J. Plasma Fusion Res. Vol.98, No.11 (2022)４
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小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望
Picture of Geospace Revealed by a Quarter of a Century of Observation of
the Akebono (EXOS-D) Satellite and Future Perspective

１．「あけぼの」衛星の２６年間のミッションのサマリと関連分野への貢献
1. Summary of the Akebono (EXOS-D) Satellite 26-Years Operation andContribution to the Related Research Field
松 岡 彩 子，三 好 由 純１），加 藤 雄 人２）
MATSUOKA Ayako, MIYOSHI Yoshizumi１）and KATOH Yuto２）
京都大学大学院理学研究科，１）名古屋大学宇宙地球環境研究所，２）東北大学大学院理学研究科（原稿受付：２
０
２
２年７月２
５日）

１．
１ 「あけぼの」衛星について

プラズマ波動や，オーロラに伴って観測されるプラズマ粒

科学衛星「あけぼの」は，オーロラを光らせるプラズマ子の描像から，磁気圏規模の要因だけでなく，地球のごくの加速機構解明を主目的として，１９８９年（平成元年）２月

近傍，地上数千 km に局所的な粒子の加速域が消 長し，２２日に当時の文部省宇宙科学研究所によって打ち上げられオーロラを発生させていることが示唆されるようになった衛星である［１］．「あけぼの」衛星の運用停止から７年がた．しかし，「あけぼの」衛星が計画された頃は，オーロラ

経過しようとしているが，その成果は「あらせ」衛星（放の要因の物理的な解釈を試みても，それを正しく描くため

射線帯・ジオスペースの探査）など後続の衛星ミッションの実測データが不足していた．
「あけぼの」衛星は，オーや，FACTORS（オーロラの動的描像，イオンアウトフ

ロラ粒子加速域を直接精密に観測し，オーロラが発生する

ロー）等の将来計画の検討に大きな影響を与えている．
「あけぼの」衛星による研究成果の意義と，本小特集のねらいについて述べる．
「あけぼの」衛星が打ち上げられた頃，オーロラ現象を説明する筋書きは，それ以前に比べれば明快に描かれるようになりつつあった．太陽からのプラズマの流れである太陽風を源とする エ ネル ギ ー が，磁 気 圏 に 侵 入 し て 地表上
100 km近辺の極域電離圏に流入し，オーロラ現象を起こす
ものと推論されていた．一つには，地球磁気圏尾部の磁気再結合過程により相当量のプラズマが爆発的に地球方向に輸送される事に起因すると考えられ，そしてもう一つには，地球磁気圏におけるプラズマ対流による発電効果に起因すると考えられた．これら二つの作用は，いずれも高エ
ネルギー粒子や電磁場として磁力線を介し，オーロラが現
図１ 「あけぼの」衛星外観．

れる極域電離圏に伝わる．一方，オーロラと同時に現れる
Graduate School of Science, Kyoto University

corresponding author’s e-mail: matsuoka@kugi.kyoto-u.ac.jp

４５７!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

学観測機器が搭載された．

物理機構を解明するために計画された．

「あけぼの」衛星に搭載された科学観測機器の一覧を

オーロラ粒子加速域は南北極域における数千 km の高度に出現すると考えられたため，「あけぼの」衛星は遠地点表１に示す．低エネルギー粒子計測装置（LEP）［２］や低エ１０５
００km，近地点２７０km，軌道傾斜角７５度の，準極軌道に

ネルギーイオン組成計測装置（SMS）［３］により，オーロラ

投入された．「あけぼの」衛星は放射線帯を通過する軌道

粒子のエネルギー分布，加速されるイオンの種類，磁力線をとっていたにもかかわらず，運用を停止するまでの２６年に対するピッチ角分布の解析が行われた．オーロラ粒子加間，システム機器は通常運用を行うために必要な性能を維

速域の沿磁力線電流の分布と変化が磁場計測装置（MGF）

持し，また搭載された９種の観測機器のうち３種は科学成［４］により，電場構造の分布と変化が電場計測装置（EFD）

果を出すための性能を保って計測を継続した．一方で観測［５］により観測された．オーロラ現象に伴うプラズマ波動

機器の多くが放射線劣化により観測を停止し，近年打ち上はプラズマ波動計測装置（PWS，VLF）［６，７］により捉えらげられた衛星を凌ぐ一級の科学的成果を出すことが難しく

れ，オーロラ粒子との相互作用が研究された．「あけぼの」なったこと，衛星の電源系機器の劣化や高度の低下により衛星は点における観測のみならず，オーロラ撮 像装置

十分な観測データが取得できなくなったことに伴い，２０１５（ATV）［８］によりオーロラの２次元画像を取得した．電子

年４月に運用を終了した．

温度計測装置（TED）［９］は，オーロラ粒子加速域の背景の黒点数で代表される太陽の活動度は，１１年の周期で増減

電子温度を測定する目的で搭載された．放射線モニターすることが知られている．またこの活動度に関連し，太陽（RDM）は元来は衛星に対する放射線の影響を調査するたの大規模磁場の極性の反転は２２年周期で起こる．
「あけぼ

めに搭載された機器であったが，取得したデータは磁気嵐の」衛星の観測対象である地球の磁気圏は，太陽風の磁場，で変動する地球放射線帯の姿を明らかにした．

密度，速度，擾乱などに影響を受け，太陽の活動度に大き１．
３ 「あけぼの」衛星の科学成果く依存して様相を変える．
「あけぼの」衛星が打ち上げられた１９８９年，その１１年後の２０００年に太陽活動は極大期を迎「あけぼの」衛星の観測によって，オーロラ粒子加速のえたが，その次の極大期は遅れ２０１４年初頭となり，太陽の様相は強い季節依存性を持ち，その下部の電離圏における活動度の２周期，太陽の大規模磁場反転の１周期に２５年を太陽光照射量が大きく影響することが発見された．
「あけ要した．しかし，「あけぼの」衛星はそれを超える２
６年２

ぼの」衛星が打ち上げられた直後の１９９０年代には，時間分か月の長期にわたって観測を継続し，太陽の大規模磁場反解能の向上した観測によって，オーロラを発光させる高エ転周期の完全なカバーを達成した．すなわち，あらゆる太

ネルギー電子（オーロラ電子）の詳細な時間変化や空間変陽の局面に対する磁気圏の観測の完結という，重要な仕事

化が明らかになり，オーロラ現象への理解が飛躍的に進んを成し遂げた．

だ．オーロラ現象は，局所的であることや時間変化が速い
ことから，これらの衛星による研究は「イベント観測」に

１．
２ 「あけぼの」衛星による科学観測よるものが主であった．一方で「あけぼの」衛星は太陽の「あけぼの」衛星に課せられた主要課題は，オーロラ粒子

活動周期である１１年を超えてオーロラ現象に関連するデー

加速領域を直接かつ総合的に観測することにより，オーロ

タを取得したことにより，太陽活動や地磁気活動への依

ラ粒子を加速する電磁的な物理機構を明らかにし，オーロ

存，季節による違いを初めて示すことができた．オーロラ

ラ粒子の加速域が出現する条件を特定することであった．

電子の生成機構について，多くのデータを使った統計に裏

このために，「あけぼの」衛星にはプラズマ，磁場，電場，

打ちされた，普遍的結論を導くことに成功した．

波動を観測する機器と，オーロラ撮像カメラの計９種の科「あけぼの」衛星の科学成果は，地球極域のオーロラ現象

表１ 「あけぼの」衛星に搭載された科学観測機器．
機器名
磁場計測装置MGF

観測対象とレンジDC〜低周波磁場

電場計測装置低周波プラズマ波動計測装置

EFD
VLF

DC〜低周波電場
数 Hz〜10 kHz 磁場・電場

高周波プラズマ波動計測装置

PWS

20 kHz〜5 MHz

低エネルギー粒子計測装置
低エネルギーイオン組成計測装置

LEP
SMS

5 eV〜24 keV 電子・6 eV〜30 keV イオン〜4 keV 熱的イオン・質量スペクトル

電子温度計測装置
放射線モニター

TED
RDM

オーロラ撮像装置

磁場・電場・サウンダー

電子温度（400〜8000 K）>0.3 MeV 電子，6.4−38 MeV プロトン，
15−45 MeV!
ATV UV 撮像（115-160 nm）
・可視光撮像（557.7 nm）

４５８

観測ターゲット
オーロラ現象に伴う沿磁力線電流，ULF/
ELF 波動オーロラ粒子加速電場
オーロラ現象や低緯度磁気圏におけるプラズマ波動
オーロラキロメートル放射およびプラズマ
圏，サウンダーによるプラズマ温度計測
オーロラ加速粒子
プラズマ組成，加速によって生じるコニッ
クス，ビームオーロラ加速域にける電子温度
放射線帯粒子モニター
オーロラ撮像（UV，可視）Special Topic Article

1. Summary of the Akebono (EXOS-D) Satellite 26-Years Operation and Contribution to the Related Research Field

A. Matsuoka et al.

に留まらなかった．中低緯度に位置する放射線帯やプラズ

ウェーデンの FREJA 衛星 や NASA の FAST 衛星では，

マ圏のダイナミックな消長と，太陽風の変化との関連が明「あけぼの」衛星よりも１桁高い時間分解能で分布関数をらかにされた．放射線帯は，人工衛星や宇宙ステーション

取得し，加速による電子の分布関数の時間変化を捉えて，等の安全性に大きな影響を及ぼすなど，人類が宇宙へと活粒子加速のメカニズムの本質に更に迫る成果を上げた．更

動領域を広げる上でも理解すべき領域である．「あけぼの」に２００５年に打ち上げられた「れいめい」衛星は，オーロラ

衛星は，約３時間という比較的短い周期で放射線帯を緯度

発光の３つの波長のカメラでオーロラの微細構造と共に，方向に走査し，また，内帯からスロット領域を経て外帯にそのオーロラを光らせる電子の降り込みの速い時間変化を至るまで，領域を欠くことなく放射線帯のデータを取得し

観測した
［１０］．

た．２６年間データを蓄積することによって，太陽活動や太１．
４．
２ 放射線帯の観測「あけぼの」衛星の放射線モニタは２６年という長期にわ陽風条件と放射線帯との関係の理解が促進された．
加えて「あけぼの」衛星は，オーロラ帯や極冠域から磁たり放射線帯の観測を行い，貴重なデータを蓄積して太陽気圏への電離圏起源のイオン流出現象に関して，十分な解活動度や太陽風の条件に対する依存性の理解に大いに貢献

析に耐えうる本格的観測データを初めて提供した．太陽のした．放射線帯は一般的にはその過酷な環境のために観測放射量の増大とともにイオンが多く流出されることが明確が難しく，まとまった期間観測した衛星は，長い間「あけに示された．この現象の研究は，惑星の大気進化の観点かぼの」衛星以外には存在しなかった．
「あけぼの」衛星のらも重要である．

場合でも，放射線帯内では機器の劣化を防ぐために LEP

本小特集では，「あけぼの」衛星によって得られた科学や SMS は OFF する運用を行っていたため，放射線帯生成

成果を，８名の方に解説いただいた．オーロラ現象に関連の物理メカニズムを研究するデータセットを取得することする主要な成果として，オーロラ粒子加速研究（坂野井，はできなかった．近年の人工衛星の耐放射線技術の向上に諸岡）およびオーロラキロメートル放射（AKR）（森岡）をより，放射線フラックスの強い領域におけるプラズマ及びあげた．また，オーロラと同じく極域現象の代表的な成果

電磁場の総合観測が可能となってきた．２０１２年に２機の衛として，前述した極域からのイオンアウトフロー（阿部，星から成る NASA の Van Allen Probes，
２０１６年１２月２０日に北村）をあげた．更に，「あけぼの」衛星のミッション期間

ジオスペース探査衛星 ERG（
「あらせ」）が 打 ち 上 げ らの後半で大きな成果を出した，中低緯度領域であるプラズ

れ，低エネルギーから高エネルギーにわたる粒子観測と電マ圏（笠原・熊本）・放射線帯（三好）におけるプラズマ

磁場総合観測から，放射線帯の生成メカニズムおよび内部現象をとりあげた．

磁気圏に関する理解が更に進められた．
「あらせ」衛星による科学成果は，６章で詳説いただいている．

１．
４ 「あけぼの」衛星に続く計画「あけぼの」衛星の成果を元にし，また「あけぼの」衛星

参考文献

ではわからなかったことを明らかにするために，国内外で［１］H. Oya and K.Tsuruda, J.Geomag.Geoelectr. 42, 367 (1990).
［２］T. Mukai et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 479 (1990).
［３］B. A. Whalen et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 511 (1990).
［４］H. Fukunishi et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 385 (1990).
［５］H. Hayakawa et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 371 (1990).
［６］H. Oya et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 411 (1990).
［７］I. Kimura et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 459 (1990).
［８］T. Oguti et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 555 (1990).
［９］T. Abe et al., J.Geomag.Geoelectr. 42, 537 (1990).
［１０］Y. Obuchi et al., Earth Planet Sp. 60, 827 (2008).

新たな衛星ミッションが実施され，成果が出ている．
１．
４．
１ オーロラ現象の観測「あけぼの」衛星のデータを用いた研究によって，オーロ
ラ現象の統計的描像や季節・太陽活動度への依存が明らかになった．一方で，オーロラを発光させる電子の分布関数の速い時間変化や，オーロラの微細構造を明らかにするには，「あけぼの」衛星の粒子観測の時間分解能や撮像の空間分解能は不十分であった．１９９０年代に打ち上げられたス

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小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望

２．「あけぼの」で観測されたオーロラ加速機構
2. Auroral Acceleration Processes Observed with Akebono
坂 野 井 健，諸 岡 倫 子１）
SAKANOI Takeshi and MOROOKA Michiko１）
東北大学大学院理学研究科，１）スウェーデン国立宇宙プラズマ研究所（原稿受付：２０
２
２年８月９日）オーロラはその発光プロセスのみならず，太陽‐惑星間空間プラズマダイナミクスの観点から多くの研究がなされてきた．この中心課題の一つは，高度数千 km の沿磁力線電場領域におけるプラズマ加速過程の解明である．沿磁力線加速領域は，磁気圏で生成されたエネルギーが，プラズマ不安定や波動粒子相互作用により様々なスケールに変換し，最終的に電離圏・熱圏で散逸する過程におけるキー領域である．これらの現象の解明は，
オーロラ現象の微細構造の研究のみならず，宇宙プラズマ輸送・エネルギー散逸の普遍的な理解に繋がる．
「あけぼの」の特徴はこの加速領域を通過する軌道にあり，磁場，電場，波動，粒子等の９つの機器による総合観測をその場観測で実施した．また２６年間の連続観測から，オーロラ現象の季節・太陽活動依存性等を明らかにした．
これらの研究は，その後に続く国内外の衛星や地上観測に多大な影響を与えた．
「あげぼの」によって明らかにされたオーロラ加速域の課題は多くが未解決であり，将来のより高空間・高時間・多点観測ミッションによって解明するべき課題である．
Keywords:
aurora, particle acceleration, field-aligned current, seasonal effect, ionosphere, energy transfer, instability

２．
１ はじめに要かつ最終プロセスである．

極域で見られるオーロラは磁気圏から降下する荷電粒子

１９６０年代以降のロケット搭載プラズマ粒子観測によっ（プラズマ）の衝突により地球上層 120 km 高度付近の大気て，オーロラ粒子は数 keV のエネルギーにピークをもつ電分子が励起されて発光する現象である．大気分子の励起を子ビームであることが解った．これは，電子が磁力線上向引き起こす荷電粒子は，様々なプロセスによって地球磁力

き方向の準静電場により加速されていることを示している

線と惑星間空間磁場が繋がることによって太陽風から流入［１］．その後，より高高度の衛星観測により，オーロラ粒子

する．１９世紀にノルウェーの物理学者クリスチャン・ビル

加速領域の研究は大きく進んだ．アメリカのダイナミック

ケランドがコイル磁場を入れた電球を地球に見たてた装置

エクスプローラー（DE）衛星は，二機の衛星により異なる

テレラによる実験を示し，１９５０年代に実施された国際的な高度でほぼ同時観測し，粒子のエネルギー分布を比べるこ

共同多点観測「国際地球観測年（IGY）」で，オーロラの地とで，粒子加速領域はオーロラ上空の高度数千 km 付近に

球規模的時間空間変化が明らかになった．

存在することを突き止めた［２］．しかし最大の謎は，プラ

その後ロケットや衛星による観測によって，オーロラがズマ密度が低くほぼ無衝突状態にあるオーロラ上空の宇宙

地球磁極を中心に環状に現れることが明らかになり，オー空間でどの様に定常電場が発生することができるかであっロラ発生に伴ってオーロラ粒子と呼ばれる高エネルギー電

た．１９８９年に観測を開始した「あけぼの」衛星はオーロラ

子が大気に降り込むことや宇宙空間磁場および電場が変化

粒子加速電場領域をその場観測できる軌道にあって，搭載するといった新たなプラズマの特徴が明らかになった．更された９種の観測器で加速電場発生メカニズムの解明をめにオーロラ粒子の源は太陽風と呼ばれる太陽から放出されざした．オーロラ発生機構の解明を目的とした国内外の科

る高温プラズマであり，今日ではオーロラ現象の全てを理学衛星はこれまでに１０機以上も存在したが，「あけぼの」

解するには，活発な太陽大気を発端として惑星間空間，地衛星は特に長期間運用したことによって，オーロラと太陽球磁気圏，そして地球大気のプラズマダイナミクスとその活動周期との関係を継続的な観測を可能にしたことに特徴

相互作用を説明しなければならないことがわかっている．

がある．この長期データを活用して，オーロラ加速領域のオーロラ上空高度数千 km までに存在する沿磁力線電場

活動には顕著な季節変化が存在するなど，新たな事実が明による粒子加速は，その惑星空間規模のプラズマプロセス

らかにされた［３］．この季節変化は，磁気圏ダイナミクスの中で太陽風粒子がオーロラを光らせる過程において最重が太陽風ダイナミクスに依存するだけでなく，それに対す

Tohoku University
corresonding author’s e-mail: tsakanoi@tohoku.ac.jp

４６０!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

2. Auroral Acceleration Processes Observed with Akebono

T. Sakanoi and M. Morooka

る電離圏の応答も重要な役割を担っていることを示唆す

電流を比較したところ，概ね（１）式の比例関係は成立する

る．

ことが実証された．一方で，沿磁力線加速領域の南北の端付近では（１）式は成り立たず，沿磁力線電流のほうが増強

２．
２ オーロラ粒子加速電場と沿磁力線電流しているケースがしばしばあった．この事実は，加速領域

従来の地上光学・磁場観測から，サブストームに代表さの端付近では別な物理プロセスが存在していることを示唆れる活発なオーロラが発生する期間には，磁気圏と電離圏する．これは空間スケール 10 km 以下の現象であり，「あの間で磁力線に沿った大規模な電流系が形成されることがけぼの」衛星のスピン周期平均データでは分解困難であっすでに知られていた．オーロラは主に降下電子，すなわちたが，その後の「れいめい」衛星や FAST 衛星などの高時

上向き沿磁力線電流に対応しており，上空では閉じた磁力間・高空間分解能を有する衛星における重要な研究テーマ

線領域である磁気圏プラズマシートに共役する．この際となった．

に，沿磁力線電流（ !
#）と沿磁力線電位差（%#）の関係は２．
３ オーロラ粒子加速領域の季節変化

オームの法則に似た（１）式の比例関係があることが理論的にも観測的にも知られている．この関係はKnightの関係式

初めに述べた様に，オーロラ研究に於いて「あけぼの」と呼ばれ，次の式で表される［４］．
#"&!
% !"%#!
#"!'#$" #!!

衛星データのユニークな点は，太陽活動周期を上回る長期観測がオーロラ活動の太陽周期変化や季節依存性の検証を可能にしたことにある．太陽放射量は太陽活動により変化（１）

し，地球電離圏の電離度を変化させる．１９９０年頃から，

ここで，#" ，$" は質量 '#の磁気圏電子の密度と温度，比オーロラ活動の長期変化を調べる研究が注目され，オーロ

例定数"は磁気圏電子の温度や密度で決定される電気伝導

ラ領域のすぐ上を低高度で観測する DMSP 衛星の粒子観度である．すなわち，沿磁力線加速電場により，低プラズ

測はオーロラ粒子加速が夏半球より冬半球でより活発なこ

マ密度状態でもより多くの沿磁力線電流を流すことができとかを示した［７］．「あけぼの」でも加速領域の季節依存性

ることから，加速領域は磁気圏‐電離圏結合系に重要な役の研究が進められ，加速領域発生高度の季節依存性が新た割を果たしている．この関係式の検証は「あけぼの」磁場に明らかになった［８，９］．

と粒子観測データ解析により行われた［５，６］．図１に沿磁

図２は，「あけぼの」衛星の粒子観測で得られた下向き

力線加速領域中のプラズマ，磁場の計測データならびに磁に加速された電子の発生頻度を，高度別，季節別に示して場データから導出された沿磁力線電流の観測例を示す．電いる．図が示すのは加速エネルギーが 2 keV 以上の場合の子とイオンの Energy-time spectrogram に見られるピーク

みで，準静電沿磁力線電場によって発生するカーテン状でエネルギーから，それぞれ衛星より高高度と低高度の沿磁形が明瞭なディスクリートオーロラの性質に相当する．これら比較的エネルギーの高い粒子加速は真夜中より少し前

力線電位差を調べた．この二つの電位差の合計と沿磁力線（２１地方時頃）で活発であることがわかる．このうち，左側に示した夏半球における電子加速の発生頻度に高度変化はなく，つまり電子はすべての高度で既に加速されているので，加速領域は高高度にあることが示唆される．それに対して右側の冬半球では 6000 km 以下の低高度のみで発
生 頻 度 が 上 が っ て お り，す な わ ち 粒 子 加 速 は 高 度
6000−8000 km の高度で起きていることになる．この様に冬半球で加速領域がより低高度に現れるのは，電離圏密度の変化によって磁力線に沿ったプラズマ密度の高度分布の変化により，加速電場発生の条件を満たす高度が夏と冬とでは変わるためと考えられる．実際，加速領域のプラズマのスケールハイトは冬側でより小さくなることが示されて
おり［１０］，冬に加速領域が低高度に現れるという結果と整合的である．一方でオーロラは昼間側にも存在し，これらは比較的エネルギーの低い（数百 eV から 1 keV 程度）降下
粒子によって励起される．この昼間側のオーロラ粒子加速領域の発生頻度は，夜側のオーロラとは逆に夏の方が高い
結果を示した．
オーロラ電流システムの性質は，ディスクリートオーロ
ラに対応する領域では電離層電気伝導度にほぼ比例した電図１ 「あけぼの」衛星による沿磁力線加速領域の観測例．上から電子エネルギー分布，電子ピッチ各分布，イオンエネル
ギー分布，イオンピッチ各分布，磁場東西方向の変動成分，
磁場から見積もられた沿磁力線電流（上向きが正）［８］．

流密度が観測されている［１１］．一方，昼間側でよく生じる
緯度方向の空間スケールが小さな（＜100 km）沿磁力線電流の電流密度の季節依存性はない［１１，１２］．これらの結果
４６１

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

星・地上によるオーロラ現象に大きな影響を与えている．
特に地上からの光学望遠観測により 100 m スケールのオー
ロラ微細構造の存在が報告［１４］されたが，その微細空間構
造は全ての加速メカニズムのモデルを用いても説明は不可能であったため［１５］，これを発生させるプラズマ加速過程への興味が集まった．オーロラ現象の構造スケールは，発光などにみられる微細構造（100 m〜数 km），降下電子の逆V構造に代表される中規模構造（10 km〜100 km），サブ
ストームなどのグローバルな磁気圏−電離圏結合があり，それぞれ様々な時間スケールで相互作用（クロススケール
カップリング）がある．近年，沿磁力線加速領域におけるクロススケールカップリング，すなわちとあるスケールで発生した現象が，異なるスケールに変化しながらエネル
ギー散逸する過程が注目されている．１９９６年に打ち上げられた FAST 衛星では，高度数千 km の加速領域中の電磁場とプラズマ粒子等の高時間・高空間分解観測がなされ［１６］，準静電加速領域の原因としてダブルレイヤーの特徴が明らかになった．また，磁気圏の高温・低密度プラズマと電離圏の低温・高密度プラズマの混合より生じるダブル
レイヤーのシミュレーションによる検証が進んだ［１７］．加えて，オーロラ微細空間構造と速い時間変動については，
慣性アルフベン波が重要な役割を果たしていることが明らかになった［１８］．
２００５年に打ち上げられた「れいめい」衛星は極域低高度（〜650 km）を飛翔する小型科学探査衛星であり，世界初の高空間・高時間分解能によるオーロラ粒子・発光の同時観測成果をもたらした．
「れいめい」搭載光学カメラは，
窒素分子イオン 427.8 nm 発光，酸素原子 557.7 nm 発光，窒素分子 670 nm 発光の３波長を同時に観測することができ，空間分解能は〜1 km，時間分解能は 8 frame/se であった
図２ 「あけぼの」衛星粒子観測器で得られたオーロラ電子の加速分布．パネルは季節別（右／冬半球，左／夏半球），高度
別（上から，高度 8000 km 以上，6000−8000 km，6000 km
以下）の統計．冬半球では加速領域がおもに低高度（6000
km 以下）のみ見えていることから，加速領域は低高度にあると期待される．一方夏半球では高度変化はなく，加速領域は 8000 km 以上の高高度に存在すると確認できる［８］．

［１９］．また，電子とイオンのエネルギー静電分析器により12 eV〜12 keV のプラズマ粒子を 300 m の空間分解能で計測した［２０］．図３に「れいめい」により観測されたオーロ
ラ加速域の画像・電子同時観測例を示す
［２１，
２２］
．この例
では，南北方向約 100 km の逆 V 構造降下電子に対応してオーロラ発光が観測された．この逆 V 構造の高緯度側半分の領域でピークエネルギーの微細変動が見られ，これにを「あけぼの」の沿磁力線電場の結果と Knight の式（１）に伴って慣性アルフベン波加速により生じたと推定される〜

照らし合わせると，昼間側と夜側のオーロラ粒子加速の季

1 keV 以下に分散構造を持つ低エネルギー電子が観測され

節変化の性質の違いは，それぞれの起源となるダイナミク

た．この時の 670 nm オーロラは，アークに沿ったシアーなスの違いで説明できる．夜側の電流システムは，磁気圏尾流れを伴う微細構造を持っていた．また図３中段に示すよ

部で駆動された電場（"!一定，電場駆動型）が地球電離層

うに，降下電子フラックスは，2−3 km の微細構造まで上空にアルフベン波として伝播し，電離層伝導度に応じた

オーロラ発光とよく一致した．一方，図３下段に示した電流を発生させる．それに対して昼間側では太陽風と磁気

とおり 100 eV 以下の電子フラックスは微細構造が見ら圏の境界において電流で生じ（ !
，電離!一定，電流駆動型）

れる時間帯（09:10:46-51UT）に加えて，逆 V 構造の両端層電気伝導度に応じた沿磁力線電場を発生させると考える（09:10:44 UT ならびに 09:111:00 UT）付近に局在することがと辻褄が合う．これらの結果は，後に「あけぼの」で検証

明らかになった．これは微細構造ならびに逆 V 構造の両端された沿磁力線電流の季節変化の特徴ともよく一致していで慣性アルフベン波による低エネルギー電子加速が存在す

る［１３］．

ることを示唆する．
また，高度数千 km の加速領域中のシアー不安定の存在

２．
４ 最近のオーロラ加速領域の研究成果も明らかになりつつある．図４は「れいめい」により観測「あけぼの」による沿磁力線加速の理解は，その後の衛された微細なオーロラ発光のシアー運動と逆 V 型降下電子
４６２

Special Topic Article

2. Auroral Acceleration Processes Observed with Akebono

T. Sakanoi and M. Morooka

図３ 「れいめい」衛星により２
０
０
５年１
２月２
６日に観測された微細オーロラ構造の例．上から 670 nm オーロラ発光画像（矢印は衛星フットプリントの軌跡），下向き電子エネルギー分
布，全エネルギーフラックス（黒線）とフットプリントにおける 670 nm オーロラ発光強度（青線），最下部は全エネ
ルギーと低エネルギー（100 eV 以下）毎の上向きと下向きの電子エネルギーフラックス［２
１，
２
２］
．
図４ 「れ い め い」衛 星 に よ り２
００
６年１月３日 に 観 測 さ れ た シ
アー流をもつオーロラ発光と同時の電子エネルギー分布［２３］．

との関係である［２３］．この例では，数 keV 以上のピークエ
ネルギーを持つ二つの逆 V 型降下電子が見られ，その低エ
ネルギー側（1 keV 以下）にアルフベン波により加速され見られた速度分散構造から慣性アルフベン加速が卓越した

た速度分散構造をもつ低エネルギー電子が存在する．沿磁と判定された時の結果で，空間スペクトル（赤点），ならび

力線加速域に対応して高度数千 km では U 字電位差構造がに慣性アルフベン波の分散関係式にFAST衛星の磁場観測存在するが，ここでは磁力線直交方向の収束電場 E と地球による磁場の空間スペクトル分布を適用して得られた理論

磁場 B の E×B ドリフトによりシアー流が生成される．こ曲線（数密度 ""0.1，1，10 /cm3 の３つの場合）を示す．これによりシアー不安定が成長してシアー流（平均流）かられから，アルフベンオーロラの空間スペクトルは，理論曲慣性アルフベン波が励起されうることか示された．この慣線の傾きとよく一致することがわかった．一方，図５下段

性アルフベン波により，速度分散を持つ低エネルギー降下

は，「れいめい」データに逆 V 電子加速がみられた時の静電子の加速が生成されること，また同時に元々の数 keV

電加速の例で，オーロラ光学フロー解析から得られた空間

高エネルギー電子に変調が与えられた結果，オーロラ微細

スペクトル（赤点）に対して，（１）式と FAST 衛星観測磁
場スペクトルから理論推定された直線（!!!）が示されて構造が形成されうることが示唆された．
さらに，「れいめい」観測により観測されたオーロラ連

い る．こ の 図 か ら，波 数 !! !6×10−4（m−1）す な わ ち

続画像データを用いて"#，オーロラ２次元運動の渦度（#）

〜2 km よりも大きな空間構造においては，Knight の式かと空間波数（!!）を見積もった［２４，２５］．ここでオーロラら見積もられる傾きとオーロラ発光構造の空間スペクトル

発光の光学フローを，図４同様に沿磁力線加速領域の磁力は一致することがわかる．これは〜2 kmよりも大きな空間

線直交方向電場と地球磁場による E×B ドリフトによって構造が静電加速で生成されることを示唆する．一方，これ引き起こされると仮定し，アルフベン波加速と静電加速のよりも小さい構造では，観測された空間スペクトルは図６それぞれについて渦度の空間スペクトルが推測した．この

上段に示されたアルフベン加速の傾きに漸近する．この結結果を図５に示す．図５上段は「れいめい」電子データに果は，逆 V 型静電加速領域においても，オーロラの小規模
４６３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

ダイナミクスに強い影響を与えている証拠であるとも考えられている．それに対して木星における JUNO の観測では，オーロラ粒子のエネルギー分布の性質が逆 V 型定常電場ではなくアルフベン加速的な加速が主であることがわかった［３１］．木星オーロラ粒子加速領域ではアルフベン波
速度が光速にまで達し，加速される粒子も MeV 以上の高エネルギーに達する．また，電離層の組成の違いや，磁気圏内で新たなプラズマ源となる衛星の影響による磁気圏構造の違いも，地球とは違ったオーロラの性質を与えると予想される［３２］．２０２３年打ち上げ予定の JUICE 衛星には低周波電場も捉える RPWI（プラズマ波動機器）が搭載されており，JUNO 衛星では不可能な木星衛星イオの磁力線付
近やガニメデオーロラ領域で粒子加速に働くであろうアルフベン波を直接捉えることができると期待される．
固有磁場がほとんどない火星では，地球の様な極域にグ
ローバルに分布するオーロラは確認されていない．しかし，近年の Mars Grobal Surveyer や MAVEN 衛星の観測か

図５ 「れいめい」衛星により観測されたアルフベンオーロラ（上）と静電加速オーロラ（下）の空間スペクトル分布．詳
しくは本文参照のこと［２
４，
２
５］
．

ら，地殻起源の局所的な磁場構造内で加速されたと考えられる電子による紫外線領域の大気発光現象が確認されている［３３］．この現象がどの様な太陽風−磁気圏−電離圏ダイ

構造はアルフベン波加速により生じることを意味する．加ナミクスに関わっているかについて，今後の研究成果が待速領域では，図４の例に示したシアー不安定以外にも様々たれる．

な不安定によりアルフベン波が乱流的に発生することが提これらの惑星比較によりオーロラ粒子加速の理解が更に唱されている．この乱流のカスケードによって，電子加速

深まることを期待したい．

のクロススケール結合が起こると考えられる．これを引き起こす不安定のメカニズムには Ionospheric Alfven resona-

参考文献

tor
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２．
５ 惑星オーロラ
他天体においても，地球の様に固有の大気及び磁場が存在すればオーロラが発生し得る．木星及び土星では，地球の様にオーバル状の明るいオーロラ発光が存在することが知られている［２９］．両惑星とも加速された電子の生成に伴って発生すると考えられる電波放射が観測されていることから，オーロラ粒子加速電場も存在すると考えられる．
しかしながら，太陽風動圧や自転速度の違いによる磁気圏
ダイナミクスの違い，更に惑星そのものと惑星磁場の大きさの違いからオーロラ現象の性質の違いも期待される．この事は２０１７年まで土星磁気圏を周回した Cassini 探査機や２０１６年から木星周回軌道で観測を続けている JUNO 衛星の観測により明らかになりつつある．土星では加速領域で加速 さ れ た イ オ ン ビ ー ム が Cassini 探 査 機 で 検 出 さ れ た［３０］．しかし，地球より二倍ほど早い自転運動に支配された磁気圏のダイナミクスは，太陽風の影響が強い地球の磁
気圏 と は 違 う 電離 圏 と の 相 互 作 用 を 生 み 出 し て い る．
Cassini の観測では自転軸にほぼ対称に回転する磁気圏であっても自転運動に季節変動があり，惑星電離圏が磁気圏
４６４

Special Topic Article

2. Auroral Acceleration Processes Observed with Akebono

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10.1029/2004JA010545［１８］C.C. Chaston et al., J. Geophys. Res. 108, 1091 (2003), doi:
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doi:10.1029/ 2009GL042117.

T. Sakanoi and M. Morooka［２５］C.C. Chaston et al., Geophys. Res. Lett. 38, L20101 (2011),
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20101 (2008), doi:10.1029/2008GL035728.
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８］R.L. Lysak and Y. Song, J. Geophys. Res. 107, 1160 (2002),［２
doi:10.1029/ 2001JA000308.
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10.1126/science.aad0313.

４６５

J. Plasma Fusion Res. Vol.98, No.11 (2022)４
６６‐４７１

小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望

３．オーロラ現象と AKR
3. Auroral Phenomena and Auroral Kilometric Radiation
森岡

昭

MORIOKA Akira
東北大学惑星プラズマ・大気研究センター（原稿受付：２
０
２
２年７月１
２日）

磁気圏サブストームは，太陽風と地球磁気圏の相互作用により磁気圏に蓄えられたエネルギーの放出過程である．太陽風から磁気圏へのエネルギー流入が進んでいる中，突発的に磁気圏尾部中間領域でサブストームが開始され，磁気圏から極域にむかって沿磁力線電流が流れだし，これによって磁気圏−電離圏結合が急速に発達す
る．この過程で磁力線に沿ってのオーロラ粒子加速が生じオーロラ爆発とともにオーロラ電波 Auroral Kilometric Radiation（以下，AKR）が放射される．「あけぼの」衛星は，まさにこのオーロラ粒子加速の現場に踏み込み，
粒子加速のメカニズム，オーロラひいてはサブストーム発生のメカニズムを探る観測を実施した．本章では，「あけぼの」衛星による AKR 観測が明らかにしたいくつかの成果について報告する．
Keywords:
AKR, magnetosphere, plasma wave, auroral particle acceleration, substorm

３．
１ 序
オーロラ電波究に欠かせない．
Auroral Kilometric Radiation（以 下３．
２ オーロラからの電波放射

AKR）は，オーロラ活動に伴って極域の電離圏上部から宇宙空間に向かって放射される周波数 50−800 kHz の電磁波

「あけぼの」衛星は高度 300 kmから10000 kmにわたる極動である［１］．地球からのこの電磁放射は，巨大惑星であ

域電離圏から磁気圏基底部にかけての広い領域を観測する

る木星および土星から放射されている強大な電磁放射現象

ため，観測の周波数はきわめて広帯域にわたる．軌道上のとならんで，惑星電波現象，ひいては惑星磁気圏粒子によ電子サイクロトロン周波数から電子プラズマ周波数までをすべてカバーするべく，長いクロスダイポールアンテナ

る電磁放射現象としても大変興味深い．
AKR 波動をオーロラ現象として捉え研究していくとき，（60 m）と偏波分離機能を持つ広帯域受信機が搭載された研究の興味の対象は大きく二つの柱をもつ．その一つは，［２］．図１は，衛星が高緯度からオーロラ域上空を通過し電波放射過程である．AKR の放射電力は 109 W［１］にもおて低緯度にぬける高度およそ 9000 km の軌道で観測された

よび，オーロラ嵐（サブストーム）時に磁気圏から極域電典型的な AKR 放射の f-t ダイアグラム（ダイナミックスペ

離圏に流入する粒子エネルギーの総量を考え合わせると，

クトラム）である．図で AKR は周波数 300−380 kHz 帯域

極めて高いエネルギー変換効率をもって非熱的電磁波が励で観測され始め（20:00 UT），オーロラ帯上空に近づくに起されていることになる．これは，他の巨大惑星でもおな従い次第に下限周波数を下げる．これは同図挿入の軌道図

じ事情であるが，従来のプラズマからの電磁放射理論ではに点線で示したように，AKR の波源はオーロラ帯につな

説明できない強力な放射過程の存在を要請している．このがる磁力線のある高度領域に分布し，低い高度から放射さAKR 放射の発生メカニズムに対して提唱されているモデ

れる（高い周波数の）AKR ほど広い放射コーンをもち，放ルの検証が観測に課せられている．

射域の高度が増すほどに放射コーン角が狭くなっているこ

もう一つの柱は，AKR 電波のもつ波動特性（スペクトとを表している［３，４］．衛星から観測される AKR スペクト

ル，偏波およびそれらの時間変動）から AKR を生むオーロ

ルはオーロラ帯上空（20:30−20:40 UT）で上限 380 kHz，

ラ粒子の加速過程に関わる情報（加速域の構造，高度，そ下限 80 kHz までと帯域を広げるとともに強度が最大にな

れらの動的変動）や AKR が伝搬する経路のプラズマ分布

る．このときの下限周波数80 kHzは衛星の位置での電子サ（極域プラズマ環境）の情報などを引き出す研究である．こイクロトロン周波数にほぼ一致し，放射周波数＝電子サイ

れらのアウトプットは，本小特集の他稿で述べられているクロトロン周波数であることを示している．すなわち衛星「あけぼの」衛星観測と相まって，地球磁気圏におけるオー

はオーロラ電波放射源の中を通過していたことになる．な

ロラ嵐・サブストームの発生する仕組みを解明していく研

お，図中 AKR より低い周波数帯で出現している波動は，

PPRC, Tohoku Univ.
author’s e-mail: morioka.akira@outlook.jp

４６６!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

3. Auroral Phenomena and Auroral Kilometric Radiation

A. Morioka

ロン周波数で放射される AKR のスペクトルは，その放射域の特性，さらにはいまだ全貌が明らかでないオーロラ粒子加速域の特性やダイナミックスの探測を可能にする．以下に「あけぼの」衛星 AKR 観測によって明らかにされたい
くつかの成果を紹介していく．
３．
３．
１ AKR 放射の分布と電波源プラズマ環境
軌道周期約２００分で極軌道をたどる「あけぼの」衛星は，南北のオーロラ帯の上を一日およそ７回横切る．さらに楕
円軌道をとる衛星は日時とともにその遠地点の位置を変えるため衛星が極域を通過する高度もまた時間をかけて
300 km から 10000 km まで変化する．このことを利用して，長期間にわたって観測されたデータから AKR 放射を含む
地球のプラズマ波動の放射域の分布，さらにその太陽活動
依存性を調べることが可能になる［９，１０］．図２には１９８９年〜１９９９年までの１１年間の観測データから，夏期（左図：５−７月）と冬期（右図：１１−１月）のプラズマ波動の平均強度分布を周波数 260−380 kHz（上図）および 140−260
kHz 成分（下図）について磁気緯度子午線に沿ってプロッ

図１ 「あけぼの」衛星が極域から赤道に向かってオーロラ帯を横切ったときのプラズマ波動ダイナミックスペクトル観測
例．およそ磁気緯度７０°のオーロラ粒子加速域（20:30〜20:
40 UT 付近）では観測される AKR の下限周波数はその場の電子サイクロトロン周波数に一致する．

トしたものである．なお，ここでは子午線の地方時はオーロラ現象がもっとも活動的である磁気地方時21 hのものを示している．図中の白点線は電子サイクロトロン周波数（!
!）が 320 kHz（上図）および 200 kHz（下図）の等高線でauroral hiss や polar BEN と呼ばれる whistler モード波およある．高緯度（磁気緯度４５−９０°の領域）で !
!より高い高度び静 電 的 プ ラ ズ マ 波 動 で あ る［５］．こ の auroral hiss は，において強い強度で観測されている波動が AKR である．

オーロラを起こす電子が宇宙空間から超高層大気に降り込

また，!
!より低い高度で観測されている波動は図１でも見む過程でチェレンコフ放射を起こすことによって発生する

た polar BEN や whistler モードの auroral hiss と呼ばれるプと考えられている．

ラズマ波動である．

さて，放射の周波数がその場の電子サイクロトロン周波

AKR 放射について見ていくと，AKR は !
!!
!で生成され数にほぼ一致する AKR は，先に［序］で述べたように，プ宇宙空間に向かって放出されいる自由空間波であることがラズマ中でのサイクロトロン放射過程では説明のつかない示される．また南北半球の強度を見比べると，５−７月期

強度で放射されていることから，オーロラを生じさせている電子ビームが主役となるあらたな電波放射メカニズムが必要になってくる．これまで提出されている理論は二つのカテゴリーに分けられる．すなわち，加速された電子が相対論的な粒子とのサイクロトロン型共鳴（サイクロトロ
ン・メーザー不安定：CMI）により直接電磁波放射する direct process［６］と，電子ビームによって励起されたプラズ
マ波動がプラズマの不均一性を介して電磁波にモード変換
されるという mode conversion process［７］である．前者はR-X モード，後者は L-O モードの電磁波が主たる放射となる．これらは理論としてはそれぞれ非の打ち所のないものであるので，問題は自然がどちらを採用しているかである．「あけぼの」衛星の観測では，（詳細な解析データは紙面の関係で省くが），AKR 電波の偏波面観測，伝搬のカットオフからの伝搬モード決定，Poynting フラックス観測［８］からの放射源位置同定などを通した観測・解析の結果
は，L-O モードと R-X モードの両方の AKR 波動が存在していることを示した［８，９］．すなわち，二つのカテゴリーの放射機構が共存していると言う結論となった．
図２ １
１年間の統計にもとづくオーロラプラズマ波動の高度−緯度分布とその季節変化．上 段：周 波 数 260−380 kHz．下段：周波数 140−260 kHz．左：北半球夏期．右：北半球冬期．白点線は，電子サイクロトロン周波数．

３．
３ AKR によるオーロラ粒子加速域の探測加速された電子ビームによってその場の電子サイクロト
４６７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022には南極域で強く１１−１月期には北極域で強い，すなわち入されるエネルギーは，磁気圏プラズマシートと極域電離AKR の活動は冬半球で活発であることも示される．磁力圏とを結ぶ磁力線（磁気圏−電離圏結合領域）を介して電線でつながっている南北極域で AKR の活動に季節依存性

離圏で消散される．この磁気圏と電離圏とが沿磁力線電流があるということは，極域の日照の多寡・有無で大きく変を介して結合される様子は，電流回路に置き換えて考える

わる極域の電離圏の電気伝導度やプラズマ密度が AKR のことができ，そこでの電流−電圧関係式は，Knight の式と放射やその強度を支配していることを示している．このこ呼ばれる次のような式で書き表される［１４］．

とは，オーロラ電子のフラックスも冬半球が夏半球より卓

!

" !
"
#! (% " &&$#%!'$ !$"

越しているという報告［１１］と整合し，オーロラとそれに伴う AKR 放射を生み出すオーロラ電子の加速は，電離圏の

$

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1
1
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1
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- "(%#.
! "!!$!#%

プラズマ環境（冬季に希薄・低伝導度）につよく支配されてい る こ と を 裏 付 け て い る．す な わ ち，電 離 圏 の cold$dense plasma と磁気圏の hot tenuous plasma の接合域で形成される電子の加速域は，電離圏プラズマの導電性が高い$

夏には高々度に押し上げられ，低 conductivity の冬には低高度で活発化していることになる（図３参照）．

ここで，&%，および $$，#，"($は，沿磁力線電流密度，磁３．
３．
２ 磁気圏サブストーム・磁気嵐と AKR・オーロラ粒

気圏プラズマ密度，磁気圏電子の熱エネルギー，そして磁子加速力線に沿ったポテンシャル差である．また，!&は電離圏のさて，極域から放射される AKR 波動の基本的様相を見

磁場強度，!$ はポテンシャル部の上部磁場強度である．こてきたところで，こんどは AKR 放射スペクトルを探測のの式は，磁気圏と電離圏をつなぐ沿磁力線電流は，磁気圏ツールとして，磁気嵐およびサブストーム時の磁気圏−電プラズマシートの熱的電子の運ぶ電流（右辺第１項）と，離圏結合系おけるオーロラ粒子加速域の制御に関する研究

磁力線に沿って形成されたポテンシャルを通り抜ける際にについて述べる［１２，１３］．図４には磁気圏プラズマシート

加速された電子が運ぶ電流（右辺第２項）とによって表さと電離圏の結合を示す模式図を「あけぼの」衛星の軌道とれるというものである．言いかえると，絶えず変化する太ともに示しておく．

陽風−磁気圏相互作用に応じて，プラズマ加熱と沿磁力線$

ここで図４にある磁気圏−電離圏結合領域について述べポテンシャルが磁気圏と電離圏の結合系を制御しているこておく．太陽風と地球磁気圏の相互作用により磁気圏に注とになる．その際形成される沿磁力線ポテンシャルがオー
ロラ電子を加速する現場（磁気圏−電離圏結合域）になる．
以下に示す観測例（図５）は，高速で高密度の太陽風が地
球磁気圏を襲ったとき（磁気嵐時）の磁気圏−電離圏結合系の変動を示すものである．
図５（a），（b），（c）は，太陽黒点の活発化に伴って発生した強い太陽風変動が地球に到達した１９９４年２月２１日から３日間の，（a）磁気圏尾部域から Geotail 衛星によって観測されたAKRのダイナミックスペクトル，（b）極域で磁場擾乱を引き起こすサブストームの強さを表す AE インデックス，および（c）
地球の内部磁気圏を流れる環電流の強さで表される磁気嵐指数（Dst 指数インデックス）である．ここで，Geotail 衛星とは「あけぼの」衛星のカウンターパー
トとして磁気圏遠部を観測する目的で打ち上げられた日本の衛星である．Geotail 衛星のような遠方から AKR を観測

図３

電 離 圏 の cold dense plasma と 磁 気 圏 の hot tenuous
plasma の接合域で形成されるオーロラ粒子加速域の季節による高度・強度変化（三好由純氏提供）．

すると放射域全体を見渡せることになる．２月２１日０９UTに磁気嵐が始まった．Dst インデックス（図５（c））は初め正に振れ（磁気嵐初相），次いで大きく負に変動する（磁気嵐主相）．極域のサブストーム（AE インデックス（図５（b）））は磁気嵐の開始とともに大きく変動し以後２日間
その擾乱は継続する．磁気圏尾部で観測される AKR スペ
クトル（図５（a））を見ると，不思議なことに，それまで
100−800 kHz の帯域に出現していた AKR は磁気嵐の開始とともに活動を止め，同日の 20 hUT 頃になって再び活動をはじめる．（09 UT と 20 UT の間に見られる 100 kHz 以
下の波動は磁気嵐によって励起されたプラズマ波動であ

図４

地球磁気圏と極域の模式図．

る）．この間，AE インデックスは大きな値を持って変動し
４６８

Special Topic Article

3. Auroral Phenomena and Auroral Kilometric Radiation

A. Morioka

ギースペクトルが図５（g）と図５（i）（矢印で示した２分間のエネルギースペクトル）に示されている．AKR が強く放射されているときは，降下電子のスペクトルは，スペクト
ル幅が数百 eV〜1 keV と狭く，磁力線に沿って直流的に加速されたビーム状の降下電子フラックスであることを示している．この様相は，逆 V（inverted-V）型スペクトルと呼ばれ，非磁気嵐時のサブストーム時に一般的にオーロラ上
空で見られる降下電子のエネルギースペクトル特性である．つまり，サブストーム時には，磁力線平行方向の電場によってビーム状降下電子が生成され，その結果，電子ビームから AKR が放射されていることを示している．このことを式（１）に照らして解釈すると，サブストームが発生し，磁気圏と電離圏が沿磁力線電流を介して強く結合することが要請されたとき（たとえば磁気圏でのプラズマの運動に起因する沿磁力線電流の励起など），プラズマシートの熱電子だけでは要請される沿磁力線電流はまかないき
れず，磁力線平行方向の電場が形成され電子を加速することで，強い沿磁力線電流を維持していることを示している．
次いで磁気嵐主相を見ていく．時刻 A における図５（d）
および図５（f）
は，AKR ダイナミックスペクトルとそのときの降下電子の !-"ダイアグラムである．AKR は図５（a）の Geotail 衛星による遠方からの観測と調和して AKR はほ
図５ １
９
９
４年２月２
１
‐
２
３日の磁気嵐時の，（a）
Geotail 衛星による
AKR ダイナミックスペクトル．（b）
オーロラ活動の指標となるAEインデックス．（c）
磁気嵐指標のDstインデックス．
（d）および（e）「あけぼの」衛星で観測された AKR および極域プラズマ波ダイナミックスペクトル．（f）
，（g）
電子の下
向きフラックスの E -t スペクトル．（h），（i）
電子の下向きフラックスのエネルギースペクトル．

とんど消失している．このときの電子のスペクトルは，広く 100 eV から数 keV のエネルギー帯にわたって大きなフラックスをもって分布する特徴を示している．図５（h）
は矢印で示した２分間のエネルギースペクトルである．その形状はマクスウェル分布の様相を示していることがわかる．それでは，太陽風からのエネルギー流入が通常よりもていたことから，磁気嵐の期間をとおしてオーロラを含む

激しく，磁気圏−電離圏結合域では強い沿磁力線電流が流極域のサブストーム，すなわち粒子の電離圏への降下現象

れている磁気嵐主相において，なぜ AKR が停止したのでは活発に活動 し 続け て い た こ と に な り，通 常 で あればあろうか？答は降下電子のスペクトル（図５（h）と図５AKR も強く放射されていたことが予想される．ところが（i））の違いにある．磁気嵐主相の A では，降下電子のエネ

この磁気嵐の最中に，様々なオーロラ関連現象のうち，加ルギースペクトルが broad でフラックスが大きい．すなわ

速電子によって放射されるはずの AKR だけが停止してしち，電離圏に降下しているのは，フラックスが豊富で hot

まい，磁気嵐がほぼ飽和に達した時間帯（回復相）になっな熱的電子であるということになる．これを（１）式に照らて再び出現してきたことになる．この「あけぼの」衛星にして解釈すると，磁気嵐主相では，磁気圏には太陽風とのよる新発見は，いったい何を意味しているのであろうか？

激しい相互作用により，電流のキャリアーとなる熱的電子

この現象を更に詳しく調べていく．いま，磁気嵐主相中が豊富に存在しかつその温度が高い状態にあり，（１）式に AKR が停止している時間帯の一点（図中縦点線 A）と，の 第１項 の 電 流 だ け で 必 要 な 電 流 を ま か な え る た め

AKR が再出現した時点のある時刻（図中縦点線 B）につい（Bohm 電流），磁力線に沿ってポテンシャル構造は形成さて，「あけぼの」衛星データを詳細に見ていく．図５（d）かれなかった，と考えることができる．

ら図５（i）は，「あけぼの」衛星が磁気圏−電離圏相互作用

以上ここで述べた「あけぼの」衛星の成果は，磁気嵐時域を低緯度から高緯度側に通過したときのデータを示してには，通常のオーロラ嵐よりもすさまじい磁力線平行方向

いる．はじめに時刻 B から見ていく．図５（e）は，時刻 Bの電子加速が生じ，強く加速された電子によって電離圏ののAKRダイナミックスペクトルである．AKRは図５（a）の大擾乱を引き起こしているのであろうという概念を実証的

Geotail 衛星観測と矛盾することなく広い帯域で出現し，最に否定した．すなわち，磁気嵐時には磁力線平行方向の電低周波数が衛星高度の電子サイクロトロン周波数（白のト

場は抑制され，プラズマシートの熱的プラズマの増加と加レース）に一致するスペルトルを持っている．すなわち衛熱によって沿磁力線電流が担われ，その沿磁力線電流が極星は AKR 放射源のまっただ中を通過して強い放射の AKR

域電離圏の擾乱の主要因であることを示した．

を観測していたことがわかる．このときの磁力線下向き成

３．
３ オーロラ活動と内部磁気圏変動
３．
「あけぼの」衛星がオーロラの緯度帯を離れ内部磁気圏分の電子のスペクトル変動（!-"ダイアグラム）とエネル
４６９

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

へと進むとき，衛星はその場（in-situ）のプラズマ波動とり，磁力線平行方向の加速が発達・変動するとき，これにオーロラ域からの（remote）AKRを同時に観測することにほぼ同期してプラズマ圏境界周辺のプラズマの（１）free-

なる．図６は，衛星がプラズマ圏境界（プラズマポーズ）にenergy が増加するとともに，（２）プラズマ密度が減少す

さしかかった時（図６（a）参照）の波動ダイナミックスペク

る，ことになる．つまり内部磁気圏に熱くて希薄なプラズ

トルの一例である［１５］．ここで，プラズマ圏とは，地球のマが磁気圏内部に注入される（あるいは周辺が加熱され電離圏の低温プラズマが宇宙空間に湧き出して形成されるる）という，これまで知られていなかったプラズマダイナ

領域であり，温度は 1 eV 以下ときわめて低温であるもの

ミックスを示したことになる．しかしこの事象が発生するの，密度は１０００［/cm3］を超える高密度領域を形成していプロセスを更に詳細に明らかにしそこで働く磁気圏過程をる領域である［１６］．図では遠方からの AKR とともにその解明することは，この領域での「あけぼの」衛星によるプ場の静電的高域混成波動（upper hybrid resonance wave：

ラズマ・粒子観測が放射線障害を避けるために制限されて

以下 UHR 波動）が観測されている．ここで「あけぼの」衛いたこともあり，今のところできていない．今後この現象星が明らかにした大変興味深い事実は，オーロラ帯で放射を解明し，サブストーム時の内部磁気圏とプラズマシート

される AKR の強度が増すとき，in-situ UHR 波動の（１）強度との間の領域で生じているプラズマダイナミックスを探っが増加し，かつ（２）周波数が低下することである．つまり，ていくためには，「あけぼの」衛星観測ではできなかった

プラズマ圏境界のプラズマ波動変調が，遠く離れた AKR

内部磁気圏の熱的および準熱的プラズマのプラズマパラの放射域の強度変動（オーロラ粒子加速の変調）と同期しメータの計測，低エネルギー粒子，および背景電場の同時ていることが見いだされたことになる．このような現象観測が不可欠である．

は，衛星が図６（a）のような軌道をとるときしばしば観測３．
４ おわりにされることがわかってきた．この現象を読み替えると，オーロラが発生する緯度域で磁気圏−電離圏結合が強ま

オーロラ粒子からの非熱的放射である AKR は，自身の電波放射機構，オーロラ粒子加速のメカニズム，磁気圏プ
ラズマ環境，さらには磁気圏サブストーム発生にかかわる情報をもたらしてくれる．本章では，とくにオーロラ加速
域を遠隔観測することから得られたあらたな磁気圏現象を報告した．一方，新しい解析と発見はさらなる謎と課題を引き出してくる．その最たるものの一つは，粒子加速過程の実証的検証であろう．
直 接 現 場 観 測（in-situ 観 測）と 遠 隔 観 測（remote 観測）が同時に行える惑星の磁気圏は，ひろく宇宙に存在するエネルギー粒子の加速過程の現場を捉えることができる
宇宙の実験場と言える．地球磁気圏では，「あけぼの」衛星観測のあとを引き継いだわが国の「あらせ」衛星が，この利点を最大限に生かして，波動，粒子，電磁場の，これまでにない精密な観測を行い，海外の衛星観測や地上に展開される観測網と協働しながら大きな成果を挙げてきている［１７‐１９］．一方，地球磁気圏の兄貴分，いや大兄貴分である木星の磁気圏では，米国の JUNO 衛星が，地球磁気圏の規模を大きくこえる壮大な波動・粒子現象をとらえ話題を提供している［２０，２１］．こうした惑星の磁気圏を舞台とした波動・粒子・電磁場の相互作用の観測研究は，やがて宇宙における「粒子加速」の謎の解明とへつながることが期
待される．

参考文献
［１］D.A. Gurnett, J. Geophys. Res. 79, 4227 (1974).
［２］H. Oya et al., J. Geomag. Geoelectr. 42, 411 (1990).
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［９］A. Kumamoto et al., J. Geophys. Res. 108, 1032 (2003).

図６ 「あけぼの」衛星がプラズマ圏境界にさしかかった時の波
動ダイナミックスペクトル．オーロラ域から伝搬してきた
AKR とともにその場の静電的高域混成波動（UHR）が観測されている．

４７０

Special Topic Article

3. Auroral Phenomena and Auroral Kilometric Radiation［１０］A. Kumamoto et al., Geophys. Res. Lett. 25, 2369 (1998).
［１１］P.T. Newell et al., Nature 381, 766 (1996).
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A. Morioka［１６］三好由純 他：プラズマ・核融合学会誌 90, 713 (2014).
［１
７］篠原育 他：htpp://www.isas.jaxa. jp / outreach / isas ̲
news/files/ISASnews̲arase.pdf［１８］三好由純 他：プラズマ・核融合学会誌 95, 269 (2021).
［１９］Y. Miyoshi et al., Space Sci. Rev. 218, 38 (2022).
［２０］B.H. Mauk et al., Geophys. Res. Lett. 45, 1227 (2018).
［２１］J. Saur et al., J. Geophys. Res. 123, 9560 (2018).

４７１

J. Plasma Fusion Res. Vol.98, No.11 (2022)４
７２‐４７６

小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望

４．極域電離圏からのイオン流出
4. Ion Outflow from the Polar Ionosphere阿 部 琢 美１），渡 部 重 十２），YAU Andrew３），北 村 成 寿４）
ABE Takumi, WATANABE Shigeto２）, YAU Andrew３）and KITAMURA Naritoshi４）１）

宇宙航空研究開発機構，２）北海道情報大学，３）カルガリー大学（カナダ），４）名古屋大学宇宙地球環境研究所（原稿受付：２
０
２
２年７月１
５日）

地球の極域電離圏から外向きに流出するイオンの存在は１９６０年代に理論的に予言され，１９７０年代には衛星観測によりその存在が確認されるようになった．１９８９年に打ち上げられた「あけぼの」衛星はイオン流出に関する
良質なデータを長期間にわたって継続的に取得し，様々な観点からの本現象の研究を可能にした．本章では「あけぼの」やその他の衛星観測が明らかにしたイオン流出の描像と，惑星探査機の観測により得られた火星・金星からのイオン流出の特徴を紹介する．
Keywords:
ionosphere, magnetosphere, outflow, thermal plasma, plasma acceleration, polar wind, ion heating４．
１ はじめにの軽イオンが磁力線方向の両極性電場により上向きに加速

４．
１．
１ 電離圏から磁気圏へのプラズマ流出

された結果生じる．後に述べるように，１９６０年代に初めて

１９７０年代初頭に Shelly らが衛星観測データをもとに，高理論的に提唱された電離圏からのプラズマの流出は，この高度から降下してくる重イオンを発見して以来［１］，電離ポーラーウインドに関するものである．

圏は磁気圏プラズマの重要な供給源として注目を集めるよ

オーロラバルクアップフロー（Auroral Bulk Upflow）

うになった．それまでは太陽風からのプラズマ供給が主+

高度 1000 km 以下のオーロラ帯で観測 さ れ る イ オ ン++

流．イオンの種類は主に O+．速度は 1 km/s（0.1〜0.2 eV）

で，ゆえに H や He イオンが支配的と考えられていたの+に対し，太陽風には含まれない O イオンが磁気圏高度か程度で，緯度方向にはかなり狭い領域に存在し，プラズマら降下していることが観測されたからである．

の加熱に伴って観測されることが多い．

これに対し，南北半球間で磁力線が閉じない高緯度の開アップフローイングイオン（Upflowing Ions）

いた磁力線領域では，圧力の大きな電離圏から小さな磁気

10 eV から数 keV のエネルギーをもつイオンの上向き圏に向ってプラズマが流体的に流れ出すはずであること

流．速度分布関数のピークを磁力線方向にもつのがイオン

が，１９６０年代に既に理論的に予言されていた［２，
３，
４］．これ

ビーム，磁力線に対して垂直方向に存在するものは TAI

は solar wind（太陽風）に倣って，polar wind と名づけられ（Transversely Accelerated Ions），ピークが両者の中間のた．その後の研究により，電離圏からは多様な加速メカニ

角度に位置するものはコニクスと分類される．これらは概ズムにより様々な種類のイオンが磁気圏に向って流れ出し

ね高度 1000 km 以上のカスプと呼ばれる領域あるいはオーていることが明らかになった．これらを総称してイオン流

ロラ帯で観測される．

出現象（ion outflow）とよんでいる．

アップウェリングイオン（Upwelling Ions）

４．
１．
２ 流出するイオンの多様性

1 eV から 10 eV 程度のエネルギーをもったイオンの上向

高緯度電離圏では熱的または非熱的な加速過程により駆き流．夜側オーロラ領域では磁力線に垂直方向の加熱を伴動される幾つかの種類のイオン流出メカニズムが存在すう事が特徴的である他，昼側オーロラ帯やカスプ領域で顕る．高緯度域に発する

磁力線領域での圧力勾配

著に観測される．主成分は O+であるが H+，He+，O++，おに起因し分極電場によってイオンを加速する polar wind

よび N２+，O+2 ，NO+などの分子イオンが伴うこともある．

の他，多様な過程により様々なエネルギーをもってイオン

2000〜6000 km 高度では速度が 1〜3 km/s 程度であるがイは流出する．Yau and Andr!
［５］はイオン流出を次のようなオン密度が 108〜109 /m3 であるため，単位面積あたりの流

開いた

４つのタイプに分類した．

束は比較的大きい．

ポーラーウインド（Polar Wind）

４．
１．
３ イオン流出が存在する領域

極 域 の 高 度 1000 km 以 上 に 存 在 す る 低 エ ネ ル ギ ー

前節で述べたように，イオン流出現象には多様な種類が（0.1 eV〜数eV）の上向きイオン流で，主としてオーロラ帯あり，粒子がもつエネルギーも低いものから高いものまで

よりも高緯度の極冠域と呼ばれる領域に存在し，H+，He+

様々である．図１にこれらの個々のイオン流出が存在する
corresonding author’s e−mail: abe.takumi@jaxa.jp

４７２!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

4. Ion Outflow from the Polar Ionosphere

T. Abe et al.

領域を示した．４．
１．
２に述べた４種のイオンフローの中で対する電場とポテンシャルが計算された．この結果では，ポーラーウインドはオーロラ帯よりも高緯度側の極冠域と高度 2000 km と 20000 km 間の電位差は約 1.7 V で H+イオ

呼ばれる領域に存在するが，プラズマの対流によってオーンは超音速に達することが示された．

ロラ帯に入り込むことがある．これに対し，他の３種類の

４．
２．
２ 流体力学モデル

フローはカスプ領域またはオーロラ帯に存在する．カスプ

流体力学的なポーラーウインドのモデルでは連続の式，

領域には高高度からのエネルギー流入量が多いことに起因運動方程式，エネルギー方程式，高次のモーメント方程式

して，幾つかの異なる過程を経て，電離圏プラズマがエネ

系がポーラーウインドの密度，エネルギー，モーメントをルギー得て，単位面積あたりのイオン流出量が多くなるこ記述するために用いられる．

とが特徴である．オーロラ帯においても，プラズマ波動やBanks and Holzer［６］，Marubashi［８］はポーラーウイン

降下粒子がエネルギーを注入し，イオン流出現象を引き起ド速度が超音速になることに注目し，H+イオンと電子からこすことがこれまでの観測からわかっている．

なるプラズマに対する定常解を導き出した．Raitt他［９，１０］
は対流および派生するイオン−中性大気間と衝突とイオン

４．
２ イオン流出に関する理論的研究の摩擦加熱の影響を考慮して計算を行い，加熱により上昇

電離圏高度においては O+イオン等の重イオンが支配的した温度が圧力勾配を大きくし，ポーラーウインドのフであるが，電子とイオンに働く重力の違いにより発生する

ラックスが上昇することを示した．

電荷の分離のために上向きの分極電場が生じる．ところが+近年の計算リソースの増大により，Schunk and Sojka+

電離圏内に存在する H や He のような軽いイオンでは力［１１］，Glocer 他［１２］によって，電場ドリフトによって移動がバランスせず，この両極性電場により上向きの加速が起する多数のフラックスチューブを用いた３次元の時間変動

こる．これがポーラーウインドの基本的な考え方である．

するポーラーウインド（＋電子降り込みによる電子加熱，極冠域から上向きに流れ出したプラズマが磁気圏尾部に達イオンの摩擦加熱）のモデリングが試みられている．

しても，その広大な体積のため容易には満たされず，圧力また，近年では電離圏で生成される光電子の分極電場へ勾配に起因する流れは準定常的に存在できる．

の効果をできるだけ正確にモデルに取り込む試みも進めら

このようなイオン流出はプラズマの拡散による軽イオン

れており［１３，
１４］，北村他［１５］によって「あけぼの」衛星ののバルク的な流れとして［２］，また熱的な蒸発過程として観測データから得られた地磁気静穏時の日陰，日照それぞ［３］，１９６０年代中頃に初めてその存在が予言された．そのれの電子密度高度プロファイルがモデルによってかなりよ

後，その流れは超音速になることが示され，Solar Wind

く再現できるようになってきている［１３］．

（太陽風）に倣って，polar wind（ポーラーウインド）と名

４．
２．
３ 輸送方程式に基づくモデルづけられた［４，６］．以下にポーラーウインドの数値モデル

このモデルでは速度分布関数の低次のモーメントは高次を幾つか紹介する．

とは独立に仮定され，方程式系は級数展開の高次の項を切４．
２．
１ 無衝突の運動論モデル

り捨てることで定義される．方程式系は５，１３，２
０モーメ

運動論的なポーラーウインドモデルでは，速度位相空間

ントなど様々な項数で計算されているが，イオンや電子の上での分布関数はボルツマン方程式により表現される，無温度を非等方的に取り扱うことができるのが特徴である．

衝突モデルでは衝突項が無視され，ボルツマン方程式はブラソフ方程式に帰着する．

このモデルの 例 と し て は Schunk and Watkins の 研 究［１６］があるが，５モーメントで H+と O+イオン，電子を考このモデルの例としては，H+と O+イオンおよび電子を

慮し 1200〜12000 km の高度領域で計算を行った彼らの結考慮したLemaire and Schererの研究［７］があって，高度に果では，H+イオンでは磁力線方向の温度が垂直方向よりも高いこと，低高度では温度が等方的であること，高い高度での境界条件によるが電子に関しては磁力線方向の温度が垂直方向より高いことが示された．
４．
２．
４ 粒子コードを活用したモデル
近年の計算機能力の向上により，粒子コードの技術を活用したモデルが新たに出現し始めている［１７，１８，１９］．このタイプのモデルの特色は TAI やコニクスなどモーメントでは簡単に扱えない分布関数を扱える点で，化学反応や衝突が支配的な低高度は別のモデルを用い，その情報を境界条件にして高度 1000 km 程度から高高度において高度ごとにセルを用意して，その中で適切な数の超粒子を用いて分布関数を再現し，その情報を隣接するセルへと受け渡していく．プラズマ波動による分布関数の拡散（＝加熱）をモ
デル化して入れることで，TAI やコニクスもある程度再現

図１

可能となった．モデルによってはこのような波動加速を含

地球電離圏からの様々なイオン流出現象の概念図．地球を夕方から見た図で左側が昼側になる．

めたモデルが再現するものを一般化されたポーラーウイン
４７３

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

速度が大きく，これは高いプラズマ温度に応じた大きな分ドと呼んでいる場合もある．

極電場によるイオン加速，およびカスプ域周辺からの流出

４．
３ イオン流出現象の観測速度が大きいこと，に関係している．また，オーロラ帯か

イオン流出現象の中で初めて観測された現象はポーラー

ら極冠域の広い範囲についてのイオン流出分布が示された

ウ イ ン ド で Explorer 31 と ISIS-2 に よ る も の で あ ることが重要である．

［２０，２１］．１９８０年代には DE1 衛星によりポーラーウインド

B）イオン流出の太陽活動度依存性が超音速であることが実証され，H+，He+に加え O+イオン

図３に H+と O+イオンの流出速度の太陽活動度依存性をが構成粒子となっていること等が観測的に実証された．

示す．速度は磁気緯度が８０度以上かつ高度３
０００〜5000 km

４．
３．
１ 「あけぼの」衛星による観測の平均値で，季節変化を見るために夏，冬，春・秋分に分

イオン流出を引き起こす粒子加速過程は多種多様であけて表示している．この解析では太陽活動度を表す指数とり，イオンコニクスやイオンビーム，ポーラーウインド等

して良く用いられる波長 10.7 cm 太陽電波束を使用した．

はそれぞれがエネルギー分布や出現領域に特徴をもっていH+イオンに関して，夏季以外は太陽活動度が増すとともにる．１９８９年に打上げられた「あけぼの」衛星には SMS（超流出速度が減少する傾向が見られる．この傾向は O+イオ

熱的イオン質量エネルギー分析器），LEP（低エネルギーンの場合はより明瞭になり，減少率も大きくなり，いずれ

粒子計測器）という異なるエネルギーに感度をもつ２つのの季節でも依存性を示している．この傾向には幾つかの因測定器が搭載されていたため，様々なイオン流出現象の観果関係が関与しているが，太陽活動度が活発な時期には熱測が可能になった．また，流出現象を駆動するイオン加速

圏への入射エネルギーが増してスケールハイトが大きくな過程の解明には電場，磁場，プラズマ温度の計測，プラズ

り電離圏高度での中性大気密度が増えるため，中性粒子とマ波動の観測が必要であるが，「あけぼの」衛星に搭載さイオン間の衝突のために流出速度が大きくなりにくいといれていた測定器によりこれら全ての観測項目を完全に網羅

う原因が大きい．

していたこと，また，１０年以上にわたり観測を継続できた「あけぼの」衛星で観測された流出するイオンの速度とことが，様々なパラメータに対する依存性についての解析

密度からフラックスを推定する研究も幾つかなされていを可能にし，イオン流出に関して世界でも卓越した観測成

る．Cully 他［２５］は「あけぼの」衛星の観測データをもと

果を生み出す原動力となった．

に，流出量を空間的に積分して得られた極域電離圏からの「あけぼの」衛星によるイオン流出現象に関する観測成果は既に数多く学術雑誌に出版されているため［２２‐２４］，
ここでは研究成果の幾つかについて述べる．
A）イオン流出速度の空間分布
図２に「あけぼの」衛星の観測に基づいたポーラーウイ
ンドの H+，He+，O+イオンの流出速度（上向きが正）の高度分布を示す．全てのイオンが高度とともに速度を増し，軽いイオンほど速度が大きく，これは先に述べた分極電場による加速であることと整合している．O+イオンは低高度
では速度がほぼゼロであるが，5000 km 以上では有意な速度をもつようになる．H+も O+イオンも昼側において流出

図３
図２「あけぼの」衛星の観測から統計的に求めたポーラーウイ
ンドのイオン速度の高度分布．地磁気緯度８０度以上での平均値である．

４７４

H+，O＋イオン速度の太陽活動度依存性．地磁気緯度８０度以上，高度 3000〜5000 km での平均値．夏季（６〜８月），冬季（１２〜２月），春分（３〜５月），秋分（９〜１１月）に分けて示している．

Special Topic Article

4. Ion Outflow from the Polar Ionosphere

T. Abe et al.

総流出量の太陽活動度依存性を調べた．それによれば，O+

下向きに向かうため，噴水のような軌道を描くために名づ

イオンの総流出量は活動度とともに増加し，静穏時の約けられた．「あけぼの」衛星のデータを使用して，この現+１００倍に達すること，H イオンにも同じ傾向が見られる

象についても研究がなされており，例えば北村他［２９］はプが，１０倍程度の増加であることが示された．これは太陽活

ラズマ波動と熱的イオンの観測データをもとに，クレフト

動度に伴って，O+イオンと H+イオンの流出比率が顕著に

イオンファウンティンの結果として極冠域に流れ込むイオ

変化する事を意味している．

ンは O+が支配的であること，上昇速度は 4〜10 km/s でフC）地磁気活動度依存性

ラックスに換算すると 1×1013/m2/s になることを報告し同じくイオンの総流出量に関して，地磁気活動度を表す

た．また，このような速度で電離圏から流出していく O+

指数である Kp インデックスに対する依存性についてもイオンの軌道を計算すると，「あけぼの」衛星の高度では+Cully 他
［２５］により解析が行われた．O イオンには地磁気脱出速度を下回っていても強いプラズマ対流のもとでは，

静穏時と活発な時で約２０〜３０倍の変化が見られるのに対より高高度において遠心力加速の効果で脱出速度を超え，+し，H イオンではこれだけ大きな増加は見られない．地磁

磁気圏に達することができることを示した．

気活動度が活発な時の磁気圏における O+イオンの密度増

４．
４ その他の衛星による観測

加がリコネクションに影響を与え，磁気圏の対流全体に影響を与える［２６］という研究結果もあり，イオン流出現象「あけぼの」以外の衛星による観測でもイオン流出に関が磁気圏全体や太陽風と磁気圏の相互作用に影響を与えてする興味深い結果が得られている．近年では，北村他［３０］いる可能性が指摘されている．

が米国のFAST衛星のプラズマ測定器の観測データをもと

４．
３．
２ 「あけぼの」衛星が観測したその他のイオン流出現に，電離圏から高高度に向う光電子の外向きフラックスは象

ポーラーウインドのイオンのフラックスにあまり影響を与イオンコニクスは３次元の速度分布空間上で磁力線とあえず，イオンの運動を支配する極域磁力線方向のポテン

る角度をなす方向にコーン状のピークをもつことから命名

シャル構造は H+イオンの生成量に左右されるイオンのフされた．これは，低高度で磁力線と垂直方向に加熱を受けラックスと電子のフラックスが平衡するように決定されるたイオンが運動エネルギーと磁気モーメントの保存のためという結果を報告した．この結果はポーラーウインドが初に，高度が上昇（磁場強度が減少）するとともに磁力線に期の理論的な予測よりももっと複雑な物理過程によって支

垂直方向の速度（!!）は減少し平行方向の速度（!!!）が増配されていることを実証する重要な結果である．

加するためにコーン角（分布関数がピークをもつ磁力線方

イオン流出に関する研究は磁気圏尾部での衛星観測デー向からの角度）が９０度よりも小さくなって観測されるもの

タを使っても行われている．Cluster 衛星が地球半径のである．「あけぼの」衛星の観測データを用いてイオンコ

５倍以上の磁気圏尾部で取得したデータの解析からは，太ニクスの研究が行われ，三宅他［２７］はコーン角の大小に応

陽活動度によらず，数 10 eV 以下の低エネルギーイオンがじて，イオンに対する加熱・加速過程が異なるという結果

流出イオンの密度と外向きフラックスを支配（高いエネルを報告した．

ギーをもつイオンのフラックスより大きい）し，積分量とイオンビームは，速度分布空間上でのピークが磁力線方しては１０２６個／秒のオーダーであることが示された［３１］．

向に近く，!! が小さくほぼ磁力線方向上向きに運動する

このフラックスは数千 km の高度で「あけぼの」衛星がイオンのことをいう．このような分布はイオンコニクスが行った観測と整合している．このフラックスを支配するプ

さらに上昇し !! が小さく !!!が大きくなった結果とも考え

ロセスは磁気圏におけるイオンのエネルギー励起過程ではられるが，衛星データの解析結果によれば，イオンビーム

なく，太陽からのエネルギー入射によって左右される電離の特性はそのような解釈では説明できない部分が多くあっ圏側のプラズマ供給であることが研究結果として結論づけて，より複雑な加熱・加速過程が関与すると考えられていられている．

る．「あけぼの」衛星の観測結果としては，三宅他［２８］が
イオンコニクスやイオンビームと太陽風の関係を解析し，

４．
５ イオン流出現象研究の発展性

前者の発生頻度は太陽風の速度や密度，惑星間磁場の Y

４．
５．
１ エネルギー・物質輸送と惑星科学的な視点

成分，Z 成分に影響を受けるのに対して，後者はこれらのイオン流出の位置づけは，単に極域電離圏・磁気圏に出パラメータにあまり影響されないことを報告している．こ

現する粒子加速の結果として生じるひとつの輸送現象にはの研究結果はイオンビームが太陽風の影響を強く受けるプ

留まらない．イオンの加速は太陽熱輻射，太陽風，磁気圏

ラズマの対流ではなくて，局所的な沿磁力線電流の大きさからの流入エネルギーにより駆動され，大気圏から供給さを反映するものであることを意味している．

れる大気粒子が電離圏，磁気圏を経て惑星間空間へと流出

極域カスプ領域には様々な過程により高い高度からエネしていく点を考慮すると，大気圏から惑星間空間まで連なルギーが流入し，これが上向きのイオン流出を駆動するこる広大な空間に亘る，エネルギーと物質の輸送過程を担うとが知られている．この中でクレフトイオンファウンティ

重要なプロセスであることがわかる．また，大気粒子の長ンはカスプ領域から低エネルギーのイオンが上向きに流出

期の流出は惑星が所有する大気の量と組成に変化をもたらする時に，極冠域の反太陽方向の流れに乗って夜側へと輸すため大気変遷の重要過程として位置づけられ，惑星科学

送される時に，質量の重い O+イオンは加速を失い速度がの研究者からは流出イオンの種類や流出総量の観測が特に
４７５

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

注目を集めている．

た．惑星科学的視点からイオン流出量を議論する場合に４．
５．
２ 地球型惑星からのイオン流出

は，大気変遷を考える上で太陽活動度等のパラメータに応

地球型惑星である火星や金星からのイオン流出現象も地じた長期的な変化が大変重要であり，このような研究に対球と同様に研究の対象となっているが，これらの惑星は地しても「あけぼの」衛星は貴重なデータを提供しているこ球と異なり強い固有磁場をもたないため，本質的に異なるとになる．

種類の流出過程が存在する．すなわち，地球では強い磁場

プラズマ波動に関連するイオンの加速（TAI，コニクス）

がプラズマの運動を支配するが，火星や金星では太陽風起

については，イオンを加速している波動の特性がほとんど源の弱い磁場が多少運動に影響を与えるのみで，比較的小明らかになっておらず，今後複数衛星の観測（FACTORS

さなエネルギー励起により惑星重力圏から惑星間空間に流計画）等に残された課題となっている．

出することが可能である．但し，火星表面には局所的に残参考文献

留磁場が存在する領域があるため，ここでは特殊なイオン流出過程があるかもしれない．

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ヨーロッパの火星探査機 Mars Express にはプラズマ観測用の測定器が搭載され，イオン流出に関する数多くの研究がなされている．例えば，Lundin 他［３２］は低エネルギーの H+，H+2 ，O+，O+2 イオンが流出していることを報告したが，分子イオンの流出はこれらの起源が電離圏にあることを示している．さらにトータルでの H と O の流出量の比が１程度であることは，大気中の水蒸気が流出イオンの供給源であることの示唆であると位置づけている．
金星電離圏からのイオン流出についても数多くの研究がある．米国の Pioneer Venus Orbiter では限られた測定器による観測データをもとに数多くの結果が導き出された．２０００年以降ではヨーロッパの探査機 Venus Expressに搭載されたプラズマ測定器のデータをもとに，流出イオンの分布やフラックスに関する研究が行われ，総流出量は重イオンで 5.2±1.0×1024 /s，H+イオンで 14±2.6×1024 /s だが変動量が大きく，これが観測により値に大きな差がみられる原因であると結論付けている［３３］．
米国の火星探査機 MAVEN は火星大気の流出の研究を主目的として２０１４年に打上げられた．研究成果はまだ限定的ではあるが，Brain et al.［３４］ではエネルギーが 25 eV 以上のプラズマのデータを用いて，表面からの高度 1000 kmの面を外向きに流出，内向きに流入するイオンのフラックスを計算し，トータルの流出量の下限として 3×1024 /s という数字を導いている．流出するイオンは様々な過程を経て生成されるが，金星電離圏でも観測された高い密度のプラズマが塊となって流出するクラウドと呼ばれる現象により，単位面積あたりのフラックスとして 1011 /m2 /s のイオ
ン が 流 出 さ れ て い る と い う 報 告 も あ る［３５］．今 後，MAVEN が観測を継続することで，様々な種類のイオン流出の過程とより正確なフラックス量が求められていくこと
であろう．

４．
５ まとめ
本章に述べた「あけぼの」衛星の結果のほとんどはこの衛星が長期にわたり観測を継続できたための賜物である．
すなわち，長期にわたって信頼性あるデータを取得し続けてきたことが，イオン流出現象を空間構造，太陽・地磁気
活動度変化など様々な視点からの解析と研究を可能にし

４７６

J. Plasma Fusion Res. Vol.98, No.11 (2022)４
７７‐４８３

小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望

５．プラズマ波動観測が明らかにしたプラズマ圏の時間・空間変動
5. Spatial and Temporal Variation of Plasmasphere Revealedby Plasma Wave Observation
笠 原 禎 也，熊 本 篤 志１）
KASAHARA Yoshiya and KUMAMOTO Atsushi１）
金沢大学学術メディア創成センター，１）東北大学大学院理学研究科（原稿受付：２
０
２
２年７月１
３日）

地表から 50〜60 km の高度に存在する「電離圏」上空に広がるプラズマ空間は，地球とともに共回転する高密度低温のプラズマで満たされた「プラズマ圏」と呼ばれる領域と，希薄で高温の磁気圏プラズマで満たされた領域に分けられ，その境界面はプラズマポーズ（Plasmapause）と呼ばれる．「あけぼの」衛星は高度 300〜10,500
km の電離圏上層から磁気圏にわたるプラズマ波動観測から，in situ の電子密度を決定し，１９８９年から２０１５年までの長期にわたるプラズマ圏の変動を明らかにした．一方，プラズマ圏内にはホイスラーモードや電磁イオンサイ
クロトロン（EMIC）モード等の ELF/VLF 帯の波動が存在し，これらの波動の伝搬特性から in situ だけでなく，波動の伝搬通路に沿ったグローバルな電子密度やイオン組成等を推定することができる．本章では，「あけぼの」衛星による電磁波，プラズマ波の電磁界観測から明らかになったプラズマ圏の描像を紹介する．
Keywords:
plasmasphere, plasmapause, upper hybrid resonance, electron density, DC electric field, magnetic storm, betatron drift,
whistler wave, electromagnetic ion cyclotron wave, ray tracing

５．
１ はじめに

軸ループアンテナを用いてそれぞれ検出された後，スーパ

地表から 50〜60 km の高度に存在する「電離圏」上空にヘテロダイン方式の周波数掃引受信機でスペクトルデータ

広がるプラズマ空間は，地球とともに共回転する高密度低に変換される（自然波動観測モード）．また，２軸のアンテ

温のプラズマで満たされた「プラズマ圏」と呼ばれる領域

ナ の う ち，１軸 を 送 信 ア ン テ ナ と し て，20 kHz か らと，希薄で高温の磁気圏プラズマで満たされた領域に分け

11 MHz の RF パルスを送信して，磁気圏・電離圏プラズマ

られ，その境界面はプラズマポーズ（Plasmapause）と呼中でのプラズマ波動の励起実験，地球電離圏のトップサイ

ばれる．

ドサウンディングを行うためのサウンダ観測機能も備えてプラズマ圏の大きさ（プラズマポーズの位置）の変動は，いる．

初期の理論研究［１］から，磁気圏対流電場の変動による現VLF 観測器［３］は 20 kHz 以下のプラズマ波動の電磁界観象と理解されてきた．地球近傍のプラズマは共回転電場・測を目的としており，電界および 800 Hz 以上の磁界成分は対流電場によってドリフト運動するが，電離圏からのプラ

PWS と共通のワイヤアンテナおよびループアンテナを用ズマ供給によって低温高密度のプラズマで満たされるのいる．また 800 Hz 以下の磁界成分の観測は，サーチコイル

は，ドリフト運動の軌跡が閉じた領域に限定される．共回を用いている［３］．VLF 観測器は，14 kHz 以下の電界また転電場が一定なのに対し，磁気圏対流電場の強度は，地磁は磁界の波形を計 測 す る ア ナ ロ グ 受 信 器 で あ る WBA

気活動に応じて変動する．このため，ドリフト運動の開い（Wide Band Receiver），100 Hz 以下の波形観測を行う ELF

た軌跡と閉じた軌跡の境界位置は磁気圏対流電場の大きさ（Extra Low Frequency Range Analyzers），波動の伝搬方に応じて変化する．磁気圏対流電場が弱くなると，ドリフ

向 測 定 を 目 的 と す る PFX（Wave Normal and Poynting

ト軌跡の Open/Close 境界は地球から遠ざかり，プラズマ

Flux Analyzers）等，計５つのサブシステムで構成される．

圏は拡大する．一方，磁気圏対流電場が強くなると，ドリ

５．
２ 高域混成共鳴波（UHR）計測に基づく地球プ
ラズマ圏の観測

フト運動の Open/Close 境界は地球に近づき，プラズマ圏は縮小する．

５．
２．
１ 地磁気擾乱に対するプラズマ圏動径分布の変動

PWS 観測器［２］は 20 kHz から 5.1 MHz の電波，プラズマ
波動の電磁界観測を目的とする．電波，プラズマ波動の電「あけぼの」衛星は高度 300〜10,500 km の電離圏上層か界および磁界成分は，直交２軸のワイヤアンテナと直交３

ら磁気圏にわたる領域においてプラズマ波動観測を実施しKanazawa University
corresonding author’s e-mail: kasahara@staff.kanazawa-u.ac.jp

４７７!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

たが，そのほぼ全領域において，衛星近傍で発生した高域ズの位置が変動し，プラズマ圏が拡大・縮小していたこ

混成共鳴波（Upper Hybrid Resonance，UHR）が観測されと，プラズマ圏が縮小するタイミングが磁気活動の増大時た［２］．UHR 波は広範囲の波数範囲で比較的平坦な周波数に一致していたことを確認できる．放射線帯外帯は，磁気をもつ波動モードで，位相速度が広い範囲をとることか

嵐主相時に消失した後，回復相において徐々に放射線帯電

ら，衛星近傍の低エネルギ帯の成分も含めた広いエネルギ

子のフラックスが回復するが，この際の相対論的電子の加範囲の電子と共鳴することができる．UHR波の共鳴周波数

速過程に，プラズマポーズのすぐ外側で生成したホイッス$)'(，電子サイクロトロン周波数 fce，プラズマ周波数 $ラモードコーラス波の寄与が示唆されている［４］．

###の間には $$$*+"$- の関係式が成り立つので，プラズマ
)'(

５．
２．
２ 磁気嵐時に観測されるプラズマ圏内低密度領域

波動観測から $)'( を，磁場観測ないし IGRF モデルから「あけぼの」衛星によって，プラズマ圏内であるにも関わ$*+を決めることで，以下に示すように，未知の $-を決定らず密度の低い領域が，磁気嵐時にしばしば形成されていし，電子密度 "+を求めることが可能となる．

ることが明らかにされた［５］．図２〜４に１９９５年７月２６日，"+$

１９８９年３月１４日，１９８９年１１月３０日の磁気赤道通過時に観測

%+!
%+! #
#
#
!
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3
［m
］
#"!
$ )'(
&"

されたプラズマ圏の例を，それぞれ示す．通常，準極軌道の「あけぼの」衛星は，高緯度でプラズマ圏に入ってから，（１）

磁気赤道を通過し反対半球の高緯度でふたたびプラズマ圏を出るまでの間，高い周波数の UHR 波動を観測し続ける

この手法で「あけぼの」衛星が飛翔した領域の電子密度が（図２），磁気嵐時にはしばしば，プラズマ圏内に周波数を決定すると，おおむね !$$の磁力線（磁気赤道を４地の低い UHR 波動が観測される領域が出現する（図３，４）．

球半径の距離で通過する磁力線）の付近を境に内側ではこうした低密度領域の成因に関しては，以下の２通りの解

１０９個 m−３以上，外側では１０８個 m−３以下の電子密度となり，釈がなされている．

その境界である !$$の付近にプラズマポーズが形成される．

（!）環電流の時間変動によってベータトロン電場が生じ，「あけぼの」衛星は１
９８９年から２０１５年までプラズマ波動

その電場によるドリフトで磁気赤道を中心に希薄な観測を実施し，この期間のプラズマ圏の変動を明らかにし磁気圏プラズマが磁場を横切ってプラズマ圏内に流た．図１に１９８９〜２０００年の波動観測にもとづくこの期間の入している．このドリフト速度をDst指数の時間変化

電子密度の動径分布の変動を示す．各パネルの上段は電子から見積もると，低密度領域の出現タイミングに整密度の動径分布，中段は Kp 指数，下段は Dst 指数の１年間合する［６］．SELENE 衛星による赤道側からの EUVの変動を示している．高度 2500 km 以上の領域のデータを撮像観測では，磁気赤道面近傍での密度減少が示唆

使用し，磁力線に沿って投影した赤道面での動径に応じされている［７］．

て，0.1 地球半径幅の動径 bin 毎に電子密度の中間値をとっ（"）変動する磁気圏対流電場の中で，プラズマ圏が拡ている．いずれの年においても，!$$付近でプラズマポー

大・縮小を経ながら共回転する過程で，動径方向に

図１ 「あけぼの」衛星で観測された電子密度の動径分布の長期変動（１
９
８
９〜２
０
０
０年）
．各パネルの中段・下段は地磁気指数（Kp, Dst）を示す．

４７８

Special Topic Article

5. Spatial and Temporal Variation of Plasmasphere Revealed by Plasma Wave Observation

Y. Kasahara and A. Kumamoto

図２ １
９
９
５年７月２
６日に観測されたプラズマ圏．

図３ １
９
８
９年３月１
４日に観測されたプラズマ圏．11:10〜11:55 UT の時間帯にプラズマポーズより内側であるにも関わらず UHR 波動の周波数が低下した領域が見られる．

図４ １
９
８
９年１
１月３
０日に観測されたプラズマ圏．20:50〜21:25 UT の時間帯にプラズマポーズより内側であるにも関わらず UHR 波動の周波数が低下した領域が見られる．

と表される．ただしここで &はプラズマの位置ベクトル，

不均一構造を形成することが，米国 IMAGE 衛星による極からの EUV 撮像によって明らかにされた．これ! は 磁 場 強 度，&
2は Dst 指 数，*( は 環 電 流 の 半 径，"1

らの観測では，plumes［８］，bulges，notches［９］，fin-!0は &方向の基底ベクトルである［６］．

gers，Channels［１０］のような名前で報告され，また一方，（"）の検討においては，地磁気活動に対応して変過去のその場の電子密度観測では detached plasma

動する磁気圏対流電場を仮定する必要がある．本研究では［１１］と呼ばれていた構造に対応していると理解されKp 指数をパラメータとした Volland-Stern 電場モデル
［１２‐

ている．

１４］を用いることにすると，共回転電場・磁気圏対流電場
によるドリフト速度は磁場 ! と電位ポテンシャル（!）によれば，環電流の時間変動によるベータトロン電場によるドリフト速度 !$ は Dst 指数の時間微分を用いて
#
&
*(

&$
"1
2
%
"
!$$
!0
"%
#!
&
'
"%&
!$
*(!&

#

!
&#
$)%1
!
!%&-+$
,
.%
!
'#
%-+
%$
&
"
%%
#!
"
$ （３）
&#
$)% $
$
!
!
#/#%
"!!
"&'#/"!
!!'$（２）から求めることができる．ただしここで %は磁気地方時
４７９Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

このように，大きな磁気嵐においては，ベータトロン電０時からの角度，!'は Kp 指数である．
これらのドリフト速度をもとに，プラズマ圏内で低密度場の考慮が必要と考えられる一方で，Volland-Stern 電場単領域が観測された図３，４のイベントで観測された低密度

独でも，さらにベータトロン電場を加えても，低密度プラ

プラズマの軌跡を４日前までさかのぼってトレースし，そズマの観測位置を説明できないイベントも確認された．磁の地心距離をそれぞれ図５，６に示した．破線は Volland-

気嵐時の電場に関しては，Volland-Stern 電場以外にも，

Stern 電場のみの場合の低密度プラズマの過去の軌跡，お「あけぼの」衛星の電場観測データの統計解析によって明よびプラズマの軌跡の Open/Close 境界を示す．一方，実線

らかにされた磁気嵐時特有の空間分布［１５］が報告されていは Volland-Stern 電場＋ベータトロン電場の場合の低密度

る．また IMAGE の EUV 撮像観測との比較によって，従来プラズマの過去の軌跡を示す．図５（１９８９年３月１４日）のの電場モデルでは十分に再現できていない成分（SAPS 電

ケースでは，低密度プラズマが観測された領域（磁気地方場等）の導出が行われ［１６］，Van Allen Probe で観測され時 19.0 時・"!"!
!で観測）は，Volland-Stern 電場のみの場

たプラズマ圏の構造との比較も進められている［１７］．

合の Open/Close 境界（"!#
!
"
!
#
#
"）より内側で観測されており，この電場モデルではプラズマ圏外から低密度プラズ

５．
３ VLF 波動を利用したプラズマ圏の環境解析

マの輸送が期待できない．一方，Volland-Stern 電場＋ベー

５．
３．
１ オメガ信号による電子密度分布推定

タトロン電場の場合，１０地球半径より外側から低密度プラ

前章でも紹介したように，従来安定な構造と考えられてズマが輸送されうることが確認できる．一方，図６（１９８９いたプラズマ圏は，磁気嵐発生時は言うまでもなく，日常

年１１月３０日）のケースでは，Volland-Stern 電場のみの想定的にダイナミックな構造変化をすることが，「あけぼの」

でも，Close な軌跡をとる "!#!
%のプラズマより内側の衛星をはじめとする種々の内部磁気圏観測衛星で明らかに"!#!
$にも，１０地球半径より外側の低密度プラズマが運ばされている．一般に磁気圏観測衛星に搭載される多くの観れうる可能性を示してはいるが，実際に低密度プラズマが測機器は，衛星軌道上の in situ 観測が主体である．そのた

観測された領域（磁気地方時 5.1 時・"!"!
&で観測）はこめ観測データは時間・空間変化の切り分けが難しく，磁気

れらよりもずっと内側だった．さらにVolland-Stern電場＋

圏全体のグローバルな空間構造を把握するには限界があっ

ベータトロン電場を考えたとしても，このケースでは１０地

た．それに対し，磁気圏には雷やオーロラ等を起源とする球半径より外側の低密度プラズマがプラズマ圏内に輸送さ種々の電磁波が存在し，これらは電波源から観測点に至るれないことが確認できる．

伝搬路上のプラズマ環境，特に電子密度（プラズマ周波数）と背景磁場（サイクロトロン周波数）の二つのパラメータに大きく依存して，波の屈折・遅延特性が大きく変化する
ことが知られている．このような波動の伝搬通路や伝搬時間等のパラメータは，伝搬媒質であるプラズマの密度や背景磁場等の空間構造をモデルとして与えることで，レイト
レイシング［１８，１９］と呼ばれる方法で理論的に計算できる．
図７は 10.2 kHz のホイスラーモードの波を，南半球の高度
100 km からプラズマ圏に向けて入射したときの波の伝搬通路をレイトレイシングで理論計算した例である．図中に描かれた複数の実線が個々の波の伝搬通路を表しており，

図５ １
９
８
９年３月１
４日に観測されたプラズマ圏内低密度プラズマの軌跡のバックトレース結果．横軸は低密度プラズマが観，縦軸は低密測された時点を t ＝ 0 とする時刻（単位：時間）度プラズマの地心距離（単位：地球半径）．

ホイスラーモード波が，背景磁場に沿うように大きく屈折
し，反対半球まで伝搬することがわかる．また図７の磁気
緯 度−3.5〜23°に か け，「あ け ぼ の」衛 星 の 軌 道 の１例（１９９１年１２月２６日 5:00〜5:20 UT）が，シンボルで示されている．このような衛星軌道に沿って，地表付近から伝搬してくるホイスラーモード波の伝搬パラメータを連続測定し，その結果がレイトレイシングと合致するようにプラズ
マ圏の空間構造を決定できれば，伝搬媒質の情報，すなわ
ちグローバルなプラズマ圏の環境が推定できることを意味する．
「あけぼの」衛星で観測されるVLF帯の電磁波の一つに，船舶の遠距離航行支援システムであるオメガ信号がある．
世界に８局設置されたオメガ送信局は，10〜14 kHz の周波数帯の電磁波をあらかじめ決められた周波数パターンで送

図６ １
９
８
９年１
１月３
０日に観測されたプラズマ圏内低密度プラズマの軌跡のバックトレース結果．横軸は低密度プラズマが観，縦軸は低測された時点を t ＝ ０とする時刻（単位：時間）
密度プラズマの地心距離（単位：地球半径）．

信しており，「あけぼの」衛星搭載の PFX はプラズマ圏内
において，オメガ信号を軌道に沿って連続受信し，その伝搬方向を計測できる．加えて，送信局から衛星観測点まで
４８０

Special Topic Article

5. Spatial and Temporal Variation of Plasmasphere Revealed by Plasma Wave Observation

図８

Y. Kasahara and A. Kumamoto

あけぼの WBA による雷起源ホイスラーの観測例．

め，笠原ら［２３］は「あけぼの」衛星搭載 WBA で得られた
14 kHz 以下のアナログ波形信号を周波数解析し，直線検出
アルゴリズムを適用することで雷起源ホイスラー波を機械的に検出し，分散 ! を算出する方法を開発した．雷起源ホイスラーの分散 ! は，波の伝搬距離が長いほど，また伝搬通路上の電子密度が高いほど大きくなるため，オメガ信号の伝搬遅延相当の情報として利用可能である．
図９は「あけぼの」衛星で測定した分散 ! の時間変化の一例である．図中，増加トレンドと減少トレンドの２つの分散 ! の変化がみられるが，これは衛星が北から南に向かって飛翔する間に，南北両半球に存在する雷発生源からホイスラー波がそれぞれ反対半球へと伝搬していたためで
図７ある．２０年余りに渡り蓄積された WBA データにより，雷ホイスラーモード波の伝搬通路の理論計算．

起源ホイスラーの季節・ローカルタイム等，種々の統計的描像が明らかにされつつあり［２４］，このようにパッシブなの伝搬遅延と，PWS 観測器で得た UHR 周波数から軌道上

VLF 波動受信のみでプラズマ圏内の空間プロファイルをのローカルな電子密度が得られることから，レイトレイシ

求める我々の解析法は，世界的にもユニークで，「あけぼ

ングによる理論値との比較により，プラズマ圏内のグローの」衛星の長期観測ならではの研究手法といえる．

バルな電子密度が１軌道毎に推定可能となった［２０］．さら

５．
３．
３ イオンサイクロトロン波を用いたイオン組成比の推定に Goto et al.［２１］は，観測データの統計的な揺らぎを考慮したモデルを駆使したより柔軟な推定法によって，磁気嵐中

複数種のイオンが存在するプラズマ環境下では，H+モーにおけるプラズマ圏内のダイナミックな電子密度空間構造

ド，He+モード等，個々のイオン種に対応して異なる分散の変化を推定することに成功している．

関係を持つ複数のイオンサイクロトロン（EMIC）モード

５．
３．
２ 雷起源ホイスラーの伝搬特性解析の波が伝搬可能である．このとき，電子モードであるホイ

オメガ信号は GPS の発展に伴い１
９９７年秋に停波された

スラーモード波と個々のイオン種に対応する EMIC 波の間が，その後，同解析手法を雷を起源とするホイスラー波にでは，周波数的に隣接する分散ブランチ同士（ホイスラー

適用する方法が考案された［２２］．雷起源ホイスラーは，雷モードと H＋モード，H＋モードと He＋モード等）が交差す

放電に伴い放射されるVLF帯の自然電波で，低周波ほど伝）や，波の屈折るクロスオーバー（Crossover）周波数（ "%&搬速度が遅い周波数分散性があるため，雷放電時にインパ率 が 無 限 大 に な る 低 域 混 成 共 鳴（Lower Hybrid Reso-

ルスとして放射された波が「ノ」の字が反転したスペクト

nance，LHR）周波数（ "#"$）等の特徴周波数が複数現れる．

ルとして受信される（図８）．この特性は一般に式
（１）で

"
%
&や "
#"$はイオン組成比の関数として理論的に求められる

表され，比例定数 D は「分散値」と呼ばれる．

ため，EMIC 波のスペクトルからこれらの周波数を測定で

!
#
' "!!
'
!"

きれば，観測点や波の伝搬通路上のイオン組成比が推定可
能となる．

（４）

プラズマ圏内のイオンは，大半が H＋イオンで，He＋イオ

ただし #' は周波数 "' の波が観測点に届くまでの伝搬遅

ンと O＋イオンがそれに次ぐメジャーなイオンであるが，延時間を表す．（１）式より図８の縦軸を !
!"# に変換する「あけぼの」衛星 ELF サブシステムは，M/Q（質量対電荷）と，雷起源ホイスラーのスペクトルは直線で表されるた

比が２のイオン（重水素または "粒子）が少なくとも数％
４８１

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

図９あけぼの衛星軌道に沿って観測された雷起源ホイスラーの分散 D の変化．

程度存在しなければ説明できない EMIC 波を磁気赤道近傍

イオンの空間分布が統計的に明らかにされつつある．

で発見した［２５］．この組成比は電離圏起源の重水素や太陽
風起源の "粒子のいずれを想定しても，従来の知見では説５．
４ まとめと将来への展望明できない大きな数値である［２５］．

「あけぼの」衛星に搭載された PWS，VLF の両観測器は，

さらに前節で紹介した雷起源ホイスラーも，数百 Hz 以

衛星運用が終了した２０１５年４月まで観測を継続した．同衛下の ELF 帯でイオンと相互作用を起こし，ホイスラーモー

星は，もともと極域におけるオーロラ粒子の加速機構の解ドと EMIC モードの波の分散ブランチが交わるクロスオー

明が主たるミッションであったが，中低緯度におけるプラ

バー周波数 !
&
(でイオンサイクロトロンホイスラーと呼ばズマ圏や放射線帯のダイナミックな変化の解明に大きく寄れる EMIC 波に変換することが知られている［２６］．図１０

与する数多くの成果を挙げた．この２６年余りに渡る長期観

は ELF サブシステムで観測された一例である． !
"' ， !
$

測データは，地球磁気圏の長期変動の描像を探る手掛かりと書かれた図中の破線は，観測点における He＋，O＋イオン

として，いまなお貴重なデータと言える．

!

!

のサイクロトロン周波数である．2:28:12〜2:28:15 UT に，その後，我が国では２０１６年１２月，地球の内部磁気圏の波

80 Hz から 10 Hz へと周波数が下がる雷起源ホイスラーが動・粒子の網羅的観測をめざして，「あらせ（ERG）」衛

見えるが，それに加えて 55 Hz 付近から !
"' に漸近する星［２９，３０］が打ち上げられた．同衛星には，コーラス，ホイ「く」の字状に折れ曲がったスペクトルが見られる．これがスラー，磁気音波，EMIC等，プラズマ圏内外のプラズマ物

イオンサイクロトロンホイスラー波とよばれ，元の雷起源

理に大きく寄 与 す る ELF/VLF 帯 の 波 動 の 生 波 形 観 測

ホイスラーからスペクトルが分離している周波数が，観測や，到来方向推定に用いるスペクトルマトリクス観測，点においてEMIC波へとモード変換を起こした !
&(に相当す

UHR 周波数の決定が可能な HF 帯スペクトル受信等の機能!

る．

を有するプラズマ波動観測器（PWE）が搭載されている「あけぼの」衛星では，イオンサイクロトロンホイスラー［３１，３２］．特に，磁気音波から EMIC 波へのモード変換を捉波が大量に観測され，He+や O+だけでなく，従来はプラズ

えた観測例［３３］では，高度 3,000 km 以下で #!
%"!イオン

マ圏内でマイナーとされていた #!
%"!イオンがプラズマが１０％程度存在し，モード変換に寄与したことが報告さ

圏内に広く分布することが示唆されている［２７］．イオンサれ，低高度プラズマ圏や上部電離圏のモデル改良に道を拓イクロトロンホイスラーは「Van Allen Probes」衛星によく成果といえる．「あらせ」衛星 PWE は現在も順調に観測

る波形観測でも多数得られており［２８］，プラズマ圏内の重が継続されており，先行する米国の「Van Allen Probes」衛
星や地上観測網との同時観測によって，プラズマ圏の構造・変動に関して新たな知見をもたらすともに［３４‐３６］，
内部磁気圏における様々な種々の波動・粒子相互作用の素過程や，その帰結としてのグローバルな磁気圏物理の解明に，数多くの成果を挙げている．近年は LEO 衛星も数多く
打ち上げられており，これら複数衛星を合わせた同時多点の電子密度データの比較により，磁気嵐時のプラズマ圏の変動を引き起こす電場の空間分布・変動の詳細が明らかにされていくものと期待される．

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［２］H. Oya et al., J. Geomag. Geoelectr. 42, 411 (1990).

図１
０ EMIC ホイスラーのスペクトル図．

４８２

Special Topic Article

5. Spatial and Temporal Variation of Plasmasphere Revealed by Plasma Wave Observation［３］I. Kimura et al., J. Geomag Geoelectr. 42, 459 (1990).
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［２４］Y. Oike et al., Radio Sci. 49, 753 (2014), doi:10.1002/2014

Y. Kasahara and A. Kumamoto

RS005523.
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［３３］Y. Miyoshi et al., Geophys. Res. Lett. 46, 5662, (2019), doi:
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［３５］N. Thomas et al., J. Geophys. Res. Space Phys. 126 (2021),
doi: 10.1029/2020JA027917.
［３６］A. Shinbori et al., J. Geophys. Res. Space Phys. 126 (2021),
doi: 10.1029/2020JA028943.

４８３

J. Plasma Fusion Res. Vol.98, No.11 (2022)４
８４‐４９０

小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望

６．
「あけぼの」衛星による放射線帯の観測
6. Van Allen Radiation Belts; From Akebono to Arase
三好由純
MIYOSHI Yoshizumi
名古屋大学宇宙地球環境研究所（原稿受付：２
０
２
２年７月２
０日）

１９８９年に打ち上げられた「あけぼの」衛星は，極域の探査に加えて，内部磁気圏，放射線帯領域の観測も行った．放射線帯電子の加速過程は，放射線帯の発見以来，外部供給過程と呼ばれる断熱加速過程が主と考えられてきた．一方「あけぼの」衛星等の観測から，これまでとは異なる概念ある内部加速と呼ばれるホイッスラーモー
ド波動とのサイクロトロン共鳴による加速過程が存在することが示され，内部磁気圏に存在する６桁以上異なる
エネルギー階層に分布するプラズマ・粒子群はプラズマ波動を介して動的に結合するエネルギー階層間結合が重要な役割を果たしていることがわかってきた．この問題意識は，２０１６年に打ち上げられた「あらせ」衛星の観測
へとつながり，現在，「あらせ」衛星によって多くの新たな知見が得られてきている．
Keywords:
Akebono satellite, Radiation Belts, Electron acceleration, Cyclotron resonance, Cross-energy coupling６．
１ はじめに以上については，有意なフラックスを持つ内帯はないこと

地球周辺の宇宙空間であるジオスペース，特に内部磁気がわかっている．一方，イオンの放射線帯はこのような二圏と呼ばれる地球近傍の領域には，放射線帯（ヴァン・ア重構造ではなく，単一のトーラス状の分布として存在して

レ ン 帯）と 呼 ば れ る 領 域 が 存 在 す る．放 射 線 帯 に は，

いる［１，
２］．

数百 ke から数十 MeV のエネルギーを持つイオン，電子か放射線帯については，「あけぼの」衛星がそのミッショら構成され，ジオスペースで一番エネルギーの高い粒子がンを終えた後，２０１６年に「あらせ」衛星が打ちあがり，多地球の磁場に捕捉されている．

くの発見を行っている．
「あらせ」衛星の最新の成果につ

図１に，放射線帯電子の空間構造の模式図（左）と「あいては，［３，４］等をご覧いただきたい．

ら せ」衛 星 に よ る 2 MeV の 電 子 の 観 測 結 果（右）を 示

６．
２ 宇宙天気研究と放射線帯

す．電子の放射線帯は，「内帯」と「外帯」という地球を取り囲む二つのトーラス状の分布と，その間に「スロット」

私たちの現代生活にとって必要不可欠なGPS衛星や気象と呼ばれる電子のフラックスが著しく少ない領域から形成

衛星の多くは，放射線帯の中あるいは放射線帯を横切るよされていることが知られている．なお，近年の研究から，

うな軌道で運用されている．放射線帯のエネルギーが高い

電子の「内帯」は 1 MeV 以下では見られるものの，1 MeV

粒子は，帯電や CPU のビット反転等，人工衛星に様々な影響を及ぼす．特に，放射線帯の電子は，深部帯電と呼ばれる人工衛星内部の帯電を引き起こすことが知られている．
実際，放射線帯電子のフラックスが増加した際に，人工衛星の異常が起きやすい傾向があることも指摘されている［５］．
人間活動と密接にかかわる太陽地球系科学の研究のこと
を「宇宙天気研究」と呼ぶが，人類が宇宙空間で安全に安心して活動していくためにも，放射線帯の研究は，宇宙天気研究において特に重要なものとされており，変動メカニ
ズムの解明と変動の予測を目指した研究が世界で行われている．

図１ （左）放射線帯電子の空間分布の模式図．（右）「あけぼの」
衛星が観測した放射線帯電子（＞ 2.5 MeV）の電子フラック
スの空間分布．

６．
３ 放射線帯の時間変化
図２の上段に，「あけぼの」衛星が観測した 2.5 MeV 以

Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University
author’s e-mail: miyoshi@isee.nagoya-u.ac.jp

４８４!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Special Topic Article

6. Van Allen Radiation Belts; From Akebono to Arase

Y. Miyoshi

以降の理論研究やシミュレーション研究において，このMHD 波動との相互作用の素過程の理解も進み，効率的な電子の加速が可能であることも示されている［７］．
一方，１９９０年代末に，放射線帯の内部でプラズマ波動とのサイクロトロン共鳴によって電子を加速するという考え方が提案された［８］．サイクロトロン共鳴の条件は，次式で与えられる．
#!$"&# %!!
"
図２ 「あ け ぼ の」衛 星 が 観 測 し た１９９３年 の 放 射 線 帯 電 子（＞ 2.5 MeV）のデータ．縦軸は L 値．色で電子のフラックス量を表す．下段は磁気嵐の指標である Dst 指数．

ここで #は波動の周波数，$は波動の波数ベクトル，&は上の電子の時間変化を示す．この図は，横軸に時間，縦軸

は，特にVLF帯のホイッスラーモード帯の波動との相互作に L 値と呼ばれる地球からの距離をとり，カラーで電子の用による加速が重要な役割を担っていると考えられていフラックスを示したものである．ここで L 値とは，赤道面

る．また，この過程はすべての断熱不変量が破れるためを通る磁力線の位置を地球半径で規格化したもので，たと「非断熱加速」あるいは「内部加速説」と呼ばれる．

電子の速度ベクトル，!!は電子のサイクロトロン周波数，"はローレンツファクター，%は整数である．この過程でえば L＝４の場合，地球半径の４倍の場所をとおる磁力線

この「内部加速」においては，を表している．下のパネルは，Dst 指数と呼ばれる磁気嵐

１）ホイッスラーモード波動によって加速される種となの指標であり，この指数がマイナスに大きく振れると，磁る電子群（〜数百 keV）

気嵐が発生していることを意味する．

２）ホイッスラーモード波動を励起する電子群（〜数十図２は，１９９３年の１月１日から６月３０日までの期間に対keV）応しているが，この間，磁気嵐が起きると，外帯の電子は

３）背景プラズマ媒質として，ホイッスラーモード波動いったん消失し，その後ゆっくりと増加し，外帯が再形成の伝搬特性を決める冷たいプラズマ群（〜eV）

されていることが何度も起きていることが分かる．このよ

４）加速された生成した放射線帯電子（〜MeV）

うに外帯の再形成の際，電子フラックスは２桁以上も増大と，６桁以上にわたるエネルギー範囲に存在するプラズ

することもあるが，一方でフラックスの増加が起きない磁マ・粒子群が，波動粒子相互作用によって動的に結合しな気嵐や，磁気嵐前に比べてフラックスが減少する場合ながら，放射線帯電子を作り出していく．このことを「エネど，磁気嵐時の外帯の変化は多様な変化を示す［６］．

ルギー階層間結合（cross-energy coupling）
」と呼び
［９］，放
射線帯電子加速を理解する重要なコンセプトとなっている．
図３に，内部磁気圏に存在する各エネルギー階層のプラ

６．
４ エネルギー階層間結合による粒子加速
それでは，放射線帯外帯の電子フラックスは，どのようズマ・粒子群の分布と概形と「外部供給」，「内部加速」そなメカニズムによって変動するのだろうか．磁場中を運動

れぞれのつながりを示す．背景媒質として密度を担う冷たする荷電粒子は，断熱不変量と呼ばれる保存量が存在しており，第一断熱不変量（サイクロトロン運動に対応），第二
断熱不変量（磁力線に沿った往復運動に対応），第三断熱不変量（地球の周りを周回するドリフト運動に対応）を定義することができる．このうち第一断熱不変量 # は（非相対論の場合），以下のように荷電粒子の磁力線に垂直方向のエネルギー "$ と，背景磁場 ! の比で与えられる．
# # "$!
このため，地球に近く磁場の強い場所に電子が輸送されると，電子のエネルギーが上昇する（ベータトロン加速）．
この輸送においては，上記の３つの断熱不変量のうち，第三断熱不変量のみが破れて，他の２つの不変量は保存している．この過程を「断熱過程」あるいは「外部供給過程」と

図３

呼び，１９５０年代末の放射線帯の発見以来，放射線帯電子加速の主要因として考えられてきた．このとき，電子の輸送を引き起こしているのは，磁気圏に存在する ULF 帯の
MHD 波動（Fast mode 波動）と考えられており，１９
９０年代
４８５

内部磁気圏に分布するプラズマ・粒子群を地球からの距離（L 値）とエネルギーとで分類したダイアグラム．放射線帯
外帯の形成過程として，MHD 波動による外部供給過程と，VLF 帯のプラズマ波動による内部加速過程を示し，それぞれの加速過程にどのエネルギー階層のプラズマ・粒子が関わっているかを図示している［１］．

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

いプラズマ群は「プラズマ圏」と呼ばれており，プラズマ

けぼの」衛星の軌道は極軌道と呼ばれるものである．その圏界面（plasmapause）と呼ばれる場所より内側で高密度探査領域は極域だけではなく，図１に示されているようにの領域を形成している．また，ホイッスラーモード波動を

内部磁気圏の領域（L 値）を広くカバーしており，放射線帯

励起する電子群は，プラズマシート（plasma sheet）およびの観測も行った［１０‐１２］．なお，衛星の（初期）遠地点高度

環電流（ring current）群と呼ばれており，その場所のプラが約 10000 km であるため，「あけぼの」衛星は放射線帯外

ズマ圧力を担っている．

帯の赤道面の計測は行うことはできない．
「あけぼの」衛星には，９つの観測器が搭載されている．

この図からもわかるように，「内部加速」においては，
広いエネルギー階層のプラズマ・粒子群が相互作用するた

そのうちの一つである放射線モニター（RDM）によってめ，その過程の実証には，広いエネルギー階層のプラズ［１３，１４］，放射線帯の粒子のフラックスの計測を行っていマ・粒子群の観測，またプラズマ波動の観測が重要となる．

た．また，低周波プラズマ波動計測器（VLF）によってホ「内部加速」が提唱された当初は，内部磁気圏のプラズマイッスラーモード波動の観測が行われるとともに［１５］，高環境や加速効率を考えた場合に，放射線帯の形成には不十周波プラズマ波動計測器（PWS）によって，高域混成周波分であると思われてきた．１９９０年代末から２０００年代にかけ数（Upper Hybrid Resonance Wave: UHR）の観測が継続的て，「内部加速」の過程の研究が進み，その概念が確立しに行われていた［１６］．この UHR 波動の周波数は，その場ていく際に，「あけぼの」衛星は大きな役割を果たした．

所のプラズマ周波数と電子サイクロトロン周波数によって次に，その「あけぼの」衛星が観測した放射線帯変動につ決まるため，UHR波動の周波数からその場のプラズマ密度を決めることができる．

いて紹介していく．

６．
５．
２ あけぼの衛星による磁気嵐時の観測
図４に１９９３年１１月の磁気嵐時に，「あけぼの」衛星が内

６．
５ あけぼの衛星による観測
６．
５．
１ あけぼの衛星

部磁気圏を観測した結果を示す．下段には，プラズマ波動

本小特集の他稿で紹介されているように，「あけぼの」の周波数スペクトルと放射線帯電子のフラックスの L 値の衛星は，オーロラ粒子加速過程の解明をめざして，１９８９年

分布を示している．この図から，放射線帯電子の増加過程に打ち上げられ，２
０１５年まで継続した観測を行った．
「あは，プラズマ圏の外側で発生しており，また，その場所で

図４ １
９
９
３年１
１月におきた磁気嵐期間について，「あけぼの」衛星による内部磁気圏の観測結果．上図は，地磁気活動の指数である AE，
Kp，Dst の各指数を表す．下段は，それぞれの期間に対応する「あけぼの」衛星の観測結果で，プラズマ波動のデータと放射線帯電子フラックスのデータを L 値に対してプロットしている．波動のデータは色でその強度を表し，赤く示されているのがホイッスラー
モード波動に対応する．また，矢印で，UHR 周波数から読み取られたプラズマポーズの位置が示されている．

４８６

Special Topic Article

6. Van Allen Radiation Belts; From Akebono to Arase

Y. Miyoshi

は強いホイッスラーモード波動が，持続して励起している域付近において，しばしば，磁気嵐中のサブストームに関ことも観測されている［１７］．さらに，「あけぼの」衛星に連して電子フラックスの急激な増加が起こることを観測しよる電子のピッチ角分布の観測やエネルギースペクトルのて い る［１２，１９］．図６は，!""の ス ロ ッ ト 領 域 に お い

観測からも，ホイッスラーモード波動による加速過程が，て，放射線帯電子フラックスが増加した例を示したもので放射線帯電子フラックスの増加に重要であることを示す結ある［２１］．この増加の時間スケールは，「外部供給」およ果が得られている．このような事例は，「あけぼの」衛星び「内部加速」で予想される時間スケールよりも短い場合でしばしば観測されており，ホイッスラー波動による内部があり，磁気嵐中におこるサブストームの誘導電場が大きな役割を果たしている可能性が指摘されている．

加速過程を示す結果となっている［１７，
１８］．

６．
５．
４ あけぼの衛星によるピッチ角分布の観測

図５は，図４の期間を含む１９９３年１１月の「あけぼの」衛星の観測結果を示したものである［１９］．この期間，２つの図７に，「あけぼの」衛星が観測した 2.5 MeV の電子の磁気嵐が観測されており，前半（図４に対応する期間）のフラックスとピッチ角分布を示す［２２］．ここで，正の値の磁気嵐では放射線帯電子が増大するのに対し，後半の磁気場合は，ピッチ角９０度付近の電子のフラックスが高いパン嵐では顕著な増加が起きていない事例を示している．前半

ケーキ型のピッチ角分布であることを，逆に負の値の場合に発生した磁気嵐では，「あけぼの」衛星は強いホイッスには，ピッチ角９０度付近のフラックスが低いバタフライ型

ラーモード波動が持続的に観測したのに対し，後半に発生の分布であることを示している．!!!
!
#から 2.5 の赤道面した磁気嵐では，観測されたホイッスラーモード波動の活付近において，バタフライ型の分布が発達している領域が動は限定的なものとなっている．また，低高度衛星の観測あることがわかる．内帯からスロット領域において，このデータからは，前半の期間ではホイッスラーモード波動をような特徴的なピッチ角分布が存在することを観測したの励起する電子群が連続的に内部磁気圏に注入されているのは「あけぼの」衛星が初めてである．「あらせ」衛星の観測に対し，後半の磁気嵐では電子群の注入がほとんど起きてからもバタフライ型の分布の存在が指摘されており［２３］，いないことが示されている．ここで示された放射線帯電子

データ駆動型のシミュレーションによってプラズマ波動にの増加の違いは，放射線帯電子の加速がホイッスラーモー

よる散乱によって，このようなピッチ角分布が形成されてド波動によって起こるとする「内部加速」でうまく説明すいることが実証されている［２４］．

ることができ，「内部加速」が加速に重要な役割を果たしていることを示すものである．一方，別の研究からは，この２つの期間の両方において，外部供給に係るULF帯の波動の強度が増加していたことが示されており
［２０］
，「外部
供給」では，この２つの磁気嵐における放射線帯電子の増加の違いを説明することは困難である．このような研究を通して，「あけぼの」衛星の観測は，「内部加速」の概念の確立と実証に大きな役割を果たした．
６．
５．
３ あけぼの衛星による電子急増過程の観測「あけぼの」衛星は，放射線帯外帯内側およびスロット領

図５ １
９
９
３年１
１月に起こった２つの磁気嵐時の内部磁気圏の変動を時間と L 値について示したもの．上から「あけぼの」衛星が観測した放射線帯電子（＞ 2.5 MeV），低高度衛星が観測した 30 keV の電子，「あけぼの」衛星が観測したホイッス
ラーモード波動を示す．下段は，Dst 指数であり，この期間に２回磁気嵐が発生していることがわかる．

図６ ２
０
０
５年８月に「あけぼの」衛星によって観測されたスロット領域での外帯電子増加の例．下段の a から b の期間の間に，L ＝ 2.5 付近を中心に，＞ 2.5 MeV の電子フラックスが３桁以上増加していることがわかる［２
１］
．

４８７

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

は，南向きの IMF が支配的な CHS，右側は左向きの IMFが支配的な CHS に対応する．これは，Superposed Epoch
Analysis と呼ばれる解析手法で，特定の時間原点を基準として，複数のイベントデータを重ね合わせ，変化の平均描像を抽出するものである．ここでは，Stream Interface（流れの接触面）と呼ばれる低速の太陽風と高速の太陽風が切り替わるタイミングを!!!として，様々な種類のデー
タに対して Superposed Epoch Analysis を行っている．図は，上から（a）（f）
ホイッスラーモード波動を励起する電子群 の フ ラ ッ ク ス，（b）（g）背 景 プ ラ ズ マ 密 度，（c）（h）
ホ
イッスラーモード波動の強 度，（d）（i）
2.5 MeV 電子のフラックス，そして（e）（j）
静止軌道の 2 MeV 電子フラックス
を 示 し て い る．こ の う ち，（b），
（c）
，
（d）
（（g），
（h）
，
（i））
が「あけぼの衛星」によって取得されたデータで，縦軸を図７ 「あけぼの」衛星が観測した放射線帯におけるピッチ角分
布の空間分布．（左）＞ 2.5 MeV 電子のフラックスの分布．
（右）ピッチ角 !について，ピッチ角分布 sinn !をで表した
ときのnの分布．正の場合だと，ピッチ角９０度付近のフラックスが多いパンケーキ型の分布を，負の場合だと，ピッチ
角９０度付近のフラックスが少ないダンベル型の分布を示す［２２］．

地球からの距離（L 値）として表示されている．
左側と右側を比較すると，南向き IMF が支配的な CHSが到来すると，その後，数日間にわたって，地球から遠い場所（L 値が大きい場所）から地球に近い場所において，ホイッスラーモード波動を励起する電子群のフラックスが増大していることがわかる．また，このとき，プラズマ圏の縮小が起こり，プラズマ密度が低下している．この場所に

６．
６ 太陽風の変化と放射線帯の関係

おいて，ホイッスラーモード波動が励起し，その活動は数

６．
６．
１ 放射線帯の増加を引き起こす太陽風

日間持続し，放射線帯外帯の電子フラックスの増加も起き

放射線帯外帯の電子の増加は，太陽風の速度とよい関係ている．一方，このような変化は，北向き IMF が支配的ながあり，高速の太陽風が到来した際に，放射線帯外帯電子

CHS については見られないものである．Stream Interface

フラックスは増加する傾向を持つ［２５］．また，南向きの惑星間空間磁場（IMF）も，外帯電子フラックスの増加には重要な影響を及ぼす［２６］．高速太陽風は，惑星間空間におい て は，Coronal Mass Ejection（CME）や Coronal Hole
Stream（CHS）に対応しており，特に南向きの IMF を含む
CHS が到来した際に，外帯電子は大きく増加することも知られている［２６，
２７］
．
６．
６．
２ 太陽風とエネルギー階層間結合の関係
６．
５章において，放射線帯外帯電子の増加には，ホイッス
ラーモード波動によるサイクロトロン共鳴による内部加速が重要な役割を果たしていることを紹介した．それでは，
上記のように放射線帯の増加を引き起こす太陽風が到来した際に，内部磁気圏では内部加速による加速は起きているのであろうか？

また，逆に放射線帯の増加があまり起きない北向き IMF を含む CHS が到来した際には，内部加速は起きていないのであろうか？

この問いにこたえるためには，数多くの CHS 到来イベントを集め，それらのイベン
トを南向き IMF を含むイベントと，北向き IMF を含むイ
ベントとに分類して，そのときに放射線帯で何が起こっているかを調べる必要がある．十分な数のイベントを解析するためには，数年にわたって均質な観測データセットを用
図８意する必要がある．「あけぼの」衛星は，１９８９年以来，長期間にわたって放射線帯，ジオスペースの観測を行っている．したがって「あけぼの」衛星のデータを用いることで，このような統計解析を実施することが可能となる．
［２８］は，１９９４年から２００８年において発生した約２００例のCHS イ ベ ン ト を 用い た 統 計 解 析 を 行 っ た．図８の 左 側
４８８

南向き IMF が支配的な高速太陽風（左）と北向き IMF が支配的な高速太陽風（右）について，Stream Interface を時間原点として，放射線帯の電子加速に係るキーパラメータに対して Superposed epoch analysis を行ったもの．（a）（f）
30 keV 電子フラックス，（b）（g）
背景のプラズマ密度，（c）（h）
ホイッスラーモードの波動，（d）（i）＞ 2.5 MeV 電子フラックス，（e）（j）
静止軌道での＞ 2 MeV 電子フラックス［２
８］．

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Y. Miyoshi

６．
７ ジオスペース探査衛星あらせへが通過した直後に，一時的にホイッスラーモード波動の強度増加が起こるものの，その後，ホイッスラーモード波動「あけぼの」衛星は，２６年以上にわたり，放射線帯，ジは元のレベルへと戻る．また，放射線帯外帯の電子フラッ

オスペースの観測の長期間の観測を行った．
「あけぼの」

クスの増加も起こっていないことがわかる．

衛星が示した放射線帯外帯電子の「内部加速」，そしてエ

これらの結果をふまえて，筆者らが提案している太陽

ネルギー階層間結合の概念は，放射線帯外帯電子のダイナ

風‐放射線帯電子の加速に関するモデルの模式図を図９にミクスを理解するための基本的な考え方として認識されて示す［２８］．詳細は割愛するが，南向きの IMF が支配的ないる．

CHS が到来すると，ジオスペースではオーロラ活動に代表

一方，「あけぼの」衛星は，磁気赤道面での観測を行っされる活動度が高い状態が数日にわたって発生し，地球かていないため，ホイッスラーモード波動による加速が起き

ら遠いところから内部磁気圏に向かって，ホイッスラーている現場そのもの観測を行うことはできなかった．まモード波動を励起させる高温電子が連続的に注入される．

た，「あけぼの」衛星は，波動励起を担うと考えられていこのような注入に起因して，ホイッスラーモード波動が数るエネルギー帯の粒子観測器は搭載されておらず，また低

日間にわたって励起を続け，その結果，放射線帯外帯電子エネルギー粒子の観測器は放射線帯の中では機器を OFFの加速が起こると考えられる．一方，北向き IMF が支配的にするため，エネルギー階層間結合を担う分布のいくつかな際には，ジオスペースの活動度が低く，高温電子の注入のエネルギー帯のプラズマ・粒子の観測は行われていなも限定的にしか発生しないため，「内部加速」が起こらず，い．このため，内部加速およびエネルギー階層間結合の素

放射線帯外帯電子の増加も起こらないと考えられる．な過程を解明するためには，放射線帯の内部，特に赤道面付

お，IMF の南北の向きに関わらず，高速太陽風が到来した

近で広いエネルギー帯にわたるプラズマ・粒子，および電際には，「外部供給」に係る MHD 波動は活性化すること

磁場の総合観測を実現する必要がある．

が予想される．このように，IMF の南北の向きで，放射線２０００年代以降，放射線帯の研究は，ジオスペース研究お

帯外帯電子フラックスの増加に顕著な差が生じるのは，

よび宇宙天気研究の最重要課題とされ，新たな科学衛星観「内部加速」が支配的な加速機構であることを示すもので測も計画，推進されている．２０１２年に米国 NASA によってある．

打ち上げられた科学衛星 Van Allen Probes［２９］は，放射線帯の赤道面付近において詳細な粒子と電磁場の観測を行い，位相空間密度と呼ばれる量を正確に計測することによって，「内部加速」が存在していることを実証した［３０］．
一方，内部加速を担うサイクロトロン共鳴については，
その後の理論的な研究の進展により，コーラスと呼ばれる
非線形ホイッスラーモード波動の励起過程や，コーラスによる電子加速過程が研究されている［３１，
３２］．このような非線形波動粒子相互作用を観測的に実証するためには，詳
細なプラズマ波動の波形観測や，高い時間分解能での粒子分布関数の観測が必要となる．
このような観測を実現するために，日本の JAXA は，ジオスペース探査衛星（ERG/あらせ）を開発し，２０１
６年に打ち上げ，現在観測を行っている［３３］．「あらせ」衛星は，広いエネルギー帯域のプラズマ・粒子の観測と，広い周波数帯にわたって電磁場の観測を実現し，放射線帯，ジオス
ペースの描像を大きく塗り替えている．「あらせ」衛星は，
コーラス波動による放射線帯電子の内部加速を実証するとともに［３４］，特に非線形波動粒子相互作用が，放射線帯粒子の加速や散乱を担っていることを，様々な観測から実証的に明らかにしている［３５］．さらに，世界で初めて，無衝突プラズマ系で波動粒子相互作用がピッチ角散乱を担っていることを実証するとともに［３６］，波動と粒子のエネル
ギー交換過程の実証的な観測にも成功する［３７］など，数多くの成果を上げている．また，波動粒子相互作用による

図９

南向き IMF が支配的な高速太陽風（左）と北向き IMF が支配的な高速太陽風（右）におけるジオスペースの違い．南向き IMF が支配的な高速太陽風の場合には，オーロラ活動等に伴って，高温プラズマが内部磁気圏に連続注入され，その結果，ホイッスラーモード波動の励起と高エネルギー
電子の加速が促進され，放射線帯電子の増加が起こる［２８］．

ピッチ角散乱によって，放射線帯高エネルギー電子が中層大気に降り込み，オゾン層を破壊していることも見いだされ，新たにプラズマ波動を介した磁気圏−大気圏結合という問題意識へとつながっている［３４］．最近のあらせの成果については，［３，４，３８］などの総説も参考いただきたい．
４８９

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

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「あけぼの」衛星は，２０１５年４月にその観測を終了した．
「あけぼの」衛星は，放射線帯がダイナミックに変化し，プ
ラズマ波動による加速過程が重要であることを示した．
「あけぼの」衛星が提示した内部加速，エネルギー階層間結合に関する課題が，新たな科学衛星である「あらせ」に受け継がれ，新たな発見によって放射線帯そしてジオスペー
スの描像を大きく変革しつつある．

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４９０

J. Plasma Fusion Res. Vol.98, No.11 (2022)４
９１‐４９２

小特集「あけぼの」衛星の四半世紀にわたる観測で明かされたジオスペースの姿と将来展望

７．まとめと将来計画への発展
7. Summary and Future Perspectives
松 岡 彩 子，三 好 由 純１），加 藤 雄 人２）
MATSUOKA Ayako, MIYOSHI Yoshizumi１）and KATOH Yuto２）
京都大学 大学院理学研究科，１）名古屋大学 宇宙地球環境研究所，２）東北大学 大学院理学研究科（原稿受付：２０
２
２年８月９日）７．
１ 「あけぼの」衛星の成果を発展させた衛星計画

衛星によって，高度 30000 km においても，沿磁力線電場がこの小特集で紹介したように，「あけぼの」衛星はオー存在することが発見された［１］．沿磁力線電場構造が，従ロラ等の極域現象と放射線帯・プラズマ圏等の中低緯度領来考えられていたよりもはるかに上空に広がっていること域の探査に重要な役割を果たした．
「あけぼの」衛星の成は，これまでの加速域形成理論，また磁気圏‐電離圏結合

果から直接あるいは間接的に触発された着想に基づき新た系における加速域の役割についての理解に見直しを迫るもな科学目標を設定し，技術の進歩によって性能を向上させのであり，今後，さらに広い高度域にわたった観測の重要た観測機器を用いて，新たな発見をめざした衛星ミッショ性を示すものである．

ンが多く計画された．
「あけぼの」衛星自体が２６年という近年のオーロラに関する新たな成果は地球に留まらず，

長期間にわたって観測を継続したため，「あけぼの」衛星惑星で現れるオーロラに関する研究において大きな進展がの観測に並行して実現した新規ミッションもあり，「あけみられた．NASA の木星探査機 JUNO による木星オーロラ

ぼの」衛星との同時観測が行われた．ここでは更に，「あの観測により，分散性アルフベン波（Dispersive Alfven

けぼの」の成果が背景となる衛星ミッションを，現在計画

Wave，DAW）が電子の加速に重要な寄与をしていること段階のものも含めて紹介する．いくつかはこの特集の他のが発見された［２，３］．DAW は地球のオーロラを光らせる電章で既に述べられたものと重複するが，まとめて総観す

子を加速する現象としても観測されており，「あけぼの」

る．

衛星のデータを使った初期的な研究も成されている［４］．

第２章「オーロラ粒子加速」および第３章「オーロラ現

しかし，地球におけるオーロラ電子加速の主な要因は静的

象と AKR」でも詳解したように，地球のオーロラ現象と関な沿磁力線電場であると考えられているのに対し，木星に連する物理過程について，「あけぼの」衛星は多くの重要おいては DAW による寄与のほうが大きいという報告があ

な成果をあげた．それに続く「れいめい」衛星，海外のオーり，今後の研究の進展が望まれる．また，地球と異なり惑

ロラ観測衛星による研究の進展を経て，オーロラ現象には星規模の磁場を持たない火星においてもオーロラ現象が見広いレンジの時間・空間スケールを持つ現象が関連するこつ か っ た．ESA の 火 星 探 査 機 Mars Express の イ メ ーとが認識され，その間の相互作用が着目されるようになっジャーにより，火星の磁気異常領域において極端紫外光のた．オーロラの帯であるオーロラオーバルは数百 km の幅オーロラが発見された［５，６］．地球のオーロラは大気中のを持つが，電子を加速しオーロラの発光を生む機構はそれ

窒素や酸素が加速された電子で励起され発光するのに対よりもはるかに小さい空間構造を持つ．また磁気嵐は日単し，火星のオーロラは一酸化炭素と二酸化炭素の励起によ位の現象であるが，そこで重要な役割を担う電子のサイクるものであり，地球とは波長が異なる要因となっている．

ロトロン周期は何オーダーも短い．
「あけぼの」衛星をは

第４章「極域からのイオンアウトフロー」で述 べた，

じめ従来の単一の衛星で行った観測では，特にミクロの時「あけぼの」衛星が観測した地球極域から流出する電離圏

間変化と空間変化の分離が常に問題となった．現象の時間

起源のイオンは，Geotail 衛星などの観測により磁気圏遠尾

変化と空間変化を分離する観測は，複数の衛星を近接して部にまで広がっていることが明らかとなった［７］．近年で飛行させることによって可能となり，昨今の小型衛星技術

は「あらせ」衛星によって，磁気活動度が高い時には一般の発達により実現可能性が増している．現在日本では，複的に環電流領域で分子イオンが観測されている［８］．また数衛星を用いた編隊観測により現象の時間変化と空間変化

イオンの流出現象は地球だけでなく他の惑星においても普を分離する FACTORS 計画が検討されており，ミクロとマ遍的に起きており，惑星の大気進化や長期的な環境変動に

クロの両方の時空間スケールでのオーロラ現象の物理的描密接に関連することが示唆されている．前述の FACTORS像が明らかにされると期待されている．一方，「あらせ」では地球の極域においてイオンと電磁波動との相互作用のGraduate School of Science, Kyoto University
corresonding author’s e-mail: matsuoka@kugi.kyoto-u.ac.jp

４９１!2022 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion Research

Journal of Plasma and Fusion Research Vol.98, No.11 November 2022

７．
２ 今後の学際研究への期待

直接観測を行い，イオンの流出に必要なエネルギーを授受前節で述べた「あけぼの」衛星ならびにその後の地球・する物理過程の解明もめざしている．
「あけぼの」衛星は耐放射線性を高めた設計によって，軌

惑星探査により明らかとされた研究成果は，プラズマ科学

道が繰り返し地球の放射線帯を通過するにも関わらず２６年

分野にも深く関わる内容を数多く含んでいる．オーロラ現間の連続した観測を成し遂げた．その後，より高い耐放射象に関わる電子加速メカニズムや電磁波発生過程，DAW

線性を有する宇宙機を製造する技術が発達し，それまではと高エネルギー粒子との相互作用などは，実験室プラズマ

高い放射線に阻まれて探査ができなかった領域に探査機をで扱われるプラズマ加熱や高エネルギー粒子の生成・輸送

送り込むミッションが可能となっていった．太陽との距離

過程に共通する物理素過程が議論されている好例である．

が近く放射線が強いために探査が困 難 で あ っ た 水星に宇宙プラズマと実験室プラズマにおける波動粒子相互作用

は，２０１１年に NASA の探査機 MESSENGER が周回軌道に研究の共通性については，昨年の本誌小特集記事も参照さ入った．２０１８年に国際水星探査ミッション BepiColombo

れたい［１１］．プラズマ科学と宇宙プラズマとの連携研究が打ち上げられ，２０２５年の周回軌道投入をめざして現在惑

が，各所で進められている．
「あけぼの」衛星の成果に根星間空間を巡行中である．BepiColombo は，日本で製造さ差した研究が進展し惑星研究にも広がっていったように，れた「みお」衛 星（MMO）と ヨ ー ロ ッ パ で 製 造 された本小特集を通じて「あけぼの」衛星による成果および宇宙MPO の２つの衛星で構成される．「みお」衛星で培われたプラズマ分野での将来課題がプラズマ科学分野の研究者と耐放射線技術が利用されて実現したのが，第６章でも紹介共有されることにより，今後の学際研究の種が生まれ新たされた「あらせ」衛星である．近年では，更に太陽に近いな枝が伸びていくことを期待する．

軌道における探査が行われている．２０１８年に打ち上げられた NASA の Parker Solar Probe は３８０万 km の距離，
２０２０年

参考文献

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［８］K. Seki et al., Geophys. Res. Lett. 46 (2019).
［９］P. Kollmann et al., Geophys. Res. Lett. 44, 5259 (2017).
［１０］H.N. Becker et al., Geophys. Res. Lett. 44, 4481 (2017).
［１
１］永岡賢一：プラズマ・核融合学会誌 97, 261 (2021).

にまで太陽に近づき，太陽の詳細観測と，太陽風の加速機
構に関わる観測を行っている．
木星は地球よりも強力な放射線帯を持つ惑星として知られる．前述の JUNO の軌道は，先行ミッションである Galileo よりも近木点が低くかつ極軌道であり，より高い耐放
射線性が必要となったが，未踏の軌道を取ったことによって，木星の放射線帯について新たな発見をした．赤道域においては木星大気と輪の間に数百keVのイオンの放射線帯が存在することが見つかった［９］．一方で，相対論的電子の放射線帯のフラックスは，それまで予想していたものよ
りも一桁小さいこともわかった［１０］．

!!
まつ

おか

あや

小特集執筆者紹介

こす．また，宇宙天気予報の基礎研究も行っており，データ同化
や機械学習を用いた高精度予測の研究についても取り組んでいます．趣味はスターバックスのご当地マグカップ集めで，オーロラ観測の際に訪れた世界最北のスターバックスのマグ
カップを持っています．

松 岡 彩 子京都大学理学研究科 附属地磁気世界資料解析センター 教授．宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所勤務を経て，２０
２０年より現職．専門
分野は地球惑星・宇宙空間電磁気学．人工衛星や地上で観測された，地球・惑星環境や宇宙空間の磁場のデータ解析を軸とした研究を行っています．趣味は城めぐり（国内＆海外）ですが，きらびやかで綺麗なお城より，古い要塞や廃墟をいにしえに思いを巡らせながら歩くのが好きです．
み

よし

よし

""
か

とう

ゆう

と

加 藤 雄 人東北大学大学院理学研究科教授．あけぼの衛星の運用計画作成は当番制で，チーフとサブ２名が週毎に交替でした．大学院生も担当可
能で，私も院生時代に携わりました．初めての当番でのチーフは５章ご執筆の笠原先生，宇宙研担当スタッフは本企画立案者の松岡先生でした．運用手順を間違えない
よう大変緊張したことや，リアルタイムで衛星の生データを目にした感動を覚えています．本小特集に関わる機会をいただけたこと，大変感謝しています．

ずみ

三 好 由 純名古屋大学宇宙地球環境研究所統合データサ
イエンスセンター長・教授．あらせ衛星のプ
ロジェクトサイエンティストとして，ジオス
ペースにおけるプラズマ波動粒子相互作用，粒子加速の研究に従事するとともに，超高感度カメラや観測
ロケット実験によるオーロラに関する研究などを行っていま

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Special Topic Article

7. Summary and Future Perspectives
さかの

A. Matsuoka et al.

い

たけし

わた

坂 野 井

健

渡 部 重 十東北大学大学院理学研究科准教授．最初の研究テーマが，あけぼの衛星観測データを用いたオーロラ加速領域でした．これを通じて体験した，オーロラの科学データを解析する感
動と緊張感，そこで得た今回執筆されている先生方を含む多くの方々との交流の楽しさが，その後の研究の駆動力になっています．現在は，光学装置を開発しながら，地球や木星のオーロラ現象の新しい観測と研究に取り組んでいます．あけぼの衛星の成果が，その後に続くれいめい衛星，あらせ衛星やLAMP ロケットなどの成功と，将来衛星計画に繋がっている
ことを実感しています．
もろ

おか

みち

こ

おか

あきら

森 岡

昭

きた

なり

とし

名古屋大学 宇宙地球環境研究所，主な研究分
野：磁気圏物理学 プラズマ波動．
最近は将来電磁気圏探査衛星計画 FACTORSの検討を進めています．実現は早くても今から１０年ほど先になるので，その時には「あけぼの」で極域からの大気流出の研究で日本が世界の最先端の成果をあげたところから約４０年ということになるでしょうか．再び日本が中心になって，次世代の衛星で極域電磁気圏の最先端のデータを手にできるように何とか実現させていきたいと思います．
かさ

はら

よし

や

笠 原 禎 也
金沢大学 学術メディア創成センター 教授・センター長，先端宇宙理工学研究センター兼任．博士（工学）．あらせ衛星プラズマ波動・
電場観測器の PI をはじめ，かぐや・みおなど，
科学衛星搭載のプラズマ波動観測装置の開発と観測データの解析に携わっています．もともと山歩きが趣味で，毎年のように信州に出かけておりましたが，最近は家の周りの散歩でス
トレス発散しております．
くま

たく

むら

北 村 成 寿東北大学名誉教授．東北大学大学院理学研究科教授，惑星プラズマ・大気研究センター長
を経て，２
０
０
７年定年退職．惑星の磁気圏，太陽コロナからの電磁波動の観測から，磁気圏やコロナにおける粒子加速過程や太陽惑星相互作用過程の研究に携わってきた．研究から遠ざかった最近は，かつて難病の親友を介護した経験から，福祉機器の開発を細々行っている．１０
点あまりを youtube に投稿しているが，時に問い合わせがあり，製作・贈呈して喜んで貰えた時は，論文が採択されと時とはまた別の喜びがある．
べとYAU Andrew

スウェーデン国立宇宙プラズマ物理研究所研究員．学部研究でオーロラ地上観測，博士課程
で地球オーロラ観測衛星あけぼの，ポスドク
としてヨーロッパの地球磁気圏観測衛星デー
タを解析し，オーロラ物理研究を続けました．その後の研究対象は更に遠く，火星，土星，水星，木星，太陽周辺を観測する
衛星データも扱っています．専門はオーロラ現象も含む惑星
電離圏・磁気圏プラズマ物理学で，電場データを中心に研究しています．最近は宇宙の塵の研究もしています．

あしげ

北海道情報大学 宇宙情報センター 教授．北海道大学名誉教授．１
９８
４年東北大学理学研究
科 理学博士，東北大学助教授，北海道大学教
授を経て２
０
１
４年より現職．人工衛星，惑星探査機，観測ロケット等の搭載観測機器開発とコンピュータシ
ミュレーションにより，地球惑星の大気とプラズマを研究．失敗から学ぶ宇宙開発について，大学だけでなく小中高校や科学館で講演しています．

諸 岡 倫 子

もり

なべ

もと

あつ

し

熊 本 篤 志み

阿 部 琢 美東北大学大学院理学研究科地球物理学専攻准教授．主な研究分野は電波・プラズマ波動観
測にもとづく惑星プラズマ物理学，レーダによる月・惑星・小天体地下探査．あけぼの・
かぐや・あらせ等の科学衛星・電離圏観測ロケットでは，高周波プラズマ波動受信機・プラズマサウンダ・地下レーダサ
ウンダ・インピーダンスプローブ等の観測装置を担当．あけぼの衛星の運用当番（＝学生アルバイト）でリアルタイムにダウンリンクされるプラズマ波動の生データを見た時の強い印
象が，現在の研究を志向する原点でしたが，近年，学生のそうした機会が少なくなっているのは残念なことと思っています．

宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所 太陽系科学研究系 准教授．超高層大気およびプラズマ観測のための飛翔体搭載用測定器の 開発，電離圏プラズマの研究を行っています．最近は観測ロケット搭載用真空計や電離圏熱的イオン速度測定器の開発に取り組んでいます．趣味は山城巡り．

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