの影響
⽯油パイプライン

電波通信

変電所の故障(1983年3月)

船舶無線・ナビゲーション

Solar Flare ⇒ Ejected Plasma ⇒ Electrojet (upper-atmosphere)⇒ Geomagnetic storm ⇒ Voltage gradient on earth surface

1989年3⽉13⽇の⼤磁気嵐によって発⽣した全⽶広範に渡る電⼒供給事故

13

2013/8/23

様々なGPS衛星の軌道と放射線帯との位置関係

GPS衛星：26561 km (周期12時間)

電波伝播経路の特性変動による誤差
約29個(2009年段階で）GPS衛星からGPS受信機まで電波が達する経路では、電離圏や対流圏での電波特性の変化により、若⼲の電波伝播速度の遅延が⽣じる場合がある。これによって、計算で定めたはずの空間上の⼀点の信頼性が損なわれる。
⼀般的に受信機からみてGPS衛星が低仰⾓の場合、この誤差は増加する傾向がある。これは⼤気中を電波が伝播するときの遅延による影響が、⾼仰⾓ (薄い⼤気を通過する) よりも低仰⾓ (厚い⼤気を通過する)で⼤きいからである。またそもそも低仰⾓衛星からの信号は減衰が⼤きい)。

地球上のある１点を、同時に４個以上の衛星から⾒えるようにして、受信者までの４種類の距離から、その３次元的な位置(&時計の誤差)を算出する。

ディファレンシャルGPS、Differential GPS、DGPS
このための補正⼿段として、正確な時計をもち座標のわかっている固定局を設置し、GPS受信データから計算した位置と固定局の位置の差から、精度を上げるな
どの仕組み（ディファレンシャルGPS、Differential
GPS、DGPS）の開発が⾏なわれてきている。
DGPSの補正信号は かつてFM放送の利⽤されていな
DGPSの補正信号は、かつてFM放送の利⽤されていない帯域で送信するシステム(JFN系列の放送局で実施)があり、カーナビなどでの利⽤には有⽤であった(1997年5⽉〜2008年3⽉)。
また、WAASやMSAS（MTSATを利⽤した⽇本の運⽤）では、静⽌軌道の衛星からDGPSの補正信号を各受信機に送信している (WAAS/MSAS静⽌衛星⾃体もGPS衛星同様、測位にも使われる)。

⼈⼯衛星を利⽤した携帯電話サービス
・インマルサット(KDDIなど、静⽌軌道衛星 35786km ４個）
・ワイドスター（NTT Docomo、静⽌軌道衛星２個)
⽇本国内で最も普及(?)
フェリー、航空機、⾼⼭地域などの公衆電話、孤島地域
⼤規模災害時の公共⽤回線として多くの公共機関にも
設置される

など。

・Thurayah(アラブ⾸⻑国連邦所有の３台の静⽌軌道衛星）
・ＡＣｅＳ（エイセス；東南アジア向け静⽌軌道衛星）
・ＩＣＯ（⾼度10390kmの衛星10個使⽤）・グローバルスター（⾼度1400kmの衛星48個使⽤）・イリジウム(KDDI系。⾼度780kmの６６個の衛星を使⽤）
・テレデシック(マイクロソフト系。288個もの衛星を使⽤）(インターネット)

磁気嵐時の電⼦の流⼊による ⼈⼯衛星表⾯の異常帯電現象

国際宇宙ステーション(ISS)
アメリカ、ロシア、⽇本、
カナダ、ＥＳＡ
地上約400km、周期約90分

142013/8/23

国際宇宙ステーション(ISS)の軌道と放射線帯通過位置
低軌道衛星のメモリーエラーが発⽣した地点の分布図

低軌道衛星の軌道⾯と放射線帯（Van Allen 帯）が南⽶上空で交差している。
この間は、宇宙⾶⾏⼠への放射能被曝の危険性も⾼まる。

⼈類社会への影響のまとめの図

アメリカ海洋⼤気圏局による宇宙天気警報■ 太陽観測の宇宙天気研究における役割 ■太陽面上での個々の爆発現象・衝撃波等の規模・速度・方向性・磁場の構造 など 様々なパラメータの把握（６）京都⼤学・理・附属天⽂台での地上光学観測太陽面上構造物の現状から将来の活動状態を予測するための統計的確実性を高めるサンプルデータの蓄積

このような太陽の活動の起動力となるメカニズム自体の解明⇨太陽内部からコロナに至るまでの運動状態・物理量の測定

152013/8/23*京都⼤学⾶騨天⽂台の太陽望遠鏡
宇宙天気研究における太陽観測の⼆つの相補的なアプローチ

Domeless Solar Telescope

Solar Magneticg
Activityy
Research Telescope◆ 微視的太陽観測 Microscopic Observation
Detailed observations of solar events withhigh-resolution imaging and spectrum-measurement

Flare
Monitoring
Telescope=> Domeless Solar Telescope (DST)◆ 巨視的太陽観測 Macroscopic Observation
The solar full-disk observations=> Solar Magnetic Activity Research Telescope (SMART)=> Flare Monitoring Telescope (FMT)

Hida observatory

The Domeless Solar Telescope (DST)The Domeless Solar Telescope (DST)

From imaging data

H-alpha

■Velocity field of photospheric gas motion
T. Magara and R. Kitai ApJ, 524, 469, 1999
S. UeNo et al. AdSpR, 26, 1793, 2000
H K
H.
Kozu ett al,l PASJ
PASJ, 2005,2006
2005 2006 etc.
t

⼤きな特徴:
⾼空間分解能の画像撮影、⾼波⻑分解能のスペクトル観測、

Investigations of relationship between
velocity fields of photospheric gas andspacial distribution or time-evolutionsof magnetic structures.

多波⻑域スペクトル同時観測

The Domeless Solar Telescope (DST)
Characteristics of the emerging magnetic flux region-7-

The Domeless Solar Telescope (DST)
Sunspot formation
Photosphere

Chromosphere

Photospherep

Velocity
divergence

Chromosphere

Velocity field map-8-Strong down flow in the chromosphere=> Gradual velocity convergence on the photosphere=> Intensity darkening of the photosphere (Birth of the spot)=> Rapid velocity convergence

-9-

16

2013/8/23

The Domeless Solar Telescope (DST)The Domeless Solar Telescope (DST)

From spectroscopic data
This spectro-heliograph can obtain
4-dimensional data:

The Ca II H filtergraph of the HINODE/SOT has revealed various
chromospheric activities in detail.

- 2D spacial distribution- wavelength information(physical values along the height)- time evolution

ֳ
We can investigate
3D chromospheric structures and evolutions ofsolar active phenomena like jets andsources of the high-speed & low-speed solar wind.
-13 -

-10 -

ジェットの典型例１

The Domeless Solar Telescope (DST)

2007-06-03 01:15:57 UTHINODE/SOT Ca II H

Temp
perature

Spectroscopy at Ca II K, H Line

CoronaHeightPhotosphere-11 -⿊点近傍ジェットの吸収線
プロファイルと⼤気モデル
フィッティング (MULTI
Code) の結果

1
2
3
4
5

01:13:27

01:13:58

01:13:27

01:14:28

01:14:58

01:15:29

01:15:57

01:16:28

01:16:58

01:17:28

01:17:59

01:18:28

01:18:58

01:19:28

01:19:59

エラーマンボム的なジェットのシミュレーション（中村 他）
⿊点近傍ジェット
上昇 ドップラー速度
温度 圧力分布の推定される⼤気
リコネクション
構造
ポイント？

ヘリオグラム中のジェットの拡⼤

FOV: 8530×10700 km
近傍の静穏領域のプロファイル

3×
2
1 × ×5×

噴出⽅向

MULTI コードフィッティングの結果（*: 観測プロファイル）下降

MULTI コードフィッティングの結果（*: 観測プロファイル）

速度

電⼦密度

擾乱速度

×

4

リコネクション
ポイント

17

2013/8/23

大学間連携事業:“次世代太陽圏環境変動ネットワーク観測 “
8 observatories, universities & 1 center
Cooperation with

HINODE,
Solar-C,
Solar-D

Kyoto Univ.
Hida/SMART, Peru/FMT

Tohoku Univ. Solar
Radio obs.（AMATERAS-II)

Shinshu Univ. GMDN
Cosmic ray obs.

Ibaraki Univ&NICT
Nobeyama Solar （Hα telescope）
Radio obs

NAOJ, Long-term
Solar obs telescope

Nagoya/STEL & NAOJ
Space weather & space climate
Research Center

Nagoya/STELNew IPS antenna

NICT
New solar radio telescope
2013/8/23

他機関との役割分担
１）フィラメント噴出・ＣＭＥの物理量の把握
三鷹 Solar Flare Telescope (彩層多波長、磁場)
本体形状、
太陽周期活動望遠鏡（彩層磁場：長期的）
衝撃波面、飛騨ＳＭＡＲＴ(彩層多波長、彩層磁場：短期的)、
３次元速度場、ＦＭＴ（彩層多波長）
密度分布、
名大 IPS（惑星間空間CME分布、速度場）
磁場構造、・・・
東北大 ＩＰＲＴなど（衝撃波高度変化）

２）太陽風速度・密度の３次元分布の把握
高速領域と低速領域の３次元分布＆
名大 IPS（太陽風速度分布）
時間変動、
三鷹 Solar Flare Telescope、周期活動望遠鏡
ＣＩＲ衝撃波面の位置・強度(光球・彩層磁場分布)
定在ＩＭＦ構造
飛騨ＳＭＡＲＴ(彩層磁場分布)

３）紫外線を中心とする電磁波の放射量変動の把握
紫外線放射量に大きく影響する
三鷹 Solar Flare Telescope、周期活動望遠鏡
彩層の輝度・温度分布(彩層Ｈα多波長画像)
紫外域の波長帯別放射量推定 飛騨ＳＭＡＲＴ，ＦＭＴ(彩層Ｈα、Ca II 多波長画像)

京大太陽面爆発監視システム
目的
・噴出に至るフィラメントの磁場構造の把握→フィラメント噴出の予測とＣＭＥ（Flux Rope）
磁場構造の推定・噴出しているフィラメントの三次元速度場の把握→噴出メカニズムの解明とＣＭＥ（Flux Rope）の地球磁気圏到達可能性の予測
・彩層画像データによる紫外線放射量の推定→太陽活動長期変動と地球環境変動との比較（1900年代 前～中期のアナログデータとの連結）

九大全面望遠鏡(彩層 Ca II K 画像)

京大太陽面爆発監視システム（装置の特徴）
１） カルシウム線フィラメント磁場・彩層輝度観測装置
CaII 8542Å線で偏光観測を10-4 の測定精度で行ない、フィラメント磁場の直接的導出
および彩層全面輝度分布モニターを行なう。
時間分解能 ：約30秒
磁場導出精度 ：数Ｇ
空間分解能 ：1秒角／画素

２） Ｈα線 フィラメント噴出3次元速度場観測装置

ＣＭＥの初期状態：彩層フィラメント噴出の速度場観測について （京都大学の観測装置２）
天球面上に投影された速度場成分だけでなく、地球方向に向かう速度場成分も測定し、ＣＭＥ発生初期の彩層プラズマの３次元速度場とその時間変化を把握
人工衛星にしても地上望遠鏡にしても、ある単一波長で観測しているだけでは３次元速度場は得られない。

SDO衛星

飛騨天文台FMT

1

ペルー設置のフレア監視望遠鏡（FMT）で2011年3月8日のCMEの起源となったフィラメント噴出の3次元
速度場の時間変化を追った例(M.Gutierrez et al. 2012 ISWI)

2

飛騨天文台SMART望遠鏡に新規搭載予定天球面上に投影した速度成分

・飛騨天文台SMART望遠鏡・全面Ｈα撮像装置の改修（高速チューナブルフィルタによる分光撮像装置化）
複数波長での観測データを組み合せることにより、視線方向
速度場成分とその時間変化が測定可能。

波長サンプリング： ±4.0Å（約180km/s）間を４１点で時間分解能： 約20秒

18:12:19UT (red‐shift)

18:15:00UT (blue‐shift)

ドップラー速度成分

・ペルーFMT望遠鏡フィルタ追加
波長サンプリング： 3波長→5波長
波長範囲： ±0.8Å → ±3.0Å （約140km/s）
フィラメント噴出の24時間連続監視→速度ダイナミックレンジの向上

ペルーFMT望遠鏡
Morimoto & Kurokawa (2003)

18

2013/8/23

噴出する彩層フィラメント中の磁場構造の測定について：（京都大学の観測装置１）
磁場に感度のある彩層形成線の太陽全面高時間分解能偏光観測を行ない、ＣＭＥ発生初期の彩層プラズマ中の磁場構造とその詳細な時間変化を把握
光球磁場からもダークフィラメント領域の磁場
Solar-C 衛星においても、彩層磁場の観測が計画されているが、構造は推定できるが…
中規模フィラメント１本をカバーできる視野に限られるので、複数
by using Han He’s Nonlinear force-freeの活動性フィラメントとその変化の様子を漏らすことなく捉える
magnetic field extrapolation scheme
ためには、地上からの全面観測を併行して行なう必要がある。
飛騨天文台
SMART/T2

FOV of Solar-C
184”x184”

CaII 8542Å線で彩層フィラメントの偏光観測を10-4 の測定精度で行ない、時間分解能約30秒で数Ｇの精度での噴出フィラメント磁場の直接的導出を行なう。
→ フィラメント噴出メカニズム解明、蓄積エネルギーの定量モニター
による噴出予測、噴出フィラメントの磁場構造測定による磁気圏への影響の予測当計画では、京大飛騨天文台SMART望遠鏡の太陽全面磁場偏光観測望遠鏡（T2）に、高速読出し（毎秒100フレーム）が可能なＣＭＯＳカメラの導入、高速連続回転が可能な波長板回転装置の導入、高速波長可変フィルタの導入、シーイ
ングによる画像歪みのソフト的補償、などの改良を加えることにより観測に用いる。

ロードマップ（京大太陽面爆発監視システム）
2014
カルシウム線
カルシウム（8542Å）
線磁場偏光
彩層全面
メカニズムの
輝度・磁場
研究
観測装置

Ｈα線
彩層
全面多波長
観測
ネットワーク

観測装置
整備以外の
項目

第一年度

第二年度

第三年度

第四年度

第五年度

2015

2016

2017

2018

2019

CMOSカメラ、
高速回転波長板の導入

新フィルタ開発

新光学系の製作

飛騨SMART
旧システムによる観測・データ
蓄積

制御システムの整備、新システムの搭載

新システムによる観測

CMOSカメラ搭載

新システムによる観測…

…

フィルタ改修＆搭載
ペルーFMT旧シ
ステムによる観測

フィルタ更新新システムによる観測

メタデータ整備によるデータ共有化、 データ蓄積装置の拡充と観測制御システム維持、
国際共同研究の推進（特定助教、PDF研究員と技術補佐員の雇用、関係各国との間の人的交流 ）…

…

Ca II 8542Å線の彩層磁場偏光の特徴については、京大飛騨天文台
DST分光器を用いて、現在研究進行中 (Anan et al. 2012 SPIE)

⾶騨天⽂台 フレア監視望遠鏡 Flare Monitor Telescope (FMT)

Hα

0.8Å

Red Continuum

Hα + 0.8Å

HαProminence

HαLineCenter

太陽地球系エネルギー国際協同研究:Solar Terrestrial
Energy Program (STEP)1990-1997 に参画するため1991年度に建設された５種類の太陽画像の同時観測望遠鏡

FMT Data を⽤いた研究例
フィラメント噴出現象のベクトル速度場の導出と それらとコロナ質量放出(CME) との関係についての研究噴出フィラメントの３次元速度場の測定
天球⾯上の速度場成分

フィラメント中⼼の
視線⽅向速度の時間変化=> T. Morimoto & H. Kurokawa (PASJ, 55, 505, 2003)

フレアに伴う彩層中の衝撃波 (Moreton Wave) の検出=> N. Narukage et al.(ApJ, 572, L109, 2002)
Eto et al. ….

Time (UT)

19

2013/8/23

Morimoto & Kurokawa(2003 PASJ)
They distinguished whether each active filament really erupted or not by analyzing
its time-variation of the radial upward velocity, and investigated the relation withcoronal structure and CME.

FMT

16 Feb., 1999

Eruptive: E

6Apr., 2000

Quasi-Eruptive: Q

SXT,EIT

CME

Arcade, Flare ...: Ayes

Localized Brightening: LB

noAs the result, all really erupting filaments correspond to appearances of“coronal arcade structures” and “CMEs”.

The Flare Monitoring Telescope (FMT)

彩層で見える衝撃波の構造・特徴の研究
N. Narukage et al. (2002)

××

As for the correlation between“the velocity strength and direction of the eruption” and“the strength of geoeffectiveness”
×

×

×

×

R.S. Kim et al. ApJ, 677, 1378 (2008 Apr.20)“CME Earthward Direction as an Important Geoeffectiveness Indicator”

世界中で過去に検出された彩層の衝撃波伝播現象のうち、半数以上のものは、当天⽂台のFMTという望遠鏡が発⾒したものになる。
⼈⼯衛星によりX線で検出された、コロナ中の衝撃波との⽐較解析により、それらが太陽フレアにより発⽣した同⼀衝撃波の異なる⾼さの波⾯を表しているであろうことが明らかとなった。

LASCOC2 (left ) and C3 (ri ht ) images to illustrate how toestimate the direction parameter. The ratio of the shorter (b) tolonger (a) distance of the CMEfront
measured from the solar center along the line (b/a) is definedas the direction parameter, D. Note that the line passes boththrough the centers of the ellipse and the Sun.

Direction parameter vs. Dst
index for 486 frontside halo
CMEs. The horizontal dashedline represents Dst = -200 nT,
and the vertical dashed line
indicates D=0.6.
-37 -Daytime Period at Each Site
(between sunrise & sunset)(UT) 15

18

21

Hida
N36o15’
E137o18.5’

Ica(Peru)

Aures
アルジェリア ー ⽇本（⾶騨天⽂台） − ペルー(Algeria)
N35o02’
E 7o00’

03

06

09

12

15

18

June
December(Japan)S14o04’
W75o44’00

June
December

June
December

June
December20

2013/8/23

ISWI Activities

Plan of the FMT in PERU as a part of CHAINCHAIN-project
The 1st oversea FMT will be installed in Peru.

March 18th 2010:
Installation of the FMT in the
Solar Station (ESI) of ICA Univ.
was completed.

We visited candidate sites for
installing the FMT in Peru in Jan.
2007.
Then, we selected the campusof the National Ica Univ. as thebest site
site.
National Ica University
Latitude: - 15°
Altitude: 400 mRain
: 0 mm/year
Temperature : 10 - 27 ℃
Avrg. Humidity : 20 %

LIMA
ICA

-42 -

ペルー移設後に観測された太陽活動現象例

さらに、・太陽フレア爆発の位置、⼤きさや
タイミング
・噴出フィラメントの地磁気への影響の⼤きさChromospheric filament
disappeared & coronalloop’s expansion
accelerated.

の、より正確な予測をするためには、
太陽⾯での爆発や噴出付近の、
磁場ベクトルの分布構造の情報が不可⽋となってくる。

21

2013/8/23

連続光画像 と ベクトル磁場３成分マップ【太陽磁場活動望遠鏡(SMART）】

2003.
2003. 10.
10. 27
27
29
30
UT
UT

設置場所：京都大学飛騨天文台

•目標

01:10
04:35 UT
06:03
06:52
02:00
02:19

Intensity

Blongitudinal•噴出フィラメントが含んでいる
磁場の構造を把握する。
•太陽フレアの発生予測に必要な条件を観測的に実証する。

Azimuthangle

Btransversal

磁場マップの⿊点領域だけを切り出した拡⼤図

磁場データの解析例

Contour:±1300, ±1000, ±500,±250, ±100, ±80,
±60, ±35 G

NOAA10808

Intensity Map

Longitudinal Magnetic Field

2005. 09. 11 22:34:40 UT

Solar Magnetic Activity Research Telescope (SMART)

磁場Ｂ の分布Investigation of necessary conditions for solar flare occurrence
Some Indices are compared with chromospheric brightness∇×Ｂ ＞ 0∇×Ｂ ＜ 0

Example of the index:
Distance from the chirality inversion line of the Twist α
Magnetic Twist α which are weighted by field strength:
Generally,（Force-free field equation）
Vertical current density

Vertical Twist parameterIn this study,α(x,y) = （｜Bz(x,y)｜／Σ｜Bz｜ ）αz(x,y)-23 -磁場のねじれ⽅向の反転線

反転線からの距離と発光輝度との関係を調査

22

2013/8/23

A sample image of the Chirality inversion line of α and H-alpha flare-kernels

９回のフレアの平均
フレアの発光輝度

Green contour:
H-alpha brightness
1.5, 1.8, 2.1, 2.4((compared
d withihaveraged brightness
around disk-center)

フレアの発光輝度

ある１回のフレアについて

反転線からの距離

反転線からの距離

磁場Ｂ の分布∇×Ｂ ＞ 0∇×Ｂ ＜ 0磁場の捩れ度から何らかの指標を取り出し、その時間変化を⾒ることで、フレアの発⽣タイミングを予報できないか？

境界線の近くで発⽣したフレアの輝点の⽅がその輝度 磁場のねじれ⽅向が強い傾向が⾒らの反転線れる。

逆のねじれを持った
磁場どうしの境界⾯に爆発の鍵が存在す
るのでは？

イメージ図

さらに⻑期的な地球環境・超⾼層⼤気の変動への影響についての研究も・・・

超高層大気における諸現象
下層大気からのエネル
ギー・運動量の流入『太陽物理学との連携による超高層大気変動現象の研究』○上野悟（京大飛騨天文台）
新堀淳樹（京大生存研）、磯部洋明、浅井歩（京大宇宙ユニット）
横山正樹（和歌山大）、林寛生（京大生存研）

電離圏・プラズマ圏での電磁エネルギー輸送・化学反応

磁気圏－電離圏結合

太陽からの紫外線

太陽風・CME等からのエネルギー注入

近年 SDO衛星を含め 複数の人工衛星により、広波長に渡る太陽の紫外線分光データが得られるようになってきた

太陽画像データとの比較。
各波長毎の紫外線量を表す
効果的指標は？

・太陽紫外線量を決める
要因の把握
・過去の太陽画像データ
からの 過去の紫外線量・超高層大気への影響の推定⇒長期変動の研究

23

2013/8/23＋SOHO/EITなどの
紫外線2次元太陽画像

地磁気静穏日変動の観測例
2008/04/04
中緯度域
赤道域

（総電子コラム量）（総電
ラ）

UDAS-GUIで作成

Sq変動

擾乱の少ない磁気的静穏時の地磁気変化：
Sq (Geomagnetic Solar daily Quiet variation)
発生要因：電離圏高度の中性風が荷電粒子を磁場を横切った方向に引きずることで駆動される電離圏電流

5. 考察

地磁気静穏日変動の要因

5.1 今サイクルの極⼩期のSq振幅が⼩さい理由-1○Sq場の振幅←電離圏電流の⼤きさ←電離圏電気伝導度＋地球磁場強度＋⾵速

Sq変動のメカニズムJ   E  U  B ＋○電離圏電気伝導度←地球磁場強度＋太陽放射－(1) 電離圏高度の中性大気の大気潮汐運動Uが太陽放射等で駆動(a)。
(2) この運動に伴い電離圏の荷電粒子が地球磁場B を横切る動きU によって、誘導起電力Ei が発生(b)。
(3) Ei による電荷の移動により、朝側に正電荷、夕方側に負電荷が蓄積され、分極電場Es が発生(c)。
(4) その結果、電離圏内にオームの法則に従う電流J が流れる(c)。

Elias et al. (2010) reported that the amplitude of Sq tends to increase
in recent 30 years, and they suggested that the reason is increasingof CO2 and global warming in the asmosphere.

h2  nn
 ne2
 ni2  2
P    e
 i
e dh
2
2
2
2
h1
 me ne  ne   e mi ni  ni   i 
h2  nn ne  e ni  i  2
H    e
 i
e dh
2
2
2
2
h1
 me ne  ne   e mi ni  ni   i Ω←磁場強度に⽐例、イオン種に反⽐例ν←中性⼤気密度に⽐例(スケールハイトに関係)
ne, ni ←太陽放射強度に⽐例

142

より長期・多地点の地磁気Ｓｑデータを解析した結果
174地点の内の6地点での解析例
KAK

1960-2000

HER

SJG MBO

AAE
GUA
HER

St ti map
StationStation map

The amplitude of Sq fieldtends to increase.

低〜中緯度地域でのSq振幅変動の例

磁気⾚道上地域でのSq振幅変動の例

HER (34.43S, 19.23E)

AAE (9.03N, 38.76E)

Elias et al., 2010
HER
(34.43S,
19.23E)
1950

Time

2010

KAK
(36.23N,
140.19E)

They used the geomagnetic dataobtained only from 1960 to 2000,
and only at three station.

KAK (36.23N, 140.19E)

SJG (18.11N, 293.85E)

GUA (13.59N, 144.87E)

MBO (14.38N, 343.03E)

143

24

2013/8/23

より長期・多地点の地磁気Ｓｑデータを解析した結果

１）Ｓｑ変動振幅の単調増加現象は、もっと長期的なＳｑ変動のごく一時期の傾向を見ているにすぎない。（地球全体のＣＯ２の継続的増加に原因を押しつけるのは難しい。）
２）Ｓｑ変動振幅は、長期的に見ると、赤道地帯を除き、約） ｑ変動振幅 、長期的 見る 、赤道地帯を除き、約20年毎に増加・減少のフェーズが転換しているようである。
【注意点】Ｓｑ変動振幅から太陽活動の成分を取り除く作業をする際、その指標として、現在太陽からのＦ１０.7放射量変動データを用いている。

太陽研究者サイドの課題• 果たして電波領域のF10.7の放射量が、どれほど紫外線量を適格に反映しているのか？
F10.7変動の特徴と紫外線変動の特徴との違いは？
F10.7は紫外線のどの波長域の情報を一番良く反映しているのか？
• そもそも、今注目すべき紫外線放射量は、太陽面上のどのような構造・場所からの放射の影響を反映しているのか？
か• F10.7以上に、超高層大気変動と高い相関性を持った長期的な紫外線指標は無いのか？
（勿論、現在は衛星による紫外線分光データを直接使用すれば良いが、装置・衛星毎の絶対値の誤差が思った以上に大きいので要注意。さらに過去に遡って長期変動を調べる際には、より古くから存在する観測データから指標を取り出せるようにしておかなければならない。）

EUVを用いて太陽起源成分を除去すると、明らかにF10.7の場合よりもSq振幅変動は緩やかになる。

Sq振幅の長期的増減変動の２つの解釈
Ａ）F10.7放射量が超高層大気に影響を与えている紫外線量を適格に反映していると仮定すると、超高層大気自体、もしくは中低層大気からの影響の過程の中に、20年毎の変動を生み出すメカニズムが存在している事を示している？
Ｂ）F10.7放射量変動が、実際は超高層大気に直接的に影響を与えている紫外線波長域（５０～１５０ｎｍ）の放射量変動と必ずしも一致しておらず、Sq変動の太陽活動周期性分を過小評価している？

例えば、F10.7 の前極小期と今極小期の相違は・・・
参考：F10.7での太陽2次元画像

5.6%減

http://www.ovsa.njit.edu/expansion/science.html#Topic3

⼀⽅、Sq振幅は 12.4％ 減

では、実際の紫外線放射量は？

約15%低下

彩層全面画像データを用いた
長期的な紫外線放射量指標
導出の試み
太陽全面彩層情報と紫外線量との関係（横山正樹、増田智、佐藤淳 2005年）

太陽活動１周期分のF10.7とEUVの日々の放射量の相関を見ても、極小期においてEUVの変動幅の方がより大きい。更に極大期ではEUVが飽和気味になることも分
かった。

25

2013/8/23

彩層全面観測＠飛騨天文台 1991年～現在

FMT

地球に届く紫外線の指標として、太陽彩層全面画像を有効に利用できないか？
特に人工衛星による紫外線情報の無い期間に対して協力な情報となり得る。

SDO 160 nm

By H. Watanabe et al.

SMART H‐alpha +0.5 A

Plage Index
Plage index : defined as the percentage of thearea of the solar disk covered by plages +active network
SMART H‐alpha Center

SMART H‐alpha ‐0.5 A

Reproduction of the solar irradiance variation requires thecontributioncobu o noto onlyo y ofo activeac e region
eg o pplagesages bu
but a
also
so o
of theeenhanced network (Foukal et al. 2009)

Intensity threshold method :pixels brighter than
average+2σ(standard deviation)• Plage brightness does not affect theplage contribution to irradiance variation(Worden et al. 1998)

By H. Watanabe et al.

By H. Watanabe et al.

26

2013/8/23

By H. Watanabe et al.

最近、当天文台では、京大天文台にて１９２６～１９２９年、花山天文台にて１９２９～１９４１年、京大生駒山太陽観測所にて１９４１～１９
７２年、の期間に各々観測されていた、４６年間に渡る CaK II 線での太陽全面像の写真乾板データが保管されていた事が分かり、デジタ
1967 May 24
ル化、データベース作成作業が始まりつつある。

今後は、このデータを用いて、この年代の太陽紫外線量と、超高層大気への影響の調査も進める。

参考⽂献
・”THE SUN AND SPACE WEATHER”
by Arnold Hanslmeier (Kluwer Academic Publisheres), 2002
・「宇宙と地球環境」 ⽯⽥惠⼀ 著（成⼭堂書店）2000年
・「総説 宇宙天気」柴⽥⼀成、上出洋介著（京都⼤学学術出版会）2011年
・”Space Weather -- A Research Perspective --”by the National Academy of Sciences,
Sciences 1997
・”Solar Physics and Terrestrial Effects”
by Roger P. Briggs, Robert J. Carlisle, Barbara B. Poppe(Space Environment Center), 1996
・NOAA Research Science Education HomePage,
Space Environment TOPICS on WEB by Space Environment Laboratory,
NOAA
http://www.sec.noaa.gov/

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