ISSN 0285-2861

JAXA宇宙科学研究所

2022

あらせ
特集号

News
「あらせ」
がみた放射線帯

2
10
0
ら

1
-2
0

ックス(/cm 2 sec str keV)102

「あらせ」搭載の超高エネルギー電子分析器（XEP）が観測した 2 メガ電子ボルトのエネルギーを持つ電子の フラ ッ クス分 布。2017 年 4 月 ～ 2020 年 3 月 の 平
均値をカラーで表示している。縦軸・横軸は地球中心からの距離（地球半径を単位とする）を表す。太陽活動下降期から極小期における放射線帯外帯の姿をくっきりと浮かび上がらせている。

10-1
2

ら

4

6

打上げ5周年からさらに先へ
宇宙航空研究開発機構 宇宙科学研究所

篠原

育（しのはら いく）

はじまりは新しいミレニアムを迎える前後のことでししい言葉がでてきますが、執筆をお願いした皆さんには、た。当時、Geotail 衛星をはじめとする 1990 年代の国際できるだけわかりやすく解説してもらいましたので、ご高協力による地球周辺の宇宙空間（＝ジオスペース）探査覧頂ければ幸いです。

は次のステージへ移行しつつあり、日本でも次世代計画

はじまりから約 20 年の月日が流れました。この間、故の必要性の声があがりはじめていました。この時、最年長小野髙幸先生をはじめとして、数え切れないぐらい多くのでも 30 代半ば以下の若手研究者・大学院生の有志が集まっ方々のご指導、ご支援や励ましを頂きながら、ここまでたて将来に向けた議論を行い、温めはじめた計画の卵の 1

どり着くことができました。この場をお借りして、あらた

つが ERG です。ミッション実現までの道程すら定かでは

めて深くお礼を申し上げるとともに、「あらせ」科学成果ない中、小型科学衛星という道標を得、数々の困難を乗の報告をお届け致します。
「あらせ」のこれまでの観測期り越えた結果、「あらせ」として実を結ぶことができました。

間は、第 24 から 25 太陽活動サイクルに移行する太陽活

全観測機器が観測を開始し、全ての観測データを並べた

動極小期に対応します。今後、太陽活動極大期に向けてプロットをはじめてみた時の感動を忘れることができませ

太陽活動の上昇とともに「あらせ」が出会ったことのないん。
「あらせ」はその感動から 5 年近く経った今も、素晴大規模な宇宙嵐を観測するチャンスもあるでしょう。
更に、らしい観測データを送り届けてくれています。

世界ではじめて同一衛星で 1 太陽活動周期におよぶ放射本特集号ではここまでの「あらせ」の科学成果のハイ線帯中心部の長期間観測を行い、第 25 太陽活動サイクル

ライトを紹介させて頂きます。当初の科学目的である、放の全体像を「あらせ」のジオスペースの観測を通して把射線帯の高エネルギー電子の加速・消失に係る成果はも握することを目指します。今後の「あらせ」の科学成果にちろんのこと、私たち自身も想定していなかった驚きのもご期待下さい。

発見も得られました。“ プラズマ ” や “ 電磁場 ” など、難ISASニュース

あらせ特集号

1

宙の嵐の中へ：「あらせ」の挑戦名古屋大学  宇宙地球環境研究所

三好 由純（みよし よしずみ）

地球周辺の宇宙空間は、「ジオスペース（Geospace）」

帯粒子は、人工衛星の誤動作を招くなど影響が大きいと呼ばれています。太陽からは太陽風と呼ばれる超音

ため、その研究や予測は宇宙天気研究において最重要

速プラズマ流が吹き出し、太陽風と地球の磁場との相課題とされています。

互作用によって、磁気圏と呼ばれる領域がつくり出さ2016 年 12 月に内之浦宇宙空間観測所からイプシロ

れています。磁気圏では、プラズマ粒子が地球の磁場

ンロケット 2 号機によって打ち上げられた「あらせ」に捕捉されながら飛びまわっていて、そこには、ジオ（ERG）のミッションは、この放射線帯変動と宇宙嵐のスペース最高エネルギー粒子が存在する「放射線帯謎を解明することでした。この謎の解明を目指して、（Van Allen 帯）」が存在します。太陽風が変化すると、「あらせ」によるプラズマ粒子や電磁場の直接観測、

ジオスペースは「宇宙嵐」と呼ばれる擾乱状態になる

オーロラ観測などによる地上からの多点ネットワーク

ことがあります。このとき、オーロラが数日間にわたっ

観測、そしてシミュレーション・モデリングの連携体て爆発的に輝くなど、ジオスペースの環境が激しく変制によるジオスペース探査計画：ERG（Exploration of化します。嵐が起こると、放射線帯は不思議な変化をenergization and Radiation Geospace）がスタートしま

示します。嵐の始まりとともに、放射線帯電子がすべした。この特集号では、打ち上げから 5 年にわたってて消えてしまい、その後、嵐が収まるにつれて電子が「あらせ」が成し遂げた数々の成果について、その一部再び出現し、そして嵐が起こる前に対して電子の数がを紹介していきます。

100 ～ 1000 倍くらいに増えていきます。また、放射線「あらせ」の成果を一言でいうと、プラズマ波動とプ

加速

プラズマ
波動
(コーラス） 励起

放射線帯: 相対論的電子（メガ電子ボルト）

太陽風

リングカレント︓高温プラズマ（~キロ電子ボルト – 100 キロ電子ボルト）

プラズマ圏︓超低温プラズマ（数電子ボルト以下）
制御

内部磁気圏
プラズマシート

波動粒子相互作用によるエネルギー階層間結合
図1：ジオスペースに存在するプラズマ粒子分布と、波動粒子相互作用を介したエネルギー階層間結合の模式図（各エネルギー階層の図は、Ebihara andMiyoshi（2011）にもとづく）。6 桁以上にわたって異なるエネルギー階層にプラズマ粒子が共存し、波動粒子相互作用を介して、エネルギー階層間の動的な結合が発生し、放射線帯の消長など、ジオスペースの様々なダイナミクスが作り出されていきます。

2

ISASニュース

あらせ特集号

図 2：あらせ衛星の 6つのプラズマ粒子観測器（LEPe, LEPi, MEPe, MEPi, HEP, XEP）
、およびプラズマ波動観測器（PWE）、磁場観測器（MGF）によって観測されたジオスペースの異なるエネルギー階層のプラズマ粒子の分布図。横軸、および縦軸は地球からの距離（地球半径で規格化）。また、各図の色は密度や、電子、イオンのフラックスを表しています。

ラズマ粒子の相互作用を介したエネルギー階層間結合

マ圏と呼ばれる 1 電子ボルト以下のジオスペースで最を実証したことです。ジオスペースでは、粒子が希薄も低温のプラズマ、さらにプラズマシートやリングカであるため、衝突がない無衝突状態となっています。

レントと呼ばれる数キロ－数百キロ電子ボルト（keV）

では、衝突がないにも関わらず、なぜ粒子の変化が起のプラズマ粒子など、6 桁以上にわたるエネルギー階

きているのでしょうか？ プラズマ中には、さまざまな層のプラズマ粒子が共存しています。コーラス波動を周波数帯にわたるプラズマの波が存在しています。磁励起するのは、リングカレント帯の電子ですが、励起場中の荷電粒子は、（1）磁力線のまわりをまわるサイしたコーラス波動は、よりエネルギーが高い電子を加クロトロン運動、（2）磁力線に沿って往復運動するミ

速します。つまり、粒子と波動の相互作用を介して、

ラー運動、（3）経度方向をドリフトするドリフト運動

低いエネルギー階層から高いエネルギー階層の粒子群に伴って 3 つの不変量と呼ばれる量が存在します。こへとエネルギーの輸送が行われます。さらに、プラズのような荷電粒子と、数ミリヘルツの ULF（極低周波）

マ圏の冷たいプラズマは、波動の位相速度を変化させ

帯のプラズマ波動との相互作用が起こると、（1）と（2）

ることで、共鳴条件を変えるため、プラズマ圏も重要の不変量を保存した状態で起こる加速や減速が生じ、な役割を果たしています。このような相互作用によっその結果として、放射線帯の電子の消失や増加が起こて、異なるエネルギー階層の粒子群が相互作用するこると考えられています。一方、約 20 年前から、放射線とを「エネルギー階層間結合」と呼びます。

帯の電子の変化には、上記の ULF 帯のプラズマ波動以

この「エネルギー階層間結合」を解明するために、外に、別のプラズマ波動が関与していることが指摘さジオスペースでの直接探査によって全エネルギー階層

れてきました。プラズマ中には、コーラスと呼ばれるを連続して観測することが待ち望まれていました。放

数百－数キロヘルツ VLF（超長波）帯のプラズマ波動

射線帯中心部での科学計測は、放射線による機体へのが存在します。このコーラスと電子は、サイクロトロ

影響や、雑音混入からこれまできわめて困難でしたが、ン共鳴と呼ばれる過程を通してエネルギー交換を起こ「あらせ」は、小型・軽量化と耐放射線という相反するします。この過程では、波動が減衰して電子が加速す

困難な課題を独自の技術と工夫で解決し、放射線帯中ることもあれば、逆に電子が減速して波動が成長するにおいて、数十電子ボルトから数十メガ電子ボルトにこともあります。

いたる広いエネルギー帯のプラズマ粒子、さらに直流

放射線帯は、メガ電子ボルト（MeV）を超えるジオスペースで最高エネルギーの粒子群から構成されていますが、さらに、図 1 に示すように同じ場所にプラズから 10 メガヘルツまでの広い周波数帯の電場と磁場観測に世界で初めて成功しました。
図 2 に「あらせ」搭載の粒子観測器が観測した各エ

ISASニュース

あらせ特集号3

図 3：Van Allen Probes衛星（上）とあらせ衛星（下）で同一磁力線上の異なる緯度で観測されたコーラス波動。
赤道面で発生したコーラス波動をVan Allen Probesがとらえた後に、「あらせ」が観測していることがわかります。

ネルギーでのプラズマ粒子、そしてプラズマ波動観測

気にも及んでいることを示すもので、今後さらに長期器と磁場観測器から導出した背景電子密度の空間分布にわたる「あらせ」の観測によってその定量的な解明を示します。
「あらせ」によって、ジオスペースにおけが待たれています。

る 6 桁以上にわたる各エネルギーのプラズマ粒子分布
が、初めて実証的に観測されたのです。現在、これらの科学衛星との連携観測も進めてきました。2012 年かの観測データは、宇宙科学研究所と名古屋大学の連携

ら 2019 年まで運用されていた米国 NASA の衛星 Van

による ERG サイエンスセンターにおいて、データの標

Allen Probes とは、両衛星の高時間観測モードの同時運準化や付加価値のついた高次科学データの製造を行っ用によるプラズマ波動の波形収集を 2 年間で 500 回以た後、世界中の研究者に公開されています。

上と過去に例をみない規模で実現してきました。その本特集号で紹介している「あらせ」や、連携地上観

一例を図 3 に示します。上は赤道面で Van Allen Probes

測、シミュレーションによって、「エネルギー階層間結がとらえたコーラス波動、下は同じ磁力線上の高緯度合」により放射線帯電子の増加や消失が起こることがで「あらせ」がとらえたコーラス波動です。同じ磁力

数多くの観測事実から明らかになりました。また、超線上において、同じプラズマ波動を違う緯度で観測す

高高度のオーロラ加速域の発見など、打ち上げ前にはるという世界初の成果が国際連携によって得られたの予期していなかった発見も相次ぎ、報道発表や学術誌です。

のハイライトといった形で、多くの方に興味を持っていただいています。

4

また、「あらせ」は、国際宇宙ステーションや海外

現在、「あらせ」は、順調に観測を継続しており、日本のそして世界中の研究者によって研究が進められ、

ここでは、本特集号の記事では紹介しきれない、地打ち上げ前には想像もしていなかった新たな発見が相上観測との連携、国際共同観測の例を紹介します。
「あ次ぎ、ジオスペースの描像を大きく変えつつあります。

らせ」は、地上観測点の上空を通過する際に、高時間

2020 年より太陽活動は第 25 活動周期に入り、数年後分解能の観測モードに切り替えた運用を行っています。

には極大期となり、これまでとは違ったタイプの「宇一方、地上観測側でも大気レーダーを同時に運用する宙嵐」が頻発することが期待されます。現在、ジオスなどの連携観測を積極的に進め、これまで 8000 回以

ペースでプラズマ総合観測を行っているのは「あらせ」上の地上との同時観測を実現してきました。その一例

のみで、世界中の研究者から「あらせ」のさらなる新として、「あらせ」と地上の大型大気レーダー、さらにしい発見、世界初となる太陽活動 1 周期を超える観測シミュレーションとの連携研究から、コーラスによっへの期待、そして「あらせ」と連携した観測計画の提て周期数秒で明滅する脈動オーロラと呼ばれる特殊な案などが寄せられています。極大期を迎え、宇宙で最オーロラが起きているときに、放射線帯の超高エネル

も過酷そして激しく変化する環境の中で観測する「あギー電子も同時に大気に降ってきていること、さらにらせ」のこれからの活躍を楽しみに、そしてみなさま

その降り込みの結果、高度数十 km の中間圏のオゾンにさらに多くの成果をお届けできるように、プロジェ

が 10% 以上減少することがみいだされました。この発クトメンバー一同、力を合わせて頑張っていきたいと

見は、宇宙の影響が、超高層大気だけではなく中層大思います。

ISASニュース

あらせ特集号

2016年5月2日：9時過ぎに名大着、撤収作業後にセンサの梱包。
大阪大学大学院 理学研究科

横田 勝一郞（よこた しょういちろう）

久しぶりに「あらせ」搭載用の粒子計測器を準備していた実験室です。観測対象と同程度のエネルギーを持つ粒子

頃の業務日誌を見直しました。打ち上げ 2 年前からは特に幾ビーム装置を利用するため、延べ数か月を名古屋大学で過つものメーカや研究機関の間を激しく飛び回っていたようごしました。流石は大学キャンパスで、内外の食環境が充です。コロナ禍の今から思うと隔世の感があります。主戦

実していました。近場の台湾ラーメン屋もほとんど行った

場は当時所属していた相模原の宇宙科学研究所にある粒子ようです。窓の無い煌々とした実験室で昼も夜も作業する

計測器開発室でしたが、担当メーカのある群馬県や愛知県

無機質な日々の中で、夕食を何処にするかばかり思案してには足繁く（そのほとんどは日帰りで）通いました。近隣のいたことも思い出しました。

複数の工場にもセンサ部品加工、組み上げ、塗装・メッキ

その後「あらせ」は無事に打ち上げられ、開発した機器はのため何度もお邪魔しました。右から左に仕事を回すこと

順調に観測を続けています。私たちの今はというと、「あらに精一杯である一方で、様々な場所に赴くことについては

せ」観測データを眺めることは勿論ですが、別の観測計画の楽しんでいた気持ちを思い出しました。名古屋駅で売って機器開発にも携わっています。昨今は、一日中パソコンでいるお土産の相当な種類を買い尽くしたことも記載されてオンライン会議に参加したり、試験作業後にホテルの客室いました。

に戻ってお弁当を食べたりしているため、気軽に出張や食出張の日々を振り返ると、今さらですが私たちの機器開事をしていた当時の業務日誌には味わい深いものがありま

発に必要なものは身近に揃っていたことに感じ入ります。

す。学びは何時までも尽きませんが、今なおその価値に気「あらせ」のような衛星観測計画は最先端の研究開発かもし

づかないものがあるかもしれません。

れませんが、日本の技術インフラがあってこそだと日誌を見返すことで俯瞰できました。
最も長く滞在したのは名古屋大学宇宙地球環境研究所の衛星運用定例会
宇宙航空研究開発機構  宇宙科学研究所

三谷 烈史（みたに たけふみ）「あらせ」が健全に科学観測運用を続けられるよう、関係

例えば、運用に用いるコマンド群の送信頻度を週 2 回かする宇宙研メンバは週の初めに１度、運用実務を担う業者

ら 1 回に減らすことができました。
「あらせ」の運用では、衛さんを含めた定例会を開いています。その時々に生じてい星位置や様々なタイミングにおける観測を実現するために、

る課題を共有し、解決方針を決めるための打ち合わせです。

コマンドとその実行時刻をペアにしたテーブルのある期間

定常観測が始まった頃は課題が沢山あり時間を要しました

分を地上から衛星に送信し、その間は原則としてそのテーが、安定した運用が継続し 5 年が経過して、発生頻度の低い

ブルに従って観測を実施しています。ただし、このテーブ事象に対しても対応方針が決まった今となっては、短時間ルの大きさには衛星バスのメモリ量による制限があります。

で終わることが多くなっています。ただ、この定例会の参衛星の姿勢制御や地上局との通信設定などの他に、9 つの観加者がそろって出張してしまう時に限って、なんらかの特測機器が要するコマンドを 1 つにまとめてテーブルを作成す別な運用が必要な事象がおこります。
「あらせ」は少し寂しるのですが、定常運用の初期はこの作業が週 2 回必要でしがりなようです。

た。皆さんがコマンド数の削減努力をしたのですが、到底さて、「運用定例会」と書くと格式張って聞こえますが、

1 週間分はメモリに収まりませんでした。ですが、定例会でこの打ち合わせは自由な議論の場で、しばしば話が脱線しポッと出た話から、それまで未使用の領域を使ってテーブます。重要な事項は最初に話し合い、後は少し関係のない

ル自体のサイズを増やせそうだとわかりました。その会話話も含めて雑談をすることもあり、意見の出しやすい雰囲

からフットワーク軽く、比較的速やかに、週 1 回のテーブル

気が作られていました。私は衛星バスについて初めはあま

送信での観測を始められました。他にも、運用上の少しのり知識がなかったのですが、的外れな質問ができる機会が工夫が沢山この定例会から生まれました。さすがにそろそあったおかげで、色々な機能を理解できました。そして、

ろネタ切れですが、この先も「あらせ」のご機嫌を損ねない楽で、確実な観測運用を実現していくことができました。

ように定例会は細々と続くことでしょう。

ISASニュース

あらせ特集号

5

散乱、
輸送、
加速

「コーラス波動」
による電子の散乱とオーロラ

東京大学大学院  理学系研究科

笠原慧（かさはら さとし）

磁気圏のそこかしこで発生する「コーラス波動」が、その電磁場で電子の軌道を乱し、その影響を受けた電子が地球大気に降りこんでオーロラを発生させる、という理論が提唱されたのは今から半世紀以上も前のことです※ 1。
そもそも地球近傍の宇宙空間（磁気圏）の電子は地球磁場のローレンツ力によって磁力線に巻き付く旋回（サイクロトロン）運動と磁力線に沿う往復運動を繰り返しており、通常は大気に降りこみません。このような電子が往復運動を破って地球大気に降りこむのは、電子が磁力線に巻き付くサイクロ
トロン運動の速度（v⊥）に比べて、磁力線に沿った速度（v||）の

図1：（左）地球磁場に沿って北半球の極域に降りこもうとする電子と（右）磁力線に反平行に南半球の極域に降りこもうとする電子の検出位置分布。縦軸が磁気緯度、横軸が地球からの距離（地球半径で規格化）を示す。色は電子のエネルギーを示す[Kasahara et al., 2019, GRL]。

方が十分に大きくなり、臨界点を超えた時です（具体的には、な電磁波動が飛び交う中、また、様々な領域から電子が運ば「あらせ」の観測しているケースではv⊥/v|| ～ 0 . 04 が臨界点）。

れてきて混沌とした複雑系の「現場」で、都合よく「コーラス

この臨界点の間際で少しだけv⊥/v||の大きい電子は辛うじて磁波動」と「電子の散乱」の対応だけを抜き出す形でみいだせる

力線に沿う往復運動を繰り返しますが、何らかの磁場擾乱にのか？という懸念は開発中、ずっと脳内に渦巻いていました。

伴うローレンツ力によって電子が速度空間内で散乱され（つまところが、実際に観測が始まってみると、電子が往復運動

り、v||と v⊥ が少しずつ変化して）v⊥/v||が臨界点を突破するほの臨界点を超えて激しく降りこむ事象は頻繁にみられること

ど小さくなることで、往復運動が破られます。

がすぐにわかり（図 1）、さらに少しコツをつかむと※ 2、降り電子の散乱の現場を実証するには、臨界点における電子の

こみ電子の量とコーラス波動の強度の間の高い相関も次々と

速度ベクトルと磁力線のなす角atan（0 . 04）～ 2 . 4°と同程度のみつかるようになりました。そしてその中には、電子の降り

角度分解能が必要です。筆者が開発責任者を務める中間エネ

こむ先が全天オーロラカメラの観測領域に当たっている極め

ルギー電子分析器にてこの分解能を実現するには、典型的なて幸運なケースも発見され、「コーラス波動  電子の散乱 

プラズマ分析器の設計と比べると検出器の開口面積をかなり

オーロラ発光」というシナリオが、半世紀以上の時を経てつい絞る必要があり、その代償として感度を犠牲にする必要があに直接的に証明されることとなりました（図 2）。

りました。しかし、筆者らは「コーラス波動に散乱される電※1 オーロラ発生のメカニズムはこの他にもあります。電子を降りこませるメ
カニズムの多様性がオーロラの形態の多様性につながっています。

子」の直接検出を秘かに目論み、角度分解能優先の設計でも感度的に問題ないことを確認しつつ設計・開発を進めました（観測器の開発に関してはISASニュース 2017 年 12 月号、2019 年 5月号でも解説しています）。
そのような明確な指針がありつつも、不安要素はありました。広大な宇宙空間の中で、「点」に過ぎない衛星が電子散乱の現場を都合よく通過できるのか？コーラス波動以外の様々※2 降り込み電子とコーラス波動との高い相関をみつけるには少しばかりのコツが必要でした。そのコツとは、赤道面付近（磁気緯度の絶対値が10 度以下程度）を探すことです。これは、コーラス波動による強い散乱が起こる条件（共鳴条件と呼びます）が赤道面付近で満たされやすいこと、また、コーラス波動が必ずしも磁力線に平行には伝搬せず、高緯度に行くほど降り込み電子と空間的にずれていってしまうこと、という2 つのことから容易に理解できることなのですが、それに気づくまでには多少の時間を要しました。

図 2：コーラス波動強度（黄色）と降り込み電子の量（実線）の高い相関（0 . 86）[Kasahara et al., 2018 ,Nature]。降りこまない（臨界点を超えない）電子に大きな変動はみられないため、波動との相互作用の直接的な検出のためには降り込み電子を識別するための高角度分解能が必要であった。本研究を説明する動画は右上のQRコードから視聴可能。

6

ISASニュース

あらせ特集号

散乱、
輸送、
加速

「あらせ」
と数値シミュレーションによる非線形電子加速の実証

情報通信研究機構  電磁波研究所

された電子の軌道について時間を約 30 秒さかのぼって追跡す
ると、これらの電子はピッチ角を約 40 度、エネルギーを約 10
keV増加させていることがわかりました。これは、波動粒子相
互作用による電子の散乱を記述する準線形理論（波同士の位相の間に相関が無く、それらによる粒子への作用が拡散過程で記述される）では説明することができないほどに大きな値でした。
また、電子 1つ 1つのエネルギーおよびピッチ角変化を詳細に追跡してみると、1秒程度の短い時間で数keVほどのエネルギーを獲得する電子が多く存在していることがわかりました（図 2）。
これは、ホイッスラー波による電子の「位相捕捉」と呼ばれる
非線形加速機構で説明することができ、準線形理論には含まれない急激なエネルギーとピッチ角の増加を実現します。
「あらせ」によって得られた観測データをもとにしたシミュレーショ
ンにより、栗田らが発見した電子フラックス増加は、ホイッス
ラー波に位相捕捉された電子の非線形加速によるものであることが確かめられました。
シミュレーションによって観測データを実証することは、実際に観測された現象をより詳細に理解することだけではなく、実際に起きている物理過程をシミュレーションにより再現できるということ、つまりは数値モデルとしての有効性を実証していることにもなります。今後は「あらせ」による観測実証のための数値実験に加え、波動粒子相互作用による電子の加速/消失機構のさらなる理解、また、放射線帯電子フラックスの変化を予測する宇宙天気予報モデルへの応用へ研究を発展させていきたいと思います。
参照文献[1] K asahara, S., Yokota, S., Mitani, T. et al . Medium-energy particle
experiments—electron analyzer（MEP-e）for the exploration ofenergization and radiation in geospace（ERG）mission. Earth Planets
Space 70 , 69（2018）.https://doi.org/10.1186/s40623-018-0847-z[ 2 ] K u r i t a , S . , M i y o s h i , Y. , K a s a h a r a , S . , Yo k o t a , S . , K a s a h a r a ,Y., Matsuda, S., et al.（2018）. Deformation of electron pitch angle
distributions caused by upper band chorus obser ved by theArase satellite. Geophysical Research Letters , 45 , 7996 – 8004 .
https://doi.org/10.1029/2018GL079104[ 3 ] Saito, S., Miyoshi, Y., and Seki, K.（2012）, Relativistic electron microbursts
associated with whistler chorus rising tone elements: GEMSIS-RBW
simulations, J. Geophys. Res ., 117, A10206 , doi:10 .1029 / 2012 JA 018020 .

電子エネルギー（keV）[ 4 ] S aito, S., Kurita, S., Miyoshi, Y., Kasahara, S., Yokota, S., Keika, K., etal.（2021）. Data ‐ Driven Simulation of Rapid Flux Enhancementof Energetic Elec trons With an Upper ‐ Band Whis tler Burs t.
Journal of Geophysical Research: Space Physics, 126（4）.

https://doi.org/10.1029/2020ja028979

赤実線:シミュレーション
青破線＋エラーバー:観測

電子フラックス（20.5 keV）

電子フラックス（24.5 keV）

地球磁気圏の中の放射線帯電子は数keV（〜 103 eV）から数
MeV（〜 106 eV）にわたる幅広いエネルギーを持つことが知られています。地球の夜側（磁気圏尾部のプラズマシート）から供給される数keV程度の電子は、地球を取り囲むように東方向へ流れ、ドーナツ状の領域（電子放射線帯）を形成します。供
給された電子は磁気圏の中で生じるさまざまな物理過程を経て 1000 倍以上のエネルギーを獲得し、ほぼ光の速さにまで加速されます。この加速要因の 1つとして、プラズマ中の電磁波と荷電粒子との相互作用として知られる “ 波動粒子相互作用 ”
が考えられています。しかし、理論やシミュレーションによってその重要性は長く指摘されてきましたが、これまで「その場」
観測をもとにした実証が実現されていませんでした。
1
「あらせ」が搭載している中間エネルギー電子分析器（MEP-e）
によって、約 10 keVから 80 keVまでの電子の、エネルギーと飛んでいる方向の詳細な観測が可能になりました。この観測デー
タを用いた栗田らの解析 2 より、ピッチ角が 60 度から 80 度で、エネルギーが約 17 keVから 25 keV程度の電子フラックスが、電子放射線帯の中で有意に増加している様子が発見されました。
ここでいうピッチ角とは、磁力線方向に対する電子の運動方向の角度のことです。このようなフラックス増加が観測されたのとほぼ同時に、「あらせ」は 2 . 5 kHz付近の周波数を持つホイッスラー波と呼ばれる電磁波を観測しました。ホイッスラー波は電子と相互作用をしやすい電磁波として知られており、栗田らの研究では、20 keV程度の電子フラックスが増えたのは、このホイッスラー波が波動粒子相互作用を介して電子を加速した結果であるとしています。しかしながら、衛星位置の 1点観測から得られるデータは限られており、実際にホイッスラー波がどのようにして加速に寄与しているのかまでは明らかにされませんでした。
「あらせ」はこのような電子観測と波動観測に加え、背景磁場強度とプラズマ密度に対する詳細な観測データを提供しています。このような詳細な観測データは、より現実に近い「その場」の状況を数値モデルで再現することを可能にします。これら詳細データを用いて、テスト粒子モデル 3 によるシミュレー
ションを行い、観測とシミュレーション結果の比較を行いました。このシミュレーションによって得られた電子フラックスの時間変化は、「あらせ」による観測と良く一致するという結果が得られました（図 1）。これは、「あらせ」の「その場」の状況を、シミュレーションが良く再現している、ということを意味しています。さらに、ここで得られたシミュレーションデータを解析することで、ホイッスラー波によって電子がどのように加速されているのかについて調べました。25 keV付近にまで加速

ピッチ角（度）齊藤 慎司（さいとう しんじ）

ピッチ角（度）

ピッチ角（度）

ピッチ角（度）

図1：ピッチ角に対する電子フラックス量を示しています。

上のラインは 24 . 5 keV、下のラインは 20 . 5 keVのエネルギーを持つ電子フラックスを表しています。左から右へ時間変化を表しており、紺色の破線とエラーバーが観測で得られた電子
フラックス、赤線がシミュレーションによって計算された電子フラックスを示しています。
（参
照文献[ 4 ]のFigure 3から一部を転用）

時間幅：200ミリ秒

図 2：ある1つの電子のエネルギーの時間変化を示しています。赤線がシミュレーションによって計算された電子のエネ
ルギー、紺色の破線はこの変化に対する近似曲線を示しています。この近似曲線が示す特徴量より、加速前の電子エ
ネルギー（15 . 71 keV）
、獲得エネルギー（7. 98 keV）
、加速時
間幅
（50 . 2ミリ秒）、加速が生じた時間（26 . 73 秒）
を見積もっ
ています。
（参照文献[ 4 ]のFigure 8 から一部を転用）

ISASニュース

あらせ特集号

7

散乱、
輸送、
加速

「あらせ」
が観測したホイッスラー波動による電子のピッチ角散乱風間  洋一Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（かざま よういち）

プラズマ粒子で満たされた宇宙空間には、さまざまなプラ

電子エネルギー分布です。23 : 40 頃から粒子インジェクショ

ズマ波動が存在しています。地球の周辺でも、それらの波動ンが発生して高いフラックスの電子が観測されています。図は励起・減衰・変調を通じて周囲のプラズマ粒子と互いに影（b）は波動の磁場成分の放射強度をホイッスラー波の共鳴エ

響を及ぼし合い、エネルギーの授受を行っています。この記

ネルギーで表示していますが、インジェクションと呼応して事では、「あらせ」で観測されたホイッスラー波動と磁気圏電インジェクション電子と対応する共鳴エネルギーにホイッス

子の相互作用の様子を紹介します。

ラー波動が検出されていることが分かります。これらの電子

ホイッスラー波動は、磁気圏の磁気赤道面付近で頻繁に観は磁場に垂直方向のフラックスが卓越する非等方性を持って測される非常に強い放射強度を持った電磁波で、サイクロト

いることも同時に観測されていて、ホイッスラー波の励起が

ロン共鳴により電子を加速したり、ピッチ角（粒子の速度と磁起きる条件を満たしています。

場のなす角度）を変えたりすることにより、放射線帯電子の形

両者の関係を調べるため、平行方向の電子フラックスの各

成やオーロラの発光という惑星磁気圏での特徴的な現象に直エネルギーでの時間変化と、ホイッスラー波の放射強度の時接的に関わっています。今回「あらせ」により、ホイッスラー

間変化の間で相互相関係数を計算したデータを図（c）で示し波動と電子の相互作用が発生しているエネルギー帯の同定や、ています。正・負の相関係数をそれぞれ赤・青で示し、無相波動による電子分布の変化、ホイッスラー波動強度の変調が関については白で表されています。このデータをみると、強観測され、波動粒子相互作用でまさに地球電離圏に落ちていい波動が観測されている時間帯に電子フラックスに対する正く電子のエネルギーや波動強度との関係が明らかになりまし

相関があり、それらの相関は波動の共鳴エネルギーとよく一た。これは、波動粒子相互作用という微視的な物理過程が、致しています。これは観測場所で電子と波動がまさに共鳴し磁気圏夜側でのプラズマ注入から電離圏への電子降り込みとていることを示しています。また、図示されていないものの、いう大局的な一連の現象にどのように埋め込まれているのか

磁場に垂直方向の低エネルギー電子（約数百電子ボルト以下）を理解するための貴重な直接観測です。

フラックスと波動強度にも正の相関がみられることから、低図（a）は磁気赤道面近傍で観測された磁力線に平行方向のエネルギー電子の時間的な増加がホイッスラー波動の励起を促し、その結果としてより高いエネルギーである共鳴エネル
ギー帯の電子を変調していると推定できます。
それでは、その電子分布の変調とはどのようなものでしょうか。図（d）では、磁場に沿って動く（ピッチ角が 0 度から
11 . 25 度の間の）電子フラックスの、準平行方向（ピッチ角が11 . 25 度から 33 . 75 度）のフラックスとの比を作図しています。
ホイッスラー波動が観測されていない時間帯は、青い色で示されているとおりフラックス比が 1 よりも小さく、強い波動が観測されるとその比が 1 に近づくという関係が非常に綺麗に観測から示されました。これは、もともとの電子分布が磁力線方向に少し「凹んで」いる形をしていて、強い波動が発生するとその凹みが電子で埋まることに対応しています。これは電子がホイッスラー波動と共鳴することにより、ピッチ
角散乱を受けて共鳴電子が磁力線方向へ向きを変えていると解釈できます。また、ピッチ角散乱により一部の電子がロスコーンと呼ばれる非常に小さいピッチ角を持つようになることも同時に観測されており、この観測が行われた磁力線の根元にあたる地球電離圏では、まさに「あらせ」で観測された電子が引き起こしたオーロラが光っていたと考えられます。
ここでは、数百電子ボルト以下の電子と波動、また波動と10 キロ電子ボルトにせまる電子との詳細な関係を「あらせ」の観測データから示してきました。「あらせ」は、基本的に途切れることなく常にすべての観測器が観測を行っているため、「あらせ」で観測されたホイスラー波動と電子のデータ。
図(a）：磁場に平行・半並行方向（ピッチ角が0度から11.25度）の電子エネルギーの分布。図（b）： ホイッスラー波動と電子の共鳴エネルギーで示したプラズマ
波動の磁場成分。図（c）： 平行な電子フラックスとホイッスラー波動強度との間の相互相関係数。図（d）：平行方向の準平行方向に対する電子フラックスの比率。

8ISASニュース

あらせ特集号

ここで示したように、電磁場波動とプラズマ粒子の非常に詳細な描像を磁気圏南半球から赤道を通過して北半球側に至る 2
時間近い時間の間観測することができました。「あらせ」の良質なデータの蓄積が今後とも磁気圏の研究を推し進めることになると期待しています。

散乱、
輸送、
加速

Collaboration on in-situ measurements of electromagnetic
waves in space plasmas Institute of Atmospheric Physics, Czech Academy of Sciences Ondrej Santolik（オンドレイ サントリック）
Measurements of electromagnetic waves in space(a)plasmas are an important tool for our understanding ofphysical processes in this environment. Arase, with its
sophisticated onboard instrumentation, can be used as a(b)state-of-the-art tool for investigation of these processes in the
Earth’s magnetosphere. Collaboration of the Department ofSpace Physics, Institute of Atmospheric Physics of the Czech
Academy of Sciences with the Arase team on this subject
started well before the launch of Arase and continues up to(c)present. During our regular visits to the Nagoya University andKanazawa University and during visits of the colleagues fromdifferent Japanese institutions to Prague, we had many fruitful
discussions on diverse subjects related to measurements of(d)electromagnetic waves in space.
Our collaboration initially started during the design phaseof the project, when we discussed onboard analysis of signals
from magnetic and electric antennas, leading to determinationof crucial parameters describing polarization and propagation
properties of measured waves. We then continued to work
together on interpretation of measurements in terms of wave

Figure 1:  Observations of strong whistlers by（a,b）the Van Allen Probe B
and（c,d）Arase on August 14 , 2017.（a,c）: total power spectral density ofmagnetic field fluctuations obtained as the trace of the magnetic spectral
matrix;（b,d）: angle between the spectral estimate of the Poynting vector
and the vector of the background magnetic field.

vectors, Poynting vectors, planarity, and coherency estimatorsof the wave fields. As an example of our common results, inter-tags of waveform measurements by both spacecraft missions,calibrated measurements of intense whistlers by Arase andwith an uncertainty better than 10 ms.

Van Allen Probes can be given. This work has been recently
published in Journal of Geophysical Research: Space Physics.

We are looking forward to our future collaboration on the
Arase mission during the current solar cycle 25 , part of which

Inter-calibration of data from different spacecraft missions

will be also covered by simultaneous measurements of theis necessary for combining their measurements in empirical

European Cluster mission, on which we actively participate.

models or in case studies. We showed results collected

During our approach to the anticipated maximum of thisduring a close conjunction of the Van Allen Probes and Arase.

cycle, and later on, during the anticipated declining phase, we（An example is shown in Figure 1 .）   The inter-calibration

can expect observations of many events of strongly amplified

was based on a fortuitous case of common observations ofelectromagnetic waves. These events have established links

strong whistlers at frequencies between a few hundred hertz

to dangerous phenomena leading to particle accelerationand 10 kHz, which were generated by the same lightning

in the Earth’s magnetosphere, and to potential risks forstrokes and which propagated along very similar paths to thetelecommunication spacecraft in the heart of the outer Van

two spacecraft. Measured amplitudes of the magnetic field

Allen belt. Our goal for future collaboration on analysis of data

fluctuations were the same within ~ 14 % precision of ourfrom the Arase mission is to contribute to our understanding

analysis, corresponding to 1 . 2 dB. Electric field measurementsof these fascinating natural processes.

showed twice larger amplitudes on Arase compared to
Van Allen Probes but they started to match within ~ 33 %Reference: Santolík, O., Miyoshi, Y., Kolmašová, I., Matsuda, S.,

precision（2 . 5 dB）once the newest results on the interface

Hospodarsky, G. B., Hartley, D. P., et al.（2021）. Inter-calibratedof the antennas to the surrounding plasma were included in

Measurements of Intense Whistlers by Arase and Van Allenthe calibration procedures. Ray tracing simulations helped

Probes. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 126 ,us to build a consistent scenario of wave propagation toe 2021 JA 029700 . https://doi.org/10.1029/2021JA029700

both spacecraft. We thus successfully inter-calibrated thepolarization and propagation parameters obtained frommulticomponent measurements. We also succeed in linking
the spacecraft observations to localizations of lightning
return strokes by two different ground based networks which
independently verified the correctness of the Universal Time

ISASニュース

あらせ特集号

9

散乱、
輸送、
加速

「プロトン・ヒル」の発見
名古屋大学  宇宙地球環境研究所

小路 真史（しょうじ  まさふみ）

地球周囲の宇宙空間、ジオスペースに存在する電子とイオン

波、とりわけ周波数変動を伴うような非線形な波動を探しましからなるプラズマからは、様々な電磁波（プラズマ波動）が自然た。中でも比較的珍しく、理論やシミュレーションでも発生原発生しており、プラズマの分布やエネルギーを変えてしまうこ理の解明が不十分な周波数降下を伴うEMIC波を発見できたたとが知られています。特に周波数1Hz程度の「電磁イオンサイ

め、WPIAを用いてエネルギー授受の現場と発生メカニズムのクロトロン波動（以下、EMIC波と呼びます。
）」と呼ばれる電磁波

詳細な解析を行いました。
「あらせ」に搭載されている低エネル

は、数MeVのエネルギーを持つ放射線（放射線帯の電子）を散乱

ギーイオン観測器「LEP-i」が観測したイオンの 3 次元速度分布関させて消失させたり、プロトン（陽子）の散乱によって極域での数データと電磁場のデータを組み合わせてWPIAを行い、EMIC

プロトンオーロラの発生に寄与したりすると考えられています。

波の周波数を下げる、成長を引き起こすと考えられているそれ理論解析やスーパーコンピュータによる大型数値実験により、ぞれの電流を世界で初めて発見することができました。また、

EMIC波は数10keV程度のプロトンとの共鳴現象によって発生

これらの電流を形成すると考えられているプロトンの分布の歪すると考えられていました。特に、周波数の上昇や降下を伴うみ「プロトン・ヒル」を発見しました。そして、プロトン・ヒル

EMIC波はイオンと非線形な相互作用を起こし、プラズマの散乱が時間的に変化する様子を捉えることに成功しました。
「あらせ」や加速を非常に効率良く起こすといわれています。エネルギーが捉えた波の成長とともに時間変化するプロトン・ヒルの模式源となるプロトンはEMIC波によって分布を不均一な形に歪めら図を下に示します。この時間変化は数秒の間で起きる現象であれ、その歪な分布が電流となってEMIC波の周波数変調や急激り、「あらせ」の高時間分解能での常時観測によって初めて捉えな成長を引き起こすと理論的には考えられています。しかしなることができたものです。これによって、理論的に予見されてがら、これまで、宇宙空間での衛星観測において、プラズマのいたEMIC波の非線形な成長のシナリオを証明しました。WPIAは中からEMIC波が発生し、非線形な相互作用を起こす直接的な証

今後、宇宙プラズマの中で発生している様々な種類の電波の分

拠は捉えられていませんでした。我々の研究グループは、EMIC

析に応用されていくことが考えられています。特に、「あらせ」

波の電磁場とプロトンのサイクロトロン運動の位相関係からプの電子の高時間分解能データに本解析手法を適用することによ

ロトンの密度分布の揺らぎを特定し、電磁波－プラズマ間の相り、明滅するオーロラを作り出している起源といわれる、周波互のエネルギー授受を直接計測する新しい解析手法「WPIA」を

数数千ヘルツの電波：「ホイッスラー波動・コーラス」が生まれ開発しました。我々はまず、「あらせ」に搭載されている磁場計る様子が解明されると期待されています。本成果は下記の名古測器「MGF」とプラズマ波動観測器「PWE」の一部である電場計屋大学ウェブサイトにてプレスリリースされております。

測器「EFD」がそれぞれ観測した電磁場ベクトルデータからEMIC(https://www.isee.nagoya-u.ac.jp/news/research-results/2021/20210713.html)

図：「電磁イオンサイクロトロン波」発生の様子。右上の図は周波数が下がる電磁イオンサイクロトロン波との共鳴の様子、右下の図は周波数が変わらない電磁イオ
ンサイクロトロン波が発生した時のイオンとの共鳴の様子を示します。どちらも密度の不均一（山）が観測されますが、周波数が一定の場合から降下するものに変化した時、山が位相角の小さい方に移動することが示唆されています。© ERG science team

10

ISASニュース

あらせ特集号

散乱、
輸送、
加速

プラズマ波動を介してエネルギーをやり取りするイオンの観測

宇宙航空研究開発機構  宇宙科学研究所

浅村 和史（あさむら かずし）

地球周辺の宇宙空間では、低エネルギーイオンや電子が豊富います。この結果を模式的に表したものが図 1（c）です。本研に存在するプラズマ圏や相対論的な超高エネルギー粒子が捕捉

究はこれまで考えられていなかった、①磁気音波の生成→②

されているバン・アレン帯などが重なり合って存在しています。

冷たいイオンの加熱→③電磁イオンサイクロトロン波の発生とそして、粒子が大幅な増減を繰り返したり、領域の形が変化し成長、というプラズマ波動とイオンの連鎖反応によるエネル

たりするなど、それぞれの領域はダイナミックに変動していま

ギーの流れが宇宙空間に存在することを実証的に示しましたす。これらの変動の理由を説明するためには異なる領域間の結（* 1）。なお、電 磁イオンサイクロトロン波はイオンを散 乱す

合を考える必要があり、プラズマ波動を介したエネルギーの流ることによってプロトンオーロラを発光させると考えられるの入・流出がメカニズムの候補となっています。

で、図 1（c）には④プロトンオーロラの発光も描かれています。

私たちは「あらせ」の観測データに「波動粒子相互作用解析」

エネルギーの流れの全体像を知るためには、プラズマ波動自と呼ばれる新しい手法を適用し、プラズマ波動とイオンの運体が運搬するエネルギーやイオン・電子が運動することによっ動を対応づけることで、プラズマ波動とイオンがやり取りすて運ぶエネルギーについても考慮する必要があります。プラズ

るエネルギー量を明らかにすることとしました。例えば、プマ波動が運ぶエネルギー量はポインティングベクトルと呼ばれラズマ波動を構成する電界と同じ向きに運動する正イオンはる量で表され、これは観測値から計算することができます。ま電界によって加速されるため、プラズマ波動からエネルギー

た、イオン・電子が運ぶエネルギーも観測から導出可能です。

を受け取ります。逆にプラズマ波動の電界と反対方向に運動

ところが、これらの量は観測場所を通過するエネルギー量でする正イオンは減速され、プラズマ波動にエネルギーを渡しあって、観測場所で消費または受領するエネルギー量ではありてプラズマ波動が強まります。実際にはイオンや電子は多数ません。ある場所で受け渡しされるエネルギーの収支を考える

存在し、プラズマ波動からエネルギーを得る粒子も渡す粒子

場合、も存在します。しかし、粒子の運動方向の分布に偏りがある（1）プラズマ波動からイオン・電子、またはイオン・電子からと、全体的にみてプラズマ波動から粒子、または粒子からププラズマ波動へ受け渡しされるエネルギー量

ラズマ波動へのエネルギーの流れが発生し、これが正味のエ（2）プラズマ波動の持つエネルギー密度

ネルギー流量となります。

（3）イオン・電子の持つエネルギー密度

私たちは「あらせ」に搭載された低エネルギーイオン質量分
析器（LEP-i）と波動観測器（PWE）、磁場観測器（MGF）の 15 . 6
ミリ秒ごとの観測データを用い、観測タイミング、イオンのエ
ネルギー、そして運動方向ごとに整理されたデータ一つ一つと、同じタイミングで観測されたプラズマ波動の電界との対（4）プラズマ波 動 に よ っ て そ の 場 に 流 入、 流 出 す る エネル
ギー量（5）イオン・電 子 に よ っ て そ の 場 に 流 入、 流 出 す る エネル
ギー量を考える必要があります。本研究のような単一衛星での観測の応をとっていきました。図 1（a）（b）は冷たいイオンの加熱に加

場合、
（1）
（2）
（3）は導出可能です。しかし、（4）（5）は単一衛星え、2 種類のプラズマ波動（プラズマ中を伝搬するプラズマ波での観測では求められず、複数衛星での観測結果の差をとる必動の一種である磁気音波と電磁イオンサイクロトロン波）も同

要があります。今後、天体周辺の宇宙空間プラズマのダイナミ時に検出された観測イベントに対し、「波動粒子相互作用解析」

クスとエネルギー輸送を考える上で、複数衛星・編隊飛行ミッを適用した結果です。図 1（a）から、エネルギー輸送の向きにションの実現が望まれます。

変動があるものの、全体的には磁気音波が冷たいイオンにエ（*1）
 A samura, K . et al., Phys. Rev. Let t., 127, 245101 , doi: 10 . 1103 /PhysRevLett.127. 245101（2021）

ネルギーを与えていることが分かります。一方、図 1（b）では、冷たいイオンから電磁イオンサイクロトロン波へのエネル
ギー輸送が検出され、プラズマ波動の発生・成長が示されてウェブリリースのリンク
https://www.isas.jaxa.jp/topics/002885.html



図1：本研究で解析した観測イベ
ントについて、プラズマ波動から冷たいイオンに渡される正味のエ
ネルギー流量を示したプロットと模式図。
（a）磁気音波の場合、（b）
電 磁イオンサイクロトロン波 の 場合。それぞれのパネルに線が 3 本プロットされており、真ん中が計算値を示し、上側と下側の線は信頼区間を表します。
（c）本研究で明らかになったジオスペースでのエネルギーの流れの模式図。
© ERG science team

ISASニュース

あらせ特集号

11

散乱、
輸送、
加速

Van Allen Probes衛星と「あらせ」によるULF波動による
放射線帯電子加速領域の特定
寺本 万里子
九州工業大学  工学部宇宙システム工学科（てらもと まりこ）

ULF波動は、数十から数百秒の周期を持つ地磁気の固有振動です。ULF波動は磁力線沿いに伝搬する波が南北半球それぞれの電離圏で反射され、地磁気の磁力線が弦のように振動することによって引き起こされると考えられています。ULF波動は、宇宙空間に磁場と電場の変化を引き起こし、ULF波動は衛星や地上で取得される磁場データ上で、正弦波のような特徴のある波形として観測されます。このULF波動が引き起こす電磁場の変化は宇宙空間を運動しているプ
ラズマに影響を及ぼします。
地球周辺の宇宙空間には数MeVの高いエネルギーを持つ
プラズマが集まる「放射線帯」と呼ばれる領域が存在します。
この放射線帯を構成する電子は、数百秒程度で地球をぐる
りと一周する東向きのドリフト運動をしています。この電子がドリフトする周期とULF波動の周期がおおよそ一致していることから、電子はULF波動からエネルギーを授受し加速を受けると考えられています。ULF波動は放射線帯電子の加速機構の一つです。
ULFによって電子が加速を受けている場合、電子と電磁場観測には、数秒周期の振動がみられるはずです。しかし、打ち上げ直後の「あらせ」の観測データを確認したところ、
電子フラックスには特徴的な振動がみえているにも関わらず、電場・磁場データにはULF波動が観測されないという不思議な事例が多く観測されました。我々はこの現象がなぜ起きているかを解明するために、「あらせ」とNASAのVan
Allen Probes衛星、ロシア－北米－ヨーロッパの地磁気観測網を用いた国際協調観測を実施しました（（図1上）。
図1下に、放射線帯の朝側に位置する「あらせ」が実際に宇宙空間で観測した電子と磁場・電場を示しています。電場・磁場には同周期のULF波動は全く観測されていない一方で、電子には 0 . 5 MeVから3. 0 MeVの高いエネルギー帯で、特徴的な振動が観測されていることがわかります。また電

図1：（上図）本研究内容をまとめた概略図。宇宙空間の夜側から地球と放射線帯をみている。夕方側に広がっているULF波動によって、放射線帯の電子は夕方側で加速される。その現場をVan Allen Probes衛星で観測した。一方加速領域から離れた朝側にいた「あらせ」は放射線帯電子に加速の“履歴 ” を観測した（下図上段）。電子の 0 . 5MeVから3 . 0 MeVに100 秒周期の変動が観測されているが、磁場・電場には同周期のULF波
動は観測されていない。電子で観測される変動のタイミングが高エネルギーほど早く起きているのは、高いエネルギーの電子ほどドリフト速度が速く、加速領域から離れた位置にいた「あらせ」に早く到達できるためである（上図：© ERG science team）。

子データにみられる振動をよくみると、高いエネルギーを持つ電子ほど早く振動が起きていることがわかります。地球周たが、この研究によってULF波動による放射線帯電子の加速はルギーを持つほど速いことが知られています。
「あらせ」の観測

ごく限られた局所的な領域で起きていることがわかりました。

は、「あらせ」衛星とは別の場所で加速を受けた電子が、その”ULF波動によって加速を受けた放射線帯の電子を、異なる経履歴 ”を残したまま放射線帯をドリフト運動した結果、高いエネ度で精度良く同時に観測した研究は過去に例がありません。本ルギーを持つ電子の振動から順に「あらせ」で観測したことを示

研究は、放射線帯電子を精度良く観測できる計測器を搭載した

唆しています。
我々は加速領域を特定するために、地球を挟んで「あらせ」とVan Allen Probesと「あらせ」の協調観測によって世界で初めて実現されたといえます。残念ながらVan Allen Probesは 2019 年には反対側・放射線帯夕方側に位置するVan Allen Probes衛星の運用を終了しました。そのため、放射線帯の電子と磁場を精度

データを確認しました。その結果、高エネルギー電子データに良く計測できる衛星は「あらせ」のみとなりました。
「あらせ」は、

100 秒周期の振動を観測すると共に、磁場データにはULF波動を

現在も順調に放射線帯電子と宇宙空間の磁場や電場の計測を続観測しました。これはVan Allen Probes衛星の位置でULFによる

けています。
「あらせ」が積み重ねた長期観測データを解析する

電子の加速が起きていることを示しています。またロシア－北ことによって、ULF波動による放射線帯電子の加速メカニズム

米－ヨーロッパの全経度方向をカバーする地上磁場の観測網にの解明が期待されます。

よって、このULF波動の発生領域を特定したところ、夕方側の【プレスリリース】
https://www.kyutech.ac.jp/whats-new/press/entry-6994.html
https://www.isas.jaxa.jp/topics/002259.html

ごく限られた領域でULF波動が発生していることがわかりました。これまでの研究では、ULF波動は経度方向の広範囲で励起12され、広範囲で放射線帯の電子を加速すると考えられてきまし

りをぐるりと一周するドリフト運動の速度は、電子が高いエネ

ISASニュース

あらせ特集号

散乱、
輸送、
加速

二つの衛星の同時観測データを用いたプラズマ圏
緯度方向の密度構造の解明
尾花 由紀
大阪電気通信大学  工学部基礎理工学科（おばな ゆき）プラズマ圏は、ジオスペースの中に存在する、冷たい高密度のプラズマで満たされた領域です。電離層上層から流出した電子、陽子、ヘリウムイオン、酸素イオン等の荷電粒子が地球の磁場にとらえられ、プラズマの濃い領域が形成されています。プラズマ圏はジオスペースの中で最もエネルギーが低いプラズマ群であり、これ自体が宇宙機や宇宙飛行士の安全を脅かすものではありません。しかし存在比が高いため、ジオスペースの背景環境を決める役割を担っています。ジオ
スペースで最も高エネルギーで危険といわれる放射線帯粒子は、その生成・消失メカニズムにプラズマ波動が関与しているといわれており、その波動の発達や伝搬の条件を決めるのがプラズマ圏です。このようにジオスペースの複雑なプラズ
マ環境を理解するためには、低エネルギーのプラズマ圏の研究が欠かせません。
プラズマ圏の荷電粒子が電離圏からどのような物理過程を経て供給されているのか知るためには、磁力線沿いのプラズマ密度分布を調べる必要があります。しかし、多くの衛星が赤道面付近を飛行するために、観測も赤道面付近に偏っており、磁力線沿いのプラズマ分布に関する情報は不足しています。
「あらせ」とVan Allen Probes衛星は、同じ磁力線上の異なる二点をほぼ同時に通過することがあり（共役イベントと呼びます）、Van Allen Probesは赤道付近を、「あらせ」は高緯度側の場所を飛行します（図 1）。この時、それぞれの衛星の位置におけるプラズマ密度を比較すれば、磁力線沿いのプラズマ分布を調べることができるはずだ、と私たちは考えました。
図 2（a）は 2017 年 9 月 8 日 23：30 UT頃の「あらせ」（赤線）とVan Allen Probe-B（青線）の位置を示しています。数分の時間差でほぼ同一の磁力線上を通過していることが分かります。
図 2（b）は「あらせ」、Van Allen Probe-Bそれぞれで観測された波動を使って算出した電子密度です。横軸はL値（磁力線が最

図 2：（a）2017年 9月8日23：30 UT頃の「あらせ」（赤線）とVan Allen Probe-B（青線）の位置。L値-磁気地方時平面への投影で上方が太陽方向。緑色の領域は電子密度の観測結果から推定されるプラズマ圏の形状を示す。
（b）
「あらせ」
（赤
点）とVan Allen Probe-B（青点）の位置における電子密度。横軸はL値（磁力線が最も遠方を通過する点の地心距離を、地球半径を1としてあらわした数値）。

も遠方を通過する点の地心距離を、地球半径を 1 としてあらわした数値）です。Lが 3 . 3 ～ 3 . 4 付近では電子密度が 50 ~ 100-3個/cm と低い値を示しているのに対し、Lが 3 . 5 以上の領域ていると考えられます。図 2（a）に、推測されるプラズマ圏の形状を緑色で示しましたので参考にしてください。

では、150 ~ 300 個/cm- 3 と高い値を示しています。これらは二つの衛星で電子密度を比較すると、低密度領域では密度それぞれ、プラズマ圏の外側の低密度領域（プラズマトラフ）に倍近くの差があります。この情報から、低密度領域は電子と、プラズマ圏が細長く伸びた高密度領域（プリューム）をみ

密度が磁力線沿いに急激に変化する「無衝突状態」に近い状態であることが分かりました。また高密度領域ではVan Allen
Probe-Bの電子密度がやや拡散していて分かりにくいですが、密度の差がそれほど大きくありません。この情報から、高密度領域は電子密度の変化が小さい「拡散平衡状態」に近い状態であることが分かりました。
同様の解析をほかの共役イベントについても行い、磁気嵐の後に刻々と変化するプラズマ圏のさまざまな密度構造を明らかにしました。その中には磁気嵐によって磁束管中のプラズマが失われた後、元の状態に回復していく途中のプラズマ圏もありました。この時、赤道付近の方が高緯度よりも電子

図1：観測の概念図。同一の磁力線上の赤道付近をVan Allen Probes（RBSPのラベルで示してある）が、高緯度領域を「あらせ」が同時に飛行した時に、それぞれの場所の電子密度を比較することで、磁力線沿いの電子密度分布の情報が得られる。

密度が高い、奇妙な現象もみつかりました（プラズマ圏の源は電離圏なので、本来は地球近い高緯度側の方が高密度になります）。今後の更なる研究が必要とされています。

ISASニュース

あらせ特集号

13

散乱、
輸送、
加速

複数衛星・地上観測網の連携で捉えた、
EMIC波動で消えゆく放射線帯

京都大学  生存圏研究所

地球周辺を周回する放射線帯の高エネルギー電子は、地磁
気じょう乱時にその数が減少・増大することが知られていま栗田怜（くりた さとし）

ギー電子がEMIC波動によって消失する素過程の概要であり、
1970 年代に、この可能性が指摘されました。

す。その原因は、磁気圏の中に偏って存在している、様々な

EMIC波動による消失の可能性は理論的な側面からの研究がプラズマ波動との相互作用の結果であると考えられています。

先行し、EMIC波動と出会った高エネルギー電子は、すぐに大磁気圏の朝側で励起される、コーラスと呼ばれる波動との相気へと消失してしまうような高い消失率が提案されてきまし

互作用によりエネルギーを獲得する過程が、放射線帯電子のた。2000 年代に入り、このEMIC波動による消失の観測的実

生成メカニズムとして重要視されています。また、磁気圏の証がなされ、この実証には、地上観測が有効活用されました。

夕方側で励起される電磁イオンサイクロトロン（EMIC）波動

EMIC波動は、磁気圏の赤道域で励起された後、磁力線をつは、放射線帯に存在する高エネルギー電子を効率的に消失さたって地上まで伝搬し、地上に設置された磁力計で、磁場のせる能力があることが知られています。

振動として観測されることが知られています。また、EMIC波

コーラス波動は、磁力線に対して右回りの偏波特性を持つ動の励起に伴い、数 keV 程度の陽子が大気へと降り込み、そ波動であり、同じく磁力線に対して右回りの旋回運動をするの結果、特徴的な色のオーロラ（陽子オーロラ）が発光するこ

電子と、サイクロトロン共鳴によって効率的にエネルギーのとが知られています。上述の実証の際には、地上の磁力計でやりとりを行います。一方で、EMIC波動は、磁力線に対して磁場の振動がみられるのに伴って出現した陽子オーロラの上

左回りの偏波特性を持ち、左回りの旋回運動をする陽子など

空に、放射線帯電子が同時に降り込んでいることが確認されのイオンと効率的にエネルギーのやりとりを行います。左回たことが決め手となっています。

りの偏波特性を持つEMIC波動は、電子とは相互作用ができな

EMIC波動が放射線帯電子を消失させる、という点は実証さいように思われますが、電子のエネルギーが高く、左回り偏れましたが、その効率の良さに関しては議論の余地がありま

波のEMIC波動を追い抜く場合、電子にとっては右回り偏波にす。消失の効率の良さ、つまり、どれくらい早く放射線帯のみえます。この「異常共鳴」という過程を経て、効率的にエネ電子が消えていくのか、を理解するためには、（1）EMIC波動

ルギーのやりとりを行います。このEMIC波動との相互作用の出現のタイミングを同定し、（2）EMIC波動の出現後、捕捉により、電子の運動が乱され、電子が大気へと突入し、磁気された電子数が減っていく様子を捉える必要があります。近圏からは消滅してしまいます。これが、放射線帯の高エネル

年、EMIC波動の出現をモニターできる装置が設置された地上観測点が急速に発達しており、（1）のポイントを明らかにするために、この地上観測網の活用が不可欠です。また、（2）のポ
イントは、放射線帯を観測する複数の衛星が必須となります。
2012 年 9 月、NASAのVan Allen Probes 2 機が、放射線帯を観測するために打ち上げられました。2016 年 12 月に「あらせ」が打ち上げられたことにより、Van Allen Probesとあわせて 3機体制で、放射線帯を観測することができるようになりました。これらの衛星が入れ替わりで放射線帯を通過することで、放射線帯電子の数の時間発展を、詳細に議論することが可能となりました。
図 1 に示すのは、「あらせ」と 2 機のVan Allen Probesで観測された、2 . 5 MeVの電子フラックスの動径方向分布です。Van
Allen Probe-Aが放射線帯を通過した直後、地上観測網では、
EMIC波動の出現が確認されました。その後、「あらせ」とVan
Allen Probe-Bがそれぞれ放射線帯を通過し、放射線帯の電子数が減っていく様子を捉えています。この時、それぞれの衛星が放射線帯を通過した時間の差は、数分から数十分程度であり、EMIC波動によって放射線帯の電子数が短時間で変化したことを示しています。このような短い時間スケールでの変化は、従来の単一衛星による観測ではなし得なかったものです。また、地上観測網を有効に活用したことにより、EMIC波

図1：
「あらせ」
（ 黒）
、Van Allen Probe-A（ マゼンタ）、Van Allen Probe-B（青）が観測した、放射線帯通過時の2 . 5 MeVの電子フラックスの動径方向分布。
下： この時間帯における、「あらせ」とVan Allen Probesが通過した動径距離の時間発展の図。Van Allen Probe-Aが放射線帯の領域から離れていった後に、「あらせ」とVan Allen Probe-Bが放射線帯の中を通過していき、EMIC波動の出現に対応した放射線帯電子フラックスの減少を観測した。

14

ISASニュース

あらせ特集号動の出現タイミングを正確に同定できたことも、重要なポイントです。理論的には、EMIC波動による消失の早さは電子のエネルギーに依存する、とされています。今後、さらなる調査で、EMIC波動による放射線帯電子変動について、理解を深めていきたいと考えています。

超高エネルギー分析器
（XEP）
開発の現実
宇宙航空研究開発機構

経営推進部

東尾 奈々（ひがしお なな）

私が担当していたXEPはERG（「あらせ」）の電子観測の中でけ、長時間の作業にくたくたになって帰宅、というこれもま

一番高いエネルギーの電子（400 keV- 20 MeV）を観測する役割

た想像と違うものでした。そして、装置が稼働し始めると今をもつ装置です。JAXAに入って初めて経験した長い苦しい衛

度は畳みかけるように取得データの健全性確認の作業に追わ

星開発において、楽しみにしていたシーンが２つありました。

れました。初めてXEPのデータを図にし、放射線帯がしっか

１つ目は自分の開発した装置が載ったロケットの打ち上げをりと確認できた瞬間は、安堵で疲れが一気に吹き飛んだのをみて感動すること。２つ目はXEPが初めて宇宙でONになった

鮮明に覚えています。
「放射線帯があるのは分かっていて観とき管制室で大勢の関係者と感動を分かちあうこと。一般の測できて当たり前。科学的にどんな新しいことが分かったの人がJAXA職員に対してとても想像しやすいシーンだと思いまか」と成果を急がれがちですが、装置開発をする人としてはす。しかし私の場合、現実は全く異なるものでした。１つ目

決して当たり前は当たり前ではなく、感動するものだと学びについては、内之浦で打ち上げはみることができたものの、ました。また、初めての図をみてプロジェクトサイエンティ

実際は感動して涙するどころか、もう直せないということをストの三好先生が一緒に感動し、褒めてくださったことは、目の当たりにして緊張がより高まっただけでした。自分の関XEPにとても自信をもて係する打ち上げは感動できないのだと悟りました。

るきっかけとなる思い

２つ目に関しては、沢山ある「あらせ」の搭載観測機器のな

出 で す。XEPが 引き 続

かでも最後の方だったXEPの初めての立ち上げ運用の時、管き科 学 者の皆さんの制室には私を含めて３名だけというとてもさみしい状況でし役に立てば本望です。

た。初めてONした時は感動したものの、関係者との想像していた感動のハグや歓喜もなく、高電圧装置を３つ抱えていたXEPは、淡々と長時間にも及ぶ苦行のような昇圧作業を続

XEPを支えてくれた仲間たち

Collaboration Between the Arase and Van Allen Probe（NASA）
Space Science Applications Laboratory, The Aerospace Corporation
Mission Teams
Seth Claudepierre and Mark Looper（セス クロードピエール／マーク ルーパー）
Determining the physical mechanisms that produce
electron flux enhancements in the Earth’s radiation belts is
one of the most important unresolved questions in innermagnetospheric physics. This was emphasized as theprimary mission-level science question for both the Arase
and Van Allen Probes missions. To address these types ofquestions and to enable joint science between the two
missions, it is imperative that the electron measurements be
carefully cross calibrated with one another to ensure a highdegree of confidence in both datasets. This involves carefulconsideration of the particle instruments’ behavior during
on-orbit operation and detailed computer modeling of the
instruments’ characteristics.
The MagEIS（Van Allen Probes）and HEP/XEP（Arase）
instrument teams collaborated
closely since the launch of
Figure 1. Members of the MagEIS
and HEP/XEP instrument teams
engaged in a lively discussion at
the 2017 Fall AGU Meeting.

Arase in 2017 to perform such work. This was first achieved
through informal gatherings at Fall AGU meetings between
the Arase and Van Allen Probes energetic particle teams（Figure 1）. These meetings, where instrument crosscalibrations between the two missions were discussed ingreat detail, were beneficial to both groups and have hada lasting impact on the quality of the energetic particle
measurements from both missions. These activities also
led to coordinated science campaigns to improve crosscalibrations and to two week-long visits by the authors to
Nagoya University to further collaborate and dig deeper into
the intercalibration questions. Importantly, the results of thiswork have enabled a number of important scientific studies
that would not have been possible using the particle data
only from one mission alone. Unlocking the mysteries of the
Earth’s radiation belt is truly an international effort and weare forever grateful to the Arase team for their hard work onthese difficult problems. Our collaborative efforts and therelationships established greatly enhanced the scientificreturn from both missions.

ISASニュース

あらせ特集号15

イオン

プラズマ不安定性で励起する地磁気脈動の地上・衛星同時観測山本 和弘
東京大学大学院  理学系研究科（やまもと かずひろ）

皆さんは、方位磁石が地球の作る磁場（地磁気）の方向を向た（参考文献 1）。衛星のデータからは、地磁気脈動が発生しいていることを知っているかと思います。それでは、その地ているその場のイオンの詳細な分布を得ることができ、地上磁気の向きがゆらゆら波打つことがあるのはご存じでしょうの複数観測点のデータからは地磁気脈動の東西波数を推定すか。地磁気がどのように変化し、その原因は何なのかについることができたのです。図 1（a）に、「あらせ」が観測した約て、古くから多くの科学者が観測や研究を続けてきました。

110 keV（脚注 1）の高エネルギープロトンの位相空間密度を示

数秒～数分の周期を持った地磁気の微小な振動（地磁気脈動）します。青線と赤線はそれぞれ内側（地球方向）と外側（反地が初めて注目されたのは 19 世紀のことです。当時は、地上に球方向）からやってきたプロトンの位相空間密度を表してお設置された磁力計での地磁気観測が唯一の観測データでした。

り、黒線は外側から内側を差し引いたものをプロットしてい1960 年頃に人工衛星によるプラズマ観測が始まると、地磁気ます。ちょうど内側（地球方向）への勾配が強くなった時間帯

脈動を含めた様々な現象と、地球周辺のプラズマや太陽風プに、図 1（b）にみられる地磁気脈動が発生していることが分か

ラズマとの関係が解明されるようになりました。そのため、ります。drift-bounce共鳴の理論では、地磁気脈動のエネル

地磁気は磁気圏プラズマ環境を知るための地上の窓口と言えギー源として 1）イオンの速度分布による不安定性、2）イオンるでしょう。地磁気脈動の多くでは、プラズマの振る舞いをの空間勾配による不安定性の二つを候補として挙げることが流体とみなす磁気流体力学（MHD）を適用することで、太陽風

できますが、この事例ではイオンの空間勾配によって地磁気によって磁気圏が揺さぶられたときの固有振動がみえている

脈動が発生したと考えられます。また、図 1（c）には、「あらことが分かりました。一方で、内部磁気圏（地球中心から地球せ」の位置から磁力線でつながっているフィンランドの地磁気

半径の約 10 倍以内）にある、リングカレントと呼ばれる高エ

観測点（赤線：Sodankylä, 黒線：Muonio）の磁場データを示し

ネルギーイオンが集中している領域では、イオン分布が引きています。SodankyläとMuonioは緯度がほぼ同じですが、経起こすプラズマ不安定性によって地磁気脈動が発生している

度が 2 度ほど離れた地点に位置しており、地磁気脈動の東西可能性が指摘されました。

波数を推定するのに適していました。SodankyläとMuonioで、本来、地球の内部磁気圏は磁気圧に対してプラズマ圧が大脈動の位相は 90 度程度ずれているため、地磁気脈動が細かい

きくなく、MHD的なプラズマ不安定性が発生しにくい環境で東西方向の空間構造を持っていることが分かります。地上のす。それでは、MHD不安定の代わりにプラズマの不安定性を観測から得られた東西波数を 110 keVのプロトンのdrift共鳴に引き起こしているものは何でしょうか？地磁気脈動が生じる

当てはめてみると、共鳴条件を非常によく満たすことが分かメカニズムとしては、MHD理論では無視されていたイオンのりました。以上の衛星と地上の観測から、プラズマ不安定に

運動論的効果の一つである、drift-bounce共鳴が注目されてきよって地磁気脈動が生じる様子を明らかにすることができまました。粒子のdrift運動でドップラーシフトしてみえる電磁場した。すると、次のような疑問が新たに生じてきます。どの

変動がbounce運動の周期と一致すると、粒子と電磁場変動がような過程を経て、内部磁気圏でイオンの不安定な分布が形同期してdrift-bounce共鳴が起こります。また、特殊な共鳴条成されるのでしょうか？これを解明するには、磁気圏全体で件として、粒子のdrift速度と電磁場変動の位相速度（vph = ω/k,の粒子分布をみていく必要があります。今後は、「あらせ」と

ωは角振動数、kは波数）が一致するとdrift共鳴が起こります。

Van Allen Probesとの共同観測や、磁気圏を模した数値シミュ

このことから、drift-bounce共鳴を検証する際は、地磁気脈動

レーションなどを通じて、グローバルな描像を明らかにしたの波数を求めなければならないという課題がありました。
私たちの研究では、幸運なことに、プラズマ不安定性が起きやすい磁気赤道で「あらせ」が地磁気脈動を観測した際に、地上の観測点でも同様の地磁気脈動を捉えた事例がありましいと考えています。
参考文献1）
Yamamoto, K., Nosé, M., Kasahara, S., Yokota, S., Keika, K., Matsuoka,A., et al.（2018）. Giant pulsations excited by a steep earthward gradient ofproton phase space density: Arase observation. Geophysical Research Letters,
45, 6773 – 6781. https://doi.org/10.1029/2018GL078293

図１：（a）「 あらせ」が 観 測したプロトン（約
110 keV）の位相空間密度とその地球―反地
球方向の勾配。
（b）「 あらせ」が観測した背景磁場方向の磁場変動。内側（地球方向）
への勾配が強い時間帯で地磁気脈動が観測されています。
（c）「 あらせ」の位置の磁力線につながる地上観測点での地磁気東西成分の変動（ 赤 線：Sodankylä、 青 線：
Muonio）。位相差が大きいほど、地磁気脈動の波数が大きいことを意味します。

16

ISASニュース

あらせ特集号

イオン「あらせ」による分子イオン観測：
電離大気流出のなぞに迫る

東京大学大学院  理学系研究科

関 華奈子（せき かなこ）

私たちに最も身近な宇宙、地球磁場の影響がおよぶ宇宙空間である磁気圏は、荷電粒子が飛び交うプラズマの世界です。
地表付近では中性の酸素分子や窒素分子が主成分の地球大気ですが、高度 90 kmよりも上空になると太陽からのX線や極端紫外線放射により電離され、高度とともに電離度は上がります。こうした電離大気は高度 250 km付近に密度の極大を持ち、電離圏と呼ばれます。一方で、惑星間空間には、太陽大気の一部が常に吹き出しており、電子と陽子が主成分の平均 400 km/sという高速なプラズマの流れ、太陽風が吹いています。この太陽風が固有磁場を持つ惑星に吹きつけると磁気圏が形成され、磁気圏内には太陽起源と地球起源のプラズマの両方が存在しています。この２つの起源を持つプラズマの割合は、宇宙環境の荒れ具合によって大きく変動し、静穏時は太陽起源のプラズ
マが支配的な地球磁気圏ですが、宇宙環境が非常に荒れた状態である大磁気嵐時には、地球起源プラズマの寄与が各段に上がることが、「あらせ」（ERG）の打ち上げ前から指摘されていました。その原因は、磁気嵐により地球からの電離大気流出が大きく増加するからですが、そのメカニズムはよくわかっていません。

図：「あらせ」が観測した45 keVのイオンの飛行時間（TOF）スペクトル分布。
2017 年 4 月 4日の小規模な宇宙嵐開始時の30 分間のスペクトル。宇宙嵐開
始前にみられなかった分子イオンが、宇宙嵐開始時に検出された。

私たちの住む地球が、海を持ち、快適な気温を保っていられ電離圏からの大気流出の効率のよさの指標になります。今回、るのは、ちょうどよい気圧と組成を持つ大気があるからです。

私たちは「あらせ」搭載の２つのイオン観測機器MEPiとLEPiの

広く宇宙に目を向けると、系外惑星がたくさんみつかっていま

観測を用いて、磁気圏での分子イオンの出現頻度を明らかにすが、大気を持ち続けることができるかを判断する重要な要素することに挑戦しました。分子イオンを確実に計測するためにに、主星からの放射や星風（太陽の場合は太陽風）によって駆は、TOFモードという特殊な観測データが必要です。この観測

動される大気流出が激し過ぎないことが挙げられます。たとえは、同じエネルギーの粒子だけを取り出した場合、質量によりハビタブル（生命生存可能）ゾーンと呼ばれる領域に地球サイ速度が違うことを利用して、到達時間の違いから質量を分別す

ズの系外惑星があったとしても、大気がなければ液体の水を安るもので、イオン種毎に検出器に到達する時間が異なる様子を

定に表層に保持することはできず、地球のような海を持つハビ示すデータから、分子イオンの存在を確実に同定することがでタブル惑星にはならないからです。地球程度の重力を持ち、強きます。このようなTOFモード観測を長期間実施することによい固有磁場を持つ惑星の場合、酸素や窒素などの比較的重いり、「あらせ」は、磁気圏にはこれまで思われていたよりもずっ

大気成分の流出は、主に極域からの電離大気流出の形で起こりと高頻度に分子イオンが存在すること（図を参照）を明らかにます。すなわち、磁気嵐時の地球からの電離大気流出メカニズ

しました。このことは、大磁気嵐時だけでなく、弱い磁気嵐時

ムを理解することは、固有磁場を持つ地球型惑星の大気進化をにも、分子イオンが頻繁に磁気圏に流出していることを意味し考える上でも重要な知見を与えます。
観測的には、磁気嵐時に大きく増えることが知られている地ており、地球からの電離大気流出メカニズムの再考を迫っています[Seki et al., GRL, 2019 ]。

球起源プラズマの主成分は酸素原子イオン（O+）です。O+は

なぜ磁気嵐時には頻繁に低高度電離圏から大気流出が起こ

電離圏の密度極大高度付近の主成分であり、これまでにも多るのでしょうか？そのメカニズムを調べるために、電離圏を測くの科学衛星により地球大気起源プラズマのトレーサーとして定する非干渉散乱レーダー EISCATと「あらせ」の同時観測を実観測されてきました。一方で、より低高度の電離圏の主成分は施しました。その結果、分子イオンが磁気圏に存在している

O 2 +やNO+のような分子イオンです。しかし、原子イオンにのと同時期に、磁気嵐時の特殊な電場によるジュール加熱が、比べて重い分子イオンは、大気流出が通常始まると考えられて低高度からのイオン上昇流を引き起こすことが示されました

いる高度 400 kmより上には殆ど存在しません。ところが、非[Takada et al., JGR, 2021 ]。さらに、長期間のEISCAT観測データ

常に宇宙環境が荒れている大磁気嵐時には、磁気圏にも分子イ解析を実施した結果、磁気嵐時には夜側電離圏への電子の降りオンが存在することが、過去の衛星観測で数例報告されていま

込みが低高度からのイオン上昇流を引き起こし、分子イオンをした。このことは、大磁気嵐時には、より地球大気の深いとこ

より上空に持ち上げることで大気流出に寄与していることもわ

ろ、低高度から大気流出が起こっていることを示唆しています

かりつつあります。今後、EISCAT- 3 Dという次世代レーダーにが、微量成分である分子イオンの計測の難しさも相まって、そよる電離圏観測も計画されており、「あらせ」と地上レーダー観の頻度や流出メカニズムは、長年なぞのままでした。
磁気圏における分子イオンの観測頻度を知ることは、低高度測とのさらなる連携により、新たな地球大気流出の描像が明らかになることが期待されています。

ISASニュース

あらせ特集号17イオン

ジオスペースにおけるO+イオン高密度領域の形成について能勢 正仁
名古屋大学  宇宙地球環境研究所（のせ まさひと）

ジオスペースにおけるプラズマは、時として、O+イオンの化に伴って、O+イオンの増加が現れており、そのエネルギー

密度が急激に増加し、イオン組成が大きく変わることがありは 1 keVくらいから始まって 10 eV辺りまでゆっくりと変化します。背景プラズマのイオン組成は、その場所で生起する数ていました。これは、オーロラ帯の電離圏から「あらせ」の位

多くの電磁気現象の性質を支配するパラメータであるため、

置までO+イオンが磁力線に沿って飛んでくる間に、イオンのその変化原因や変化領域を明らかにすることが極めて重要で速度によって到達時間が変わっていくという速度フィルターす。1980 年代後半以降、高度 20000 km ～ 25000 kmあたり効果によるものと考えられます。一方、H+イオンについては+（GPS衛星が飛翔する高度）の朝側を中心とする「O イオン高密

あまり明確な増加はみられませんでした。すなわち、サブス度領域」の存在が指摘されてきました。その生成機構について

トームが起こるたびに、O+イオンのみが選択的に電離圏からは、リングカレント高エネルギー粒子とプラズマ圏低エネル

ジオスペースに供給されていることが示されています。この

ギー電子の相互作用の結果、熱エネルギーが電離層に輸送さような例は、「あらせ」が夜半球を飛翔している 14 か月分の+れ、それによって電離圏のO イオンがジオスペースに漏れ出データから 55 例みつかっており、一般的に起こっている現象

してくるというアイデアが提唱されてきましたが、このアイと考えられます。さらに、計算機シミュレーションを実施す

デアでは、O+イオン高密度領域が朝側に集中する理由を説明ることにより、ジオスペースに供給されたこれらのO+イオン

できないため、新たな観測やアイデアの提唱が望まれていまはゆっくりと朝側に動いていき、その空間分布は、これまでした。

に報告されてきたようなO+イオン高密度領域の形状と非常に「あらせ」の観測により、サブストームが起こった時に、真+似ていることが明らかになりました。これは、電離層から出夜中のオーロラ帯から非常に多くの低エネルギー O イオンてきたO+イオンが低エネルギーであるため、共回転電場によ（~ 10 eV）がジオスペースに向かって流れ出していることが明る西向きのドリフト効果が強く現れ、真夜中から西へ向かっ

らかになりました。図 1 は、その一例を示しています。Wp指て朝側に移動することによると考えられます。ジオスペース

数はサブストームの発生を示す指数で、赤矢印で示したようにおけるO+イオン高密度領域分布の朝夕非対称性をうまく説に連続して 3 回サブストームが起こっていることが分かりま

明することのできる、この新たな形成機構の提唱は、「あらす。この時、高度約 30000 kmのほぼ真夜中辺りを飛翔していせ」の観測データ解析と計算機シミュレーションの両面から可た「あらせ」は、サブストームに伴って磁場双極子化（ΔHの増能となったものです。

加）が発生していることを観測していました。この磁場双極子

図1：サブストームの発生に伴って真夜中のオーロラ帯からジオスペースに流れ出した低エネルギー O+イオンの観測例。上から順に、サブストームの発生を示すWp指数、「あらせ」が観測した磁場変動、H＋イオンフラックス、O+イオンフラックスを表示している。サブストーム（Wp指数の増加）が連続して3 回発生した時に、「あらせ」は磁場双極子化（ΔHの増加）と1 keVから10 eVあたりまでエネルギーが変化するO+イオンフラックスの増加を観測していた。

18

ISASニュース

あらせ特集号

イオン

The Change in the Plasma Sheet Source
During a Large Storm

Physics and Space Science Center, University of New Hampshire※

Lynn Kistler（リン キスラー）

Recent simulations [Glocer et al., 2020 ] have indicatedby Wind/SWE. Prior to the first main phase, the agreementthat the source of the nightside plasmasheet can change

between the three spacecraft is very good, indicating asubstantially from solar wind to the ionospheric as a storm

predominantly solar wind source for the plasma sheet. During

develops. The source of the plasma sheet can be determined

the first storm main phase, when Bz is negative, the He++/

from the composition. While both the solar wind andH+ measured by Arase is significantly lower than that in theionospheric plasma sources contribute significant H+, the solar

solar wind, indicating a strong ionospheric contribution towind minor species consist of high charge state ions such

the H +. During the recovery phase, MMS moves into the

as He

++

+6

and O , while the ionospheric heavy ions are singly

magnetosheath, and so measures a solar wind population,

charged. Both Arase and Magnetospheric Multiscale mission

but Arase shows that the plasma sheet has transitioned back

（MMS）are able to measure He++, so He++ can be used as a

to a predominantly solar wind source. During the second+++

solar wind tracer. Comparing the He /H ratio in the solar

southward Bz time period, Arase measures two additional

wind with that in the plasma sheet allows us to determine thetime periods with a strong ionospheric contribution.

fraction of the H+ that comes from the ionosphere.

These measurements have shown that during aDuring a storm on Sept 7 - 9 , 2017 , the Arase apogee wasstorm, the plasma sheet source changes dramatically fromon the nightside, while MMS was coming inbound throughpredominantly solar wind to predominantly ionospheric, inthe nightside plasma sheet pre-storm, and outbound towards

agreement with the Glocer et al. [ 2020 ] simulations. Arasethe dawnside magnetosheath during the recovery phase.

plays a key role in this study by providing the plasma sheet

Figure 1 summarizes the event. The top two panels show

composition during the storm main phases, when MMS is off

the IMF Bz and the SYM-H index. There are two time periods

or in the magnetosheath.

when IMF Bz turns strongly southward, indicated with orange
vertical lines, and both time periods correspond with a drop in

Reference:

the Sym-H index, indicating storm main phase time periods.

Glocer, A., Welling, D., Chappell, C. R., Toth, G., Fok, M.-C., Komar,C., et al.（2020）. A Case Study on the Origin of Near-Earth Plasma.
Journal of Geophysical Research（Space Physics）, 125（ 1）, e 28205 .
http://doi.org/10.1029/2020JA028205

The next three panels show the Arase H+ energy spectrafrom MEP-i and LEP-i, and the H+ and He++ densities. These
are followed by the MMS/HPCA H+ energy spectrum and H+
and He++ densities. The bottom panel compares the He++/H+※ also at Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya
University

ratio at MMS and Arase with that measured in the solar wind

Figure 1. Data during the Sept 7- 8 , 2017 geomagnetic storm.

ISASニュース

あらせ特集号19ノイズとの戦いと共存
京都大学  生存圏研究所

小嶋 浩嗣（こじま ひろつぐ）「あらせ」のように、電磁場を捉える観測器が搭載される場

いかと思います。上のプロセスの中で一番時間がかかるのが、合は、厳しいEMC基準が設定されます。EMC（ElectroMagnetic「高いレベルのノイズがみつかった場合の原因究明と対策」でCompatibility）は、「他の機器の性能劣化や誤動作を起こすノす。特に対策は、担当メーカーの方々と議論して軽減方法を

イズを出さないで下さいね」というものです。本来、EMCは、探ります。EMCは、多くの人たちの時間と体力と予算!を消耗「ノイズに対して強くする」という、逆の項目もあります。たしながら進んでいきますが、私としては、「搭載機器を一つ一だ科学衛星のEMCの場合、観測対象は微弱な自然現象である

つ」みられることと、対策を練る段階で、それぞれの機器の仕ことが多く、結局、「ノイズを出さないようにする」、という組みや機能を知ることができて、とても勉強になったと思っ立場でEMCを考えることが多いです。
「あらせ」でも相当な時ています。

間がEMCに費やされました。なぜEMCに時間がかかるかとい

対策と測定を繰り返すEMCですが、いくつかのノイズはうと、搭載機器一つ一つを、宇宙研の磁気シールドルーム内

残ってしまいます。観測データをみると明らかに、ノイズとに持ち込んで、ノイズを測定するからです（EMもFMも）。単

みられるスペクトルが現れています。中には、宇宙に行って体EMCと呼ぶこの試験では、「試験系設定」、「供試体の動作確からみつかるノイズもあります。このようなノイズは結局、認」、「供試体offで背景ノイズの測定」、「供試体からのノイズ

原因はわからないまま共存、ということになります。1992 年

測定」、「高いレベルのノイズがみつかった場合の原因究明とのGEOTAILから本格的に始まった科学衛星EMCですが、それ対策」、という作業を行います。測定を担当するのはJAXAの以後の衛星で繰り返し対策や設計方針の改訂が行われ、「あらみなさんと、ノイズの影響を一番受ける、プラズマ波動・磁せ」ではEMC試験で発見されるノイズはかなり減ったと思いま

場観測チームです。一つの機器に 3 ～ 7日かかりっきりになす。EMC技術は衛星に限ったものではなく奥が深いです。科ります。合計すると、チーム担当者は、自分の機器の試験を

学衛星においても今後ますます技術的に進歩していくのではしているより、EMC試験をしている時間の方が長いのではなないかと期待しているところです。

デジタルトランスフォーメーションと「あらせ」金沢大学  学術メディア創成センター「あらせ」搭載のプラズマ波動・電場観測器（PWE）は、宇上のデータレコーダーにいったん蓄積し、選別したデータ

宙空間の電磁場の振動（波）を捉え、観測結果を地上伝送しだけを地上に下ろすバーストデータがあります。バースト

6

ます。PWEは常時、毎秒約 6 メガビット（6 × 10 個）のデー

データは、毎週のWeb会議で、先行して地上伝送した通常タを生成しており、これをさばくために 2 つの専用CPU上でデータを 1 週間前までさかのぼって確認し、興味深い観測

計 14 個の「アプリ」が、相互連携しながら働いています。動

イベントを厳選してから次週に地上伝送します。海外出張

画アプリでおなじみのデータ圧縮や、ドライブレコーダー

を含め、メンバーが世界中のどこにいても開催する毎週ののように大振幅の波を検知して前後の時刻のデータを詳細

Web会議が多くの科学成果に結びつきました。

記録するトリガ機能など種々の機能が搭載され、スマホア

新型コロナ感染症拡大のさなかも、「あらせ」が変わりな

プリと同様、衛星打上げ後もアップデートを重ねてPWEはく運用できるのは、このように当初から積極的にデジタル

進化しました。

技術を採用してきた賜物でしょう。とはいえ、宇宙研に何観測領域の放射線環境は非常に厳しく、CPUとPWE各コ

日も引きこもって行った動作検証試験、打上げ後の機器立ンポーネント間の通信ラインのリンク切れやメモリの 1 bit

上げ・アンテナ伸展など、声をかけあって手順を進めた日々

エラー等が頻発し、運用初期は深夜でも携帯電話に緊急連が懐かしく思い出されます。作業終了後に、みんなで成功

絡が来ることが茶飯事でした。PWE班は主要メンバーが金を分かち合うあの雰囲気は、やはり対面でなければ味わえ

沢・仙台・京都・名古屋・富山など各地に分散し、即座にません。コロナ禍が早く収束し、「あらせ」打上げ 6 周年を相模原に駆け付けられないため、宇宙研とWeb会議ツール

みんなで盛大にお祝いしたいと心から願っております。

で音声・映像を共有しつつ、復帰手順を打つ臨時運用をたびたび実施させてもらいました。
PWEの観測データは、常時取得する通常データと、衛星20

笠原 禎也（かさはら よしや）

ISASニュース

あらせ特集号

地上観測、
海外衛星との連携、その他

2017年3月、
奇跡の衛星・地上同時観測
電気通信大学大学院  情報理工学研究科

細川 敬祐（ほそかわ けいすけ）

極地方の夜空を彩るオーロラは、高さ100 km付近に存在す

ばれる電磁波のデータ（カラーのプロット）を示します。左側のる酸素や窒素などの大気が発光する現象です。オーロラが光っ北欧の例では、数秒の周期で明滅をくりかえす「脈動オーロラ」ている場所には、ジオスペースから地球の磁気に導かれて高いとコーラス波動の強度が1対 1に対応していることがみて取れエネルギーを持った電子（オーロラ電子）が落ちてきています。

ます 1。これは、コーラス波動によって電子がリズミカルに地球

オーロラは、渦巻いたり、脈を打ったり、多種多様な形態・変大気にたたき落とされ、そのリズムがオーロラの「脈打ち」をつ化を示しますが、それらの変動を支配する物理過程を理解する

くりだしていることを示しています。右側のアラスカの事例は、ためには、オーロラ電子の巣であるジオスペースの直接探査が秒以下の時間スケールにズームインして両者の対応をみたもの

不可欠です。特に、衛星によってジオスペースを直接探査しなですが、オーロラの「またたき」がコーラス波動の「さえずり」にがら、対応する地上の領域をカメラで同時に撮像することが重よって完璧にコントロールされていることが分かります。この他

要になります。しかし、衛星観測と地上観測のそれぞれを専門にも、3月末の奇跡の3日間に得られたデータによって、脈動オーとする研究者が、密に連携して同時観測を立案・実施すること

ロラに関する様々な実証的研究を行うことができています 2 - 7。

は、あまり行われてきませんでした。私たちは、「あらせ」が打「あらせ」と地上の協調観測は、国際連携の枠組みに発展する形

ち上げられる数年前から、世界でもあまり例がない衛星・地上で継続され、さらに多くの同時観測事例が積み上がっています。

連携観測を行うための準備を進めてきました。オールジャパン

ジオスペースと地球大気の間の「目ではみえない繋がり」を、この体制で、北欧およびアラスカに計 8 式の高速撮像カメラを設れらの「奇跡の同時観測」によってさらに詳しく調べていければ置し、「あらせ」の探査領域と磁力線で繋がった場所を広くカと考えています。

バーするオーロラ観測網をつくりあげました。しかし、「あら関連論文  :

せ」がカメラの観測視野の中を通過する機会はそれほど多い訳

1. Hosokawa, K., et al., Scientific Reports, 10, 
https://doi.org/10.1038/s41598-020-59642-8, 2020

ではありません。また、地上からのオーロラ観測には、観測の成否が天候に左右されるという大きなハンデもあります。良い同時観測行うためには、数年間の「しんぼう」が必要になることを覚悟しながら、衛星の打ち上げを迎えました。
「あらせ」が定常観測を開始したのは2017年3月の終わり頃でした。北極では、4 月に入ると夜はどんどん短くなり、オーロラ観測を実施できる時間が急速に減っていきます。最初のシーズンで残されたチャンスは 3 月末の10日間、このチャンスを逃せば、翌年の冬まで同時観測の機会を待たなければなりません。その10日間も2. Ozaki, M., et al., Geophysical Research Letters, 45, 
https://doi.org/10.1029/2018GL079812, 2018
3. Hosokawa, K., et al., Journal of Geophysical Research, 126, 
https://doi.org/10.1029/2020JA028838, 2021
4. Fukizawa, M., et al., Geophysical Research Letters, 45, 
https://doi.org/10.1029/2018GL080145, 2018
5. Ozaki, M., et al., Nature Communications, 10, 
https://doi.org/10.1038/s41467-018-07996-z, 2019
6. Kawamura, S., et al., Journal of Geophysical Research, 124, 
https://doi.org/10.1029/2019JA026496, 2019

終わりにさしかかった頃、千載一遇のチャンスが巡ってきまし7. Miyoshi, Y., et al. Scientific Reports, 10, 
https://doi.org/10.1038/s41598-021-92611-3, 2021

た。まず、3 月29日に北欧のカメラの観測視野内を「あらせ」がプレスリリース:

通過しているときに、活動的なオーロラが数時間にわたって観宇宙の電磁波の「さえずり」がオーロラの「またたき」
を制御（電気通信大学）

測されました。その翌日にはアラスカ、さらにその翌日には再https://www.uec.ac.jp/about/publicity/news_release/pdf/20200305.pdf

び北欧において、「あらせ」との同時観測を達成することができ動画:ました。わずか10日間のチャンスの最後の 3 晩に良い観測事例が得られたのです。図1に、オーロラの時間変化（白黒のプロット）と、同時刻に「あらせ」によって観測された「コーラス」と呼脈動オーロラの主脈動とコーラスバーストの対応関係を示した動画
https://static-content.springer.com/esm/art%3A10.1038%2
Fs41598-020-59642-8/MediaObjects/41598_2020_59642_
MOESM3_ESM.mov

図：北欧
（左）
、アラスカ
（右）における脈動オーロラとコーラス波動の同時観測事例、オーロラ画像の南北断面を時系列にした白黒の図はオーロラの脈打ちを示す。カラーの図で示されているコーラス波動の強度と1対1の対応があることが分かる。

ISASニュース

あらせ特集号

21

地上観測、
海外衛星との連携、その他

一瞬だけ光る少し珍しいオーロラ☆
金沢大学  理工研究域電子情報通信学系

尾崎 光紀（おざき みつのり）

オーロラは、カーテン状や雲状などさまざまな形態があり、発光時間も数秒から数時間輝くものなど多様な出現時間を示します。アラスカでは、わずか数百ミリ秒しか発光しない雲状のフラッシュオーロラが観測されていました。フラッシュオー
ロラは、1970 年代よりジオスペースの孤立コーラス波動と高エネルギー電子のピッチ角散乱によって生じていると予想されていました。ここで、孤立コーラス波動は、数百ミリ秒の存続時間を示し、背景磁場の約 1％に到達することもあるほど大振
幅かつ周波数変動を伴う非線形な電磁波です。このため、孤立コーラス波動とフラッシュオーロラの対応を明らかにすることができれば、非線形な波動粒子相互作用過程の瞬間（ミリ秒
オーダー）をオーロラとして可視化でき、ジオスペースにおける高エネルギープラズマの瞬時的な生成と消失の理解に大きく貢献します。これを実現するには、地上ネットワーク観測と協力し（国際協調により、世界各地に地上ネットワーク観測が構

図２：フラッシュオーロラの数値計算イメージ（QRコードより、解説動画をご覧いただけます）

築される様子は、https://www.isee.nagoya-u.ac.jp/dimr/PWING/

示すのかは、「あらせ」と地上観測だけでは分かりませんでしの観測だよりからご覧ください）、フラッシュオーロラと同た。これを理解するには、孤立コーラス波動の発生域からのじ磁力線で結ばれるジオスペースで、孤立コーラス波動の一伝搬過程が重要と考え、我々は磁気圏での孤立コーラス波動

つ一つの波束を分解する高時間分解能・高い電磁界検出感度の詳細な伝搬解析と電離圏でのオーロラ発光計算を組み合わかつ電磁的にクリーンな衛星環境での、その場観測が必要でせた計算モデルを新たに開発しました。そして、コンピューす。
「あらせ」は、「あけぼの」、「GEOTAIL」に搭載されたプラ

タ上で地上より観測されたフラッシュオーロラの形状変化とズマ波動観測装置開発より脈々と築き上げられてきたEMC対時間特性を再現することに成功しました（図 2 参照）。数値計

策技術（コラム「ノイズとの戦いと共存」をご参照ください）の算の結果、フラッシュオーロラが雲状に低緯度側に拡大する集大成として、世界トップクラスのクリーンな電磁環境を有のは、磁気圏の孤立コーラス波動が発生域につながる磁力線する科学衛星です。さらに、機上デジタル処理による高時間

から少しずつ逸脱し地球側に偏って伝搬するためであるとい

分解能の膨大な観測データを限られた容量に抑えるデータ圧

うことを明らかにしました※３、４。

縮技術などにより、定常観測開始直後の 2017 年 3 月 30 日に、

コーラス波動と電子群との波動粒子相互作用は、地球だけ「あらせ」は離散的な孤立コーラス波動を捉えました。同時に、でなく木星や土星など固有磁場をもつ惑星においても生じて「あらせ」と 3 万km以上離れた磁力線でつながるアラスカ付近いることが知られています。地球磁場強度の約 1％の固有磁場

では、まるでストロボ発光のようなフラッシュオーロラを検しかもたない水星では、まだコーラス波動は観測されていま出していました。こうして、フラッシュオーロラの数百ミリせん。しかし、磁化惑星である水星でもコーラス波動は水星秒という短い出現時間は、最新の「あらせ」と地上ネットワー

磁気圏における電子ダイナミクスに深く関与していると考え

ク観測との協調観測（図 1 参照）により解明されました

※１、
２

。

られます。「あらせ」が明らかにする最新のジオスペース描像

しかし、なぜフラッシュオーロラがちぎれた雲状の形状をと水星に向けて航行中の水星磁気圏探査機「みお」（2018 年打上げ）による水星でのプラズマ波動観測※５ から、水星磁気圏理解への応用がこれから期待されます。
※１ Ozaki, M., Miyoshi, Y., Shiokawa, K. et al. Visualization of rapid electron
precipitation via chorus element wave–particle interactions. Nat
Commun 10 , 257（2019）. https://doi.org/10.1038/s41467-018-07996-z※２ 金沢大学ウェブサイト https://www.kanazawa-u.ac.jp/rd/63906※３ Ozaki, M., Inoue, T., Tanaka, Y., Yagitani, S., Kasahara, Y., Shiokawa, K.,
et al.（2021）. Spatial evolution of wave-particle interaction region
deduced from flash-type auroras and chorus-ray tracing. Journalof Geophysical Research: Space Physics, 126 , e 2021 JA 029254 .
https://doi.org/10.1029/2021JA029254※４ 金沢大学ウェブサイト https://www.kanazawa-u.ac.jp/rd/94176

図1：「あらせ」と地上ネットワーク観測による協調観測イメージ（QRコードより、
孤立コーラス波動とフラッシュオーロラの同時観測例をご覧いただけます）© ERG science team
22

ISASニュース

あらせ特集号※５ Yagitani, S., Ozaki, M., Sahraoui, F. et al. Measurements of Magnetic
Field Fluctuations for Plasma Wave Investigation by the Search
Coil Magnetometers（SCM）Onboard Bepicolombo Mio（Mercury
Magnetospheric Orbiter）. Space Sci Rev 216 , 111（2020）.  

https://doi.org/10.1007/s11214-020-00734-2

地上観測、
海外衛星との連携、その他「あらせ」と地上観測による赤いオーロラの発生原因の探査塩川 和夫
名古屋大学  宇宙地球環境研究所（しおかわ かずお）

オーロラは北極や南極で緯度が 70 度付近に地球を一周する

着をつけることができると考えられます。しかし、「あらせ」ようにベルト状に現れることが知られています。これをオーはどんどん動いて行ってしまうので、「あらせ」が上空を通過

ロラ帯と呼びます。このオーロラ帯よりも少し低緯度側に、している際にうまくSARアークが現れている例を見いだすこ

特に磁気嵐の時に赤いオーロラが現れることが知られており、とは容易ではありません。私たちは、「あらせ」の 2016 年度のStable Auroral Red（SAR）アークと呼ばれてきました。この打ち上げに合わせて、SARアークが発生しやすいオーロラ帯

SARアークは、大磁気嵐の時に日本で観測される赤いオーロのすぐ低緯度側にあたる緯度 60 度付近のロシア、カナダ、アラの原因の一つとも考えられています。

イスランド、アラスカ、北欧 2 か国に、合計 8 台の高感度全天

なぜ低緯度側に特異な赤いSARアークが光るのでしょう

カメラを設置して観測を続けてきました 1。この結果、うまくか？オーロラが赤く光る原因は、数十電子ボルト以下の低い

SARアークの上空を「あらせ」が通過しているケースをこれまエネルギーの電子が大量に降り込むことで、地球大気の酸素でに 2 例得ることができ、これらを 2 つの論文として発表する原子が励起されて光っているためです。このエネルギーは、ことができました 2 , 3。これらの研究により、SARアークは主オーロラ帯のオーロラを作る電子のエネルギーの 10 － 100 分にクーロン衝突による電子の加熱で発生していること、発生の 1 以下です。このように低いエネルギーの電子だけを大量直後のSARアークには電磁波動も関与していることが新たにに降りこませるメカニズムとして、これまでは、クーロン衝示されました。これらの結果は、直接観測を使ってSARアー

突と波動粒子相互作用という２つの説が提案されていました。

クの生成メカニズムを世界で初めて同定した結果であり、日磁気嵐で地球近くまで侵入してきた数千から数万電子ボル本でみられる赤いオーロラの発生原因の解明にも貢献していトという高エネルギーのイオンが、クーロン力を通した間接ます。今後はさらにこのような観測例を増やすとともに、同的な衝突やイオンが立てる電磁波動を介して、地球近くに大じ緯度帯で近年注目されているSTEVEという特殊な紫色のオー量に存在する地球大気起源の電子を加熱することで、この大ロラの衛星―地上同時観測にも挑戦しています。「あらせ」が量の低エネルギー電子ができる、という考え方です。しかし観測している内部磁気圏には、STEVEの原因となるような未知

クーロン衝突と波動粒子相互作用は全く異なるメカニズムで、の現象が存在している可能性があり、今後の観測成果が期待

どちらが効いているかを直接観測で同定する研究はこれまでされます。

ほとんど行われていませんでした。

1. K. Shiokawa et al., Earth, Planets and Space, 69 :160 , doi: 10 .1186 /s 40623 017 - 0745 - 9 , ( 2017 ).

「あらせ」は、このSARアークの原因となるメカニズムが発生している内部磁気圏を飛翔して、広いエネルギーのイオン
や電子、電磁波動を観測しています。そこで、SARアークが発生しているときに、その上空をうまく「あらせ」が通過してい

2 . Y. Inaba et al., J. Geophys. Res., 125 , https://doi.org/10.1029/2020JA028068(2020).
3 . Y. Inaba et al., J. Geophys. Res., 126 , https://doi.org/10.1029/2020JA029081(2021).

る例をみつけ出せば、このSARアークの発生原因の議論に決

地理緯度

熱フラックス量

衛星位置での赤い光
の明るさ

地理経度
図１：
（左）2017年 3月28日にフィンランドのニロラ観測点で観測されたSARアークとその上空を横切った「あらせ」の軌道。赤い光のみを透過させるフィルターを装着したカメラで観測しており、光の強さをレイリー（R）という単位で表している。画面の上半分の白い部分がオーロラ帯のオーロラ。その南側の緯度 60 度付近で東西に延びた薄い白い帯がSARアーク。画面の上端や下端にみえる黒い影はカメラの周囲の森林。22時08分頃に衛星がSARアーク上空を通過していることがわかる。
（右）上のパネルは、「あらせ」で観測された高エネルギーイオン量と地球大気起源の電子量から、クーロン衝突を仮定して計算された電子の熱フラックス量。下のパネ
ルは左の画像データから抽出された衛星位置での赤い光の明るさ。赤・黒・青の3 本の線は、発光高度の仮定や磁場モデルを変えて抽出したもので、どれもほぼ同じ曲線になっており、モデルや高度仮定に依存しないことがわかる。熱フラックス量と比べてピーク位置が少しずれているのは、衛星位置をカメラ画像上に投影する際に使用したモデル磁力線の不確定性によると思われる。この「あらせ」のSARアーク上空通過の際は、電子を加熱することができる電磁波動は観測されておらず、クーロン衝突がSARアークの原因と考えられる。Inaba et al. ( 2020 )の図を本稿用に加工。

ISASニュース

あらせ特集号

23

地上観測、
海外衛星との連携、その他

国際宇宙ステーションや昭和基地との磁気共役観測例

国立極地研究所  宙空圏研究グループ

片岡 龍峰（かたおか りゅうほう）

国際宇宙ステーション（ISS）で宇宙線の観測を行っている

捉えた際にも、その中間圏電離の直接的な原因であるMeV電

カロリメータ型宇宙電子線望遠鏡（CALET）の運用データをみ子のスパイクを「あらせ」が観測していた、という幸運な例もていると、高緯度地域を通過する際にMeV電子が大量に降りあります（Kataoka et al., 2019 EPS、極地研プレスリリース 2、注いで来る現象（Relativistic Electron Precipitation＝相対論的

https://www.nipr.ac.jp/info/notice/20190208.html 、 エディター

電子降下）が起こっていることに気が付きます。REPは、ISS

ハイライト）。PANSYと「あらせ」の共役観測研究は、その後も船外活動中の被ばく要因の一つとしても注目されているため発展しており、オーロラ爆発が始まる前のgrowth phaseの（Ueno et al., 2019 , Space Weather）、その成因を明らかにする

時点で、活発なプラズマ波動の影響によらないMeV電子の降ことは、有人宇宙活動を支える研究課題でもあります。このり込みによる中間圏電離が普遍的にみられる、ということもISSで観測されるREPの成因については、「あらせ」とISSが同じ

明らかになりつつあります（Murase et el., 2021 , submitted to

磁力線上に配置される磁気共役同時観測によって、コーラス

JSWSC）。

やEMICといったプラズマ波動であること、また、プラズマ波

これらの例のように、ISSや地上で観測される高エネルギー動の種類によって、ISSで観測されるREPの時系列の特徴が異現象の具体的な成因は、磁気圏の直接観測データから明確になることが明らかになりました（Kataoka et al., 2020 , JGR）。

絞り込まれ、ひとつひとつ謎が解き明かせる時代となってお磁気共役同時観測というのは、昭和基地と磁力線のつなり、そのためにも「あらせ」は欠かせない存在となっています。

がったアイスランドにおいて、国立極地研究所が長期にわた

また、紹介した例は、単なる幸運という話ではなく、計画準りオーロラ観測を展開している最大の理由でもあります。「あ備の当時から長期にわたって、そういった磁気共役観測実現らせ」
・昭和基地・アイスランドが磁気共役となった絶好のタのチャンスを最大化する努力を重ねてこられた「あらせ」関係

イミングで、オーロラ爆発が起こった、という例もありまし

者の先見と、その恩恵のひとかけらにあずかれた例であるこた。驚いたことに、オーロラ爆発は南北半球で非対称に発展とも申し添えたいと思います。

し、その一因である主磁場の歪みが「あらせ」で捉えられています（Uchida et al., 2020 , GRL）。また、昭和基地の大型大気レーダー PANSYが、オーロラ爆発の瞬間に、普段は電離のみられない中間圏 65 km高度が電離する、という珍しい現象を

図 1：（極地研プレスリリース 1 : https://www.nipr.ac.jp/info/notice/20200904.html, Kataoka et al., 2020 , JGR ）あらせ衛星のプラズマ波動観測データ（左）と、国際宇宙ステーションでのREPの観測データ（右）。上から順に、EMIC波動によるREP、コーラス波動によるREP、静電ホイッスラー波動によるREP。

24

ISASニュース

あらせ特集号

地上観測、
海外衛星との連携、その他「あらせ」と北欧EISCATレーダーとの共同観測から、
EISCAT_3Dレーダーとの連携へ
小川  泰信
国立極地研究所  国際北極環境研究センター（おがわ やすのぶ）「あらせ」が観測する磁気圏内のプラズマや波動が、地球の加を同時に比較した研究結果（Takada et al., 2021）は、分子イ

大気とどのように影響しているかを調べる上で、地上の光学オンが磁気圏にどのように供給されるかを理解する上で重要機器ネットワーク観測等に加え、地上レーダーとの連携観測な研究成果と言えます。その他に、昼側での高エネルギー降が重要です。特に、北欧のEISCAT（欧州非干渉散乱）レーダー

下粒子の起源や、サブストーム時の磁気圏から電離圏への降は、磁気圏から極域電離圏に降り込む電子のエネルギー分布

下粒子の特徴などの研究成果も、この共同観測から得られつや、磁気圏に流出し始める電離圏イオンの動きや温度を測定

つあります。

可能な大型観測装置です。「あらせ」と共同で観測を行うこと

この「あらせ」とEISCATレーダーとの共同観測の主な弱点とにより、地球大気と磁気圏との繋がりの定量的な理解が深ま

しては、EISCATレーダーの観測領域が磁力線に沿った１方向ります（図 1 の左側参照）。

（線観測）の電離圏のみであることが挙げられます。この磁力

この「あらせ」とEISCATレーダーによる共同観測の研究対象線に沿った同一領域を「あらせ」が上空で観測する時間は非常

としては、（１）朝側における脈動オーロラとコーラス波動/に限られており、「あらせ」とEISCATレーダーで同じ現象をみ

ピッチ角散乱との関係の研究、（２）夜側における電離圏イオているかどうかの問題は多くの共同観測イベントで生じます。

ンの磁気圏への流出現象、（３）オーロラサブストーム発生時

それを克服できる新たな大型観測施設がEISCAT_ 3 Dレーダーの降下粒子の研究、等が挙げられます。これらの研究内容とです（図 1 の右側参照）。EISCAT_ 3 Dレーダーは極域電離圏を共同観測におけるデータポリシーをまとめた白書を、「あら3 次元的に観測可能であり、それにより、「あらせ」の観測領せ」打ち上げ前の2016年9月、10月に用意し、EISCAT科学協会（6域から磁力線を辿った電離圏のプラズマ物理量を広い範囲でつの加盟国と 5 つの準加盟機関で現在構成）で議論・検討を重測定可能となります。さらに、EISCAT_ 3 Dレーダーは降下粒ねました。その結果、EISCAT科学協会全体で「あらせ」との共子による大気電離を世界最高の精度で測定可能です。日本を同観測の支援体制を確立しました。具体的には、「あらせ」と含む国際共同で北欧に建設中であり、2023 年から運用を開始の共同観測を、EISCAT科学協会の全加盟国による特別実験と予定です。「あらせ」と EISCAT_ 3 Dレーダーとの新たな連携観して実施することにより、2017 年 6 月以降（2021 年 10 月まで）

測・共同研究により、磁気圏と電離圏・熱圏・中間圏との繋に、合計 110 回（合計約 440 時間）の同時観測データを取得しがりに関する新たな科学的知見が数多く得られることを期待ています。さらに、日本を含む各国の特別実験やEISCAT科学

しています。

協会の公募するピアレビュー実験、共通実験などを組み合わせることにより、これまでに 150 回を超える共同観測を実施しました。
これらの共同観測データを基に、「あらせ」が磁気圏内でプラズマコーラス波動を観測した同時刻に、EISCATレーダー
により高度 65 kmまでの大気電離を直接観測した研究結果（Miyoshi et al., 2021）が得られています。脈動するオーロラ活
動に伴う成層圏上部・中間圏のオゾン破壊促進を示唆する研究成果として、太陽地球系科学分野の進展に大きなインパク
トを与えています。また、磁気嵐の発生時に、極域電離圏内の分子イオンの上向き輸送と内部磁気圏内の分子イオンの増参考論文：
Miyoshi, Y., K. Hosokawa, S. Kurita, S.-I. Oyama, Y. Ogawa, S. Saito,
I. Shinohara, A. Kero, E. Turunen, S. Kasahara, S. Yokota, T. Mitani, T.
Takashima, N. Higashio, Y. Kasahara, S. Matsuda, F. Tsuchiya, A. Kumamoto,
A. Matsuoka, T. Hori, K. Keika, M. Shoji, M. Teramoto, S. Imajo, and C.
Jun, Penetration of MeV electrons into the mesosphere accompanying
pulsating aurorae, Scientific Reports, 11, 13724 , 2021.
プレスリリース：
https://www.isee.nagoya-u.ac.jp/news/research-results/2021/20210714-2.html
Takada, M., K. Seki, Y. Ogawa, K. Keika, S. Kasahara, S. Yokota, T. Hori, K.
Asamura, Y. Miyoshi, and I. Shinohara, Low-altitude ion upflow observed
by EISCAT and its effects on supply of molecular ions in the ring current
detected by Arase（ERG）, Journal of Geophysical Research: Space Physics,
doi: 10 . 1029 / 2020 JA 028951 , 2021 .

図1 ： 左側は、「あらせ」とEISCATレーダーとの共同観測の模式図（Miyoshi et al., 2021のプレスリリースより抜粋）。右側は、EISCAT_3Dレーダーによる多局式立体観測のイメージ図。

ISASニュース

あらせ特集号

25

地上観測、
海外衛星との連携、その他

国際連携による同時多地点観測で自然電磁波の道のりを解明

金沢大学  理工研究域電子情報通信学系

松田 昇也（まつだ しょうや）

ジオスペースで発生する多種多様な自然
電磁波（電場・磁場の振動）は、放射線帯の形成・消失を始めとした宇宙のプラズマ環境
変動を引き起こす重要な役割を担っています。北極圏などの人里離れた静かな地域にアンテナを設置すると、それらの自然電磁波が地球上でも観測されることがあります。
では、一体それらは宇宙のどこで生まれて、どのように宇宙空間を伝わっていくのでしょうか？それを明らかにするには、宇宙から現象を観測するとともに、複数の観測拠点を連携させた同時多地点観測によって、現象を三次元的に捉える必要がありました。
日本・アメリカ・カナダの研究者らから構成される国際共同研究グループは、「あらせ」（日本）とVan Allen Probes（アメリカ）による宇宙からの観測と、PWINGプロジェクト（日本）とCARISMA magnetometer array（カナダ）
による地球からの観測を連携させることで、宇宙の自然電磁波の一つである「電磁イオン

図1：衛星と地上の計 4 拠点による電磁イオンサイクロトロン波の同時多地点観測結果

サイクロトロン波」の同時多点観測を実現させ、波が伝わる様子や宇宙環境の変動を引き起こす様子を三らせ」が “ 通り道 ” を横切って観測することで、 “ 通り道 ” が有次元的に捉えることに成功しました* 1 , 2。自然電磁波の同時多限の太さ（断面の大きさ）を有していることを明らかにしまし

地点観測を成功させるためには、次の 3 つの条件が整っている必要がありました。①科学衛星に搭載、あるいは地上観測

高度では直径約 80 km程度しかなく、細長いストロー状の “ 通拠点に設置した観測装置が、微弱な自然電磁波を捉える能力

り道 ” が極めて局所的に存在していることが分かったのです。

フォーメーション（連携観測体制）を組んでいること。③発生

電磁イオンサイクロトロン波によって、冷たいプラズマが加を有すること。②各観測拠点が、自然電磁波の “ 通り道 ” 上でさらに、「あらせ」とVan Allen Probesでは、 “ 通り道 ” の中のタイミングの予測が難しい自然電磁波が、フォーメーション

熱される様子も同時に観測され 、 “ 通り道 ” の中で宇宙の環境上に発生していること。――2012 年から 2016 年ごろ、筆者は変動が起きている様子を捉えることができました。また、電「あらせ」に搭載したプラズマ波動・電場観測器（Plasma Wave

磁イオンサイクロトロン波は、高エネルギーイオンを散乱さExperiment; PWE）の開発メンバーとして、観測能力の高度化

せ、地球大気へと降り込ませます。これによって生まれるのに力を注いできました。2017 年に「あらせ」が定常観測を開始

が、地上でも観測される「プロトンオーロラ」と呼ばれる青色

し、自然電磁波を的確に捉えていることが分かってから、今のオーロラです。つまり、本国際共同研究の成果は「プロトン回のような科学成果を生み出す機会を心待ちにしてきました

オーロラのエネルギー源が生まれる領域を明らかにした」とも（→①）
。さらに、今日に至るまでの約 5 年間、軌道上を高速言い換えることができます。この成果をもとにして、宇宙ので移動する複数の衛星と、地球上に固定された地上観測拠点

プラズマ環境変動がさまざまな場所で同時に起きるメカニズの位置関係を予測し、条件が整った場合に「あらせ」が最高のムの解明、すなわち、安全な宇宙利用に向けた「宇宙天気予

パフォーマンスで科学観測を行うための、日々の観測計画立報」の精度向上への貢献が期待されます。

案を続けてきました（→②）。
「準備は整った！来たれ電磁波！」

国際連携なくして、このような研究を成功させることはで

あとはひたすら神に祈るのみです（→③）。まさに人事を尽くきませんでした。各国が開発した高性能な科学衛星や地上観して天命を待ち、実現したのが 2019 年 4 月の電磁イオンサイ

測装置が連携することで、宇宙環境を立体的にモニタリング

クロトロン波の同地多地点観測だったのです。

できることを示したのです。打ち上げ後 5 年を経てもなお健

図 1 は、4 拠 点 で 観 測 さ れ た 電 磁イオンサイクロトロン

康体の「あらせ」が、次の観測好機を迎えることを心待ちにし波の様子です。地磁気赤道付近のVan Allen Probesと地上のつつ、将来の科学衛星ミッションでは宇宙の立体視が当たり

PWING、CARISMAでは、極めて類似性が高い電磁イオンサイ

前になる世界を夢みています。

クロトロン波が観測されていることから、地磁気赤道と地上*1とを繋ぐ約 50000 kmの長さの “ 通り道 ” が形成されていることが分かります。さらに、その中間（中緯度帯）に位置する「あ26た。 “ 通り道 ” の太さは、通り道の地球側出口となる電離圏のISASニュース

あらせ特集号

 S. Matsuda et al., Geophys. Res. Lett., 48 , doi: 10 .1029 / 2021GL 096488（2021）*2

プレスリリース：https://www.se.kanazawa-u.ac.jp/news/20211208.html

地上観測、
海外衛星との連携、その他

地球磁気圏で発生するプラズマ波動と放射線帯変動の関係

情報通信研究機構  電磁波研究所

高橋 直子（たかはし なおこ）

地球の磁気圏の中でも地球中心の約 2 〜 7 倍の領域には、者の波動が引き起こす加速過程は異なり、ULF波動は主に動数 100 keV 〜数 10 MeVと非常に高いエネルギーを持つ電子が径方向への拡散に伴う加速、ホイッスラーモード波動はサイ

数多く分布しています。このドーナツ形状の領域は「放射線クロトロン共鳴に起因する加速を引き起こすとされています。

帯」と呼ばれており、特に磁気圏内の環境が荒れる「宇宙嵐（こしかしながら、「磁気圏内にあるプラズマ波動が、磁気嵐中

こでは磁気嵐と呼ぶ）」が発生した際には放射線帯にある電子のどのタイミングで、どの場所で放射線帯変動に寄与するののフラックスが大きく変動します。

か？」については明確になっておらず、未だ研究者の間で議論

放射線帯にある高エネルギー電子は、磁気圏の尾部にあるが交わされています。

数keV程度の荷電粒子が地球方向に輸送されることで生成さ私たちは、磁気圏観測衛星「あらせ」、同じく磁気圏観測衛れます。荷電粒子は磁場強度と粒子のエネルギーの比を保つ

星 で 2012 年 にNASAが 打 ち 上 げ たVan Allen Probes、 お よ び

ような性質を持ちます。そのため、荷電粒子が地球方向に移数値シミュレーションを用いて、ある磁気嵐における放射線

動すると背景の磁場強度が強くなるため、荷電粒子のエネル

帯変動とプラズマ波動の寄与のタイミング、およびその波動

ギーが増加します（断熱加速）。しかしながら、この方法だとを励起させる原因について研究を進めてきました。図 1（a）

数 100 keVまでしか加速されないため、恒常的にMeV帯のエネ

は 2017 年 5 月の磁気嵐時に「あらせ」（夜側に位置）およびVan

ルギーを持つ電子が存在するためには別の方法で加速される

Allen Probes（夕方側に位置）が観測した 1 . 1 MeV電子のフラッ必要があります。近年の研究により、磁気圏内で発生したプ

クスの時間変化を示しています。「あらせ」、Van Allen Probes

ラズマ波動との相互作用によってMeV帯まで加速されているともに、磁気嵐主相では放射線帯電子のフラックスが大きくことが明らかとなりました。特に、周期的な変化を伴うULF

減少し、その後回復相に移行するにつれて電子フラックスが帯（ULF波動）やVLF帯（ホイッスラーモード波動）のプラズマ増加していく様子を観測しています。特に、回復相初期では波動が数MeVの電子に寄与しうることが知られています。両

広い領域で電子フラックスが増える一方、回復相後期では放射線帯の中の特定の領域でのフラックス増加が顕著にみられます。図 1（b）は数値シミュレーションか

Dst指数
[nT]

1.1 MeV電子フラックスの時間変化ら求めたULF波動の強度およびホイッスラーモード
波動に関連する物理パラメータを磁気赤道面上に描

あらせ衛星

(a)

いたものです。ULF波動の分布をみると、磁気嵐主

RBSP衛星相と回復相初期のタイミングで全経度にわたり強くなっています。このシミュレーションでは太陽風による磁気圏圧縮に伴うULF波動を再現しているた
め、今回の磁気嵐の回復相初期では太陽風起因のULF波動が電子フラックスの増加に寄与しているこ

-5

0.6

0

0.0

5

5

0
X [RE]

-5

-10

0.6

-5

0.6

理論研究から明らかになっています。今回のシミュ

0

0.0

0

0.0

レーションによる磁力線曲率の分布では昼間側で磁

-0.6

5

-0.6

5

-0.6

力線曲率が小さくなっており、先行研究で提唱され

-1.2

10
10

-1.2

10
10

-1.2

ていた理論を裏付ける結果となりました。

0.5
0.4

0
X [RE]-5-10

Y [RE]

場の曲率が小さいほど励起されやすいことが過去の

-5

0.3

5

0
X [RE]

0
X [RE]

-5

-5

-10

-10

0.8

-10

0.6
0
0.5
5

0.4

5

0
X [RE]

-5

-10

0.3

5

5

0
X [RE]

0
X [RE]

-5

-5

-10

-10

ています。また、ホイッスラーモード波動は背景磁

-5

0.7

で欠かせない「プラズマ波動の寄与についての時間

0.6

的・空間的な考察」を行い、どちらか単一の波動が

0
0.5
5
10
10

本研究では、放射線帯変動の全容を理解する上

0.8

-10

0.7

-5

10
10

Y [RE]

1.2

Y [RE]

-10

0.6

5

ラーモード波動を観測したタイミングとよく一致し

1.2

0

10
10

依存性は、
「あらせ」
、Van Allen Probesでホイッス

-10

5

0.001

る領域が異なることが分かります。この経度方向の

10
10

0.7

5

0.01

5

0.001

0.8

-5

0.1

0

布をみると、それぞれの時間帯で異方性が大きくな

0.4

5

0
X [RE]

-5

-10

0.3

図1：
（a）2017年 5月に発生した磁気嵐における1.1MeV電子フラックスの時間変化。上段のDst指数は磁気嵐の規模を表す。
（b）MHDシミュレーションから求めたULF波動強度およびホイッスラーモード波動に関連するパラメータを磁気赤道面上に描いたもの。

[1/RE]

1010-10を引き起こす要因である数 10 keV電子の異方性の分

1.0

-5

[1/RE]Y [RE]Y [RE]

1.2

-5

-10

磁力線曲率

[mV2/m2]-10

0
X [RE]

-10

0.01

5
10
10

5

0.1

0

0.001

[1/RE]Y [RE]

0.01

5
10
10

電子異方性(数10 keV)

0.1

0

1.0

-5

Y [RE]Y [RE]ULF波動強度-5とが示唆されます。一方、ホイッスラーモード波動

磁気嵐回復相後期-10[mV2/m2]

磁気嵐回復相初期
1.0[mV2/m2]

磁気嵐主相
-10

Y [RE](b)

フラックス増加を引き起こしているのではなく、両者の波が各々のタイミングで放射線帯変動に寄与していることが判明しました。今後は波動の成長率などを含めた議論を行うことで、より定量的な放射線帯変動の理解が進むと考えられます。

ISASニュース

あらせ特集号27

地上観測、
海外衛星との連携、その他

超高高度からのオーロラ電子の加速の始まり
京都大学  地磁気世界資料解析センター

今城峻（いまじょう しゅん）オーロラアークの発光は、そのさらに上空の静電場のあるオーロラ加速域
で下向きに加速された電子と、大気の衝 突、励 起・ 緩 和 により起 こりま す。
静電場が生成する原因は未だはっきりとは特定されておらず、電子がどの高さで加速されているかがその謎を解く鍵とされてきました。過去 50 年間にわたるロケットや人工衛星の観測から、
オーロラ加速域は電離圏のプラズマと磁気圏の熱いプラズマが混じり合う高度数千kmの領域を主に、高度 20000 km
以下までは存在しうるものの、高高度側の寄与は小さいと考えられていました。これまでのオーロラ加速の理論はこういった低い高度を中心とした加速域の高度分布を前提としていました。
「あらせ」はその独特の軌道により、
これまで加速域の上限とされていた高度の一段上の領域を頻繁に飛翔します。

図 2：超高高度から加速された電子がオーロラ発光領域まで降り注ぐイメージ。© ERG science team

高高度から加速されて発光高度まで降
り込み、消失する電子は極めて狭い角度分布を持っています

メラによってオーロラアークが観測されているときに、「あらが、「あらせ」は非常に高い角度分解能を持った電子観測機器

せ」がその上空高度約 30000 kmで観測するという極めて稀なを搭載しているためこれを捉えることができます。2017 年 9同時観測が実現し、「あらせ」のいる超高高度でも電子が加速

月 15 日、広域視野と高空間分解能を持った米国THEMIS全天カ

されているのか、加速された電子が実際にオーロラの発光領域まで降り込んでいるかどうかをみるユニークな機会を得ることができました。その結果、これまで低高度で観測されてきた典型的な加速域の特徴と非常によく似た粒子、電磁場の変動が、オーロラアークに繋がる磁力線の高度 30000 km付近
もの超高高度でも発見されるという予想外の結果がもたらされました。特に、単一エネルギーを持った下向きの電子が観測されたことは、衛星より上側での静電的な加速の強い証拠です。そのエネルギーから推定される、衛星より上側の加速のオーロラ発光域までの加速全体への寄与は 20 ～ 45 %にも及びます。さらに、「あらせ」の低エネルギー電子分析器LEP-eの持つ高角度分解能チャンネルにより、下向きに加速された電子がオーロラ発光高度で消失し、対応する上向き電子が欠損する様子を高高度で初めて捉えました（図 1、2）
。これらの結果は高度数千kmの領域を中心として高度 20000 km以下までと考えられていた加速域の高度方向の広がりの定説を覆すものです。典型的な加速域高度と全く異なるプラズマ・磁場環境である超高高度で、なぜ静電的加速メカニズムが存在しうるのかを明らかにすることが今後の課題です。また、超高高度
加速域はオーロラのエネルギー源である磁気圏赤道面付近と

図1： 電子の位相空間密度の速度分布（ある速度を持った電子の数の分布）と、衛星より下側の加速から予測される降り込み可能な領域の境界（青線）。下向
き加速された電子が、降り込み可能な領域の内側で観測され、さらに対応するオーロラ発光高度での消失による上向き電子の欠損が観測された。

エネルギーの流れ込む電離圏を繋ぐ磁力線の中間地点にあり、この研究を深めて得られる知見は、磁気圏と電離圏の結合過程を理解するうえでも重要となるでしょう。

（名古屋大学からのプレスリリース：https://www.nagoya-u.ac.jp/about-nu/public-relations/researchinfo/upload_images/20210119_isee1.pdf）

28

ISASニュース

あらせ特集号

地上観測、
海外衛星との連携、その他

宇宙天気データによる放射線帯変動予測
情報通信研究機構  電磁波研究所

坂口 歌織（さかぐち かおり）

「宇宙天気」という言葉をご存知でしょうか？まだ聞きなれない人も多いかと思います。宇宙で雨や雪、台風が発生することはありませんが、宇宙では人工衛星が放射線やプラズマにさらされた環境にあります。そして時には、それらの増大により、衛星機器が電気を帯び放電したり、ビット反転する等の不具合が生じたりすることがあります。このような宇宙環境の変化は、地球の天気になぞらえて宇宙天気と呼ばれています。
「あらせ」の観測ターゲットである放射線帯の高エネルギー粒子の変動は、地球周回軌道の人工衛星にとって最大の脅威であり、宇宙天気研究の最重要課題の１つ挙げられています。特に近年は、生活に欠かせない位置情報サービスや天
気予報、通信など、様々なサービスが人工衛星等の宇宙インフラにより支えられています。国連の統計によると 2019 年現在、地球近傍で運用中の人工衛星の数は 5200 機以上に達しており、安全な衛星運用のために宇宙天気の監視・予測を強化することが急務となっています。
情報通信研究機構（NICT）宇宙天気予報グループ
では、「あらせ」から送られてくる「現在」の放射線

図１：放射線帯電子・太陽風・地磁気じょう乱のリアルタイム観測値（2020 年10月20日～ 30日）とこれらを入力して計算した放射線帯電子フラックスの予測値（2020 年11月1日～４日）

帯の分布や強さを示す宇宙天気データを利用して、「未来」の放射線帯がどのように変化するかを予測する研究に取り組んでいます。図１は私たちが開発した予測システムによる計算の実運用結果の例です。
左側が入力に利用した 2020 年 9 月 30 日までの観測値データで、右側がその翌日（10 月 1 日）以降の電子フラックスの予測値を示します。高速太陽風の到来により、L= 4 . 5 付近にあった放射線帯電子フラッ
クスは 10 月 24 日頃に消失し、その後、L= 5 付近から増大し始めているのが観測データから分かります。予測値はその増大が 10 月 2 日頃まで続き、Lが高い場所から徐々に減少に転じることを推定しています。この予測が当たったかどうかの観測結果はこ
こでは示していませんが、この予測は観測を非常によく再現していました。予測には、現在のデータの

図２：放射線帯予測モデルの予測精度（2018 〜 2020 年の3 年間）

質が非常に重要であり、より新しくかつより精度のよいデータを入力することで予測の質が高まります。
「あらせ」

予測の精度は概ね全てのL値で 80 %を超えることに成功していの宇宙天気データには、XEPによるエネルギー 0 . 4 〜 5 . 4 MeVます。ただし、2 日先、３日先とリードタイムが延びるごとにの電子フラックス、HEPによるエネルギー 100 〜 2000 keVの電やはり予測精度は下がり、特にL値が高い場所では 4 日先以降

子フラックス、MGFによる磁場強度の観測値が含まれており、の予測精度は 50 %を下回っています。そのため、精度向上に

これらは宇宙で観測されてから数分以内という早さでJAXAのむけたさらなる研究開発を進めています。一度、宇宙空間にSEES（ 宇 宙 環 境 計 測 情 報システム<https://sees.tksc.jaxa.jp/>）

打上げられた人工衛星は、放射線を避けるために軌道を変えから提供されています。NICTはこれらのデータを入力に利用ることも、故障を直しに行くこともできません。しかしながし、「あらせ」の衛星軌道上の電子フラックスの予測計算結果

ら、監視と予報を強化すること未来の危険を人工衛星によるをWebサイト で 公 開 し て い ま す<https://radi.nict.go.jp/arase-

サービスを担う事業者や衛星運用者へ伝え、衛星不具合によspaceweather/forecast.html>。

る私たちの生活への影響を最小限に止めることに役立てばと

図２に 2018 年から 2020 年までの予測精度を示します。L値
ごとに予測の精度が異なりますが、リードタイム１日の１日先いう思いで、今後も予報精度向上にむけた研究開発に取り組みたいと思います。

ISASニュース

あらせ特集号29

地上観測、
海外衛星との連携、その他

ERGサイエンスセンター
名古屋大学  宇宙地球環境研究所

堀智昭（ほり ともあき）

ジオスペース探査を行うERG（「あらせ」）プロジェクトの縁用できるようにしかるべきデータ較正を適用して物理量に変の下の力持ち的な存在であるERGサイエンスセンター（ERG-

換します。さらにデータ自体を説明するための様々な情報（メSC: https://ergsc.isee.nagoya-u.ac.jp）は、「あらせ」に関連する

タデータと呼ばれます）を業界標準の形式に沿って追加した上研究を行っている国内外の研究者・学生の皆さんに、日々色々

で、Common Data Format（CDF）と呼ばれる、やはりジオス

な形で利用して頂いています。ここでは、ERG-SCとは何なの

ペース研究業界で標準的に使われているファイル形式の１つ

か、また実際にどのようなことをやっているかについて、簡に変換します。これをERG-SCのオンラインデータリポジトリ

単に紹介させて頂きたいと思います。

から公開することで、世界中の研究者がダウンロードして各

ERG-SCと言えば、ジオスペース研究に携わっている人達

自が得意とするツールで読み込むことができ、そしてそこにの中では、「あらせ」関係の科学データやその解析ツールを公含まれる情報を基にただちに科学データ解析を行うことがで開しているところ、というイメージが強いと思います。しかきるのです。

しそれ以外にも、国内外の関連プロジェクトとの各種調整を

またこのようにデータを整備することによって得られるも行って共同観測を立案・実施したり、またそれを「あらせ」う１つの大きなメリットは、全世界で多くのジオスペースの観測計画に反映させたりするなど、衛星自体の運用にも携研究者が使っている統合データ解析ツール、Space Physics

わっています。さらにサイエンスセンターのメンバー自身もEnvironment Data Analysis System（SPEDAS）に容易に組み込「あらせ」に関連する研究を多くの共同研究者と一緒に行ってみ可能となる点です。これにより、国内外の関連衛星データ

います。つまりERG-SCは、プロジェクトの研究活動を担う研や地上観測データをシームレスに組み合わせた解析が容易に究センター（の 1 つ）であり、科学データや解析ツールをアー行えます。またERG-SCでは、日本のジオスペース業界初の試

カイブ・公開する科学データセンターであり、また関連研究

みとして、国内研究機関から提供される様々な関連地上観測

プロジェクト間の協働を推進するコーディネーションセン

データを同じ基準でCDF形式のデータファイルに変換して、ターでもあるのです。

統一的なデータリポジトリから衛星データと一緒に公開しま

マルチな役割を果たしている中でも、やはりERG-SCの中した。これにより、独自ファイル形式等の理由でSPEDASに組核をなしているのは「あらせ」の科学データアーカイブと統合

み込まれていなかった多くの国内地上観測データが、SPEDAS

データ解析ツールの開発・公開です。「あらせ」を含む人工衛上で解析可能になりました。その効果は絶大で、この特集号

星の観測データは、地上受信局で受け取った際には通常衛星で紹介されているような、「あらせ」と地上観測とを組み合わ独自のファイル形式で保存されますが、そのままではデータせた多くの先端的な研究成果を生み出す、原動力の１つになのユーザー（具体的には国内外の研究者）にとって使いにくいりました。

状態になっています。そのような観測データについて、まずまた、これらは単なる技術的な仕事として行われたのでは補正された時刻情報など必要な付属データを付与して、またなく、サイエンスセンターのメンバーや共同研究者による科観測器が直接出力する工学値データの場合は、科学解析に使学研究との両輪で進められていきました。結果として、大変
創造的かつ実践的な開発と整備を行うことができ、そのため研究活動へのフィードバックが最大化されて多くの研究成果につながったのです。
これらの活動を通して、ERG-SCは、
データアーカイブやデータシステム
を研究と融合させていくためのテス
トベッドとしての役割を果たしつつ、その過程で、多くのデータ処理・解析・整備の手法、そしてそのような経験・技術を持つ人材を生み出す “ ゆりかご ” になったと思います。今後
は、これまでに得られた知識・技術・経験とまたそれを持つ人材がさらなる発展を遂げることで、このサイエ
ンスセンターが、太陽圏科学の探査
プロジェクトを推進する拠点として引き続き発展していってくれたらと期待しています。
図1：ERGサイエンスセンターが果たしている役割

30

ISASニュース

あらせ特集号

Collaboration between Japan and Taiwan
Shiang-Yu Wang（シャンユウ ワン）

Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica  

The Arase mission is an important science collaboration

the magnetosphere and the observed aurora. With the highbetween Japan and Taiwan. It is the first project in Taiwan

angular resolution of the LEP-e, the detailed physics between

to develop a payload on a pure science satellite. The Araseaurora and electrons far from the earth was revealed.

collaboration gave the Taiwanese space science community a

As a partner, we are very pleased to see the LEP-egreat opportunity to access the first-hand measurement data

instrument is still working properly after the launch forfrom an advanced mission and develop a science payload

five years. Furthermore, it is a great success that the wholethat has to survive under very high radiation conditions.

satellite is still in a healthy condition to provide precious

Luckily, we successfully grasped the opportunity andscience data. I hope to see more science output of ERG data

turned it into a nice experience. The development of ourfrom Taiwan, especially more science collaboration between

payload, the LEP-e（Low-Energy Particle Experiments

Japan and Taiwan.

- Electron Analyzer）, was on time, and it functioned as
expected. After the launch, our team worked with the Araseteam to operate the LEP-e according to the observation
schedule and modified the operational mode whenneeded. The calibration of electron flux measured from
LEP-e was also carefully calibrated. Science-wise, Taiwanesescientists have used the Arase data to study the electron
density variation respected to the wave and electric field
distribution to understand correlations between electrons inFigure: A group photo taken at the 4 th ERG Taiwan Workshop held inJanuary 2020 .

みんなで作り上げて、あらせの成功を支えたMDP
宇宙航空研究開発機構  宇宙科学研究所

高島健（たかしま たけし）

「あらせ」搭載のMDP（Mission Data Processor）は多くの人

は、研開本部部品グループの全面的な協力によるものです。

の協力を経て生まれてきました。CPU採用については、国産

そして一番の感謝は、MDPを中心におこなったミッショにこだわりました。技術立国日本へのこだわりがあったのン部試験に、長時間お付き合い頂いたことです。ノミナ

かもしれません。宇宙科学研究所 廣瀬教授と三菱重工が共

ルな手順はもちろんのこと、多岐にわたる異常ケースへの同開発したSOI-SOCをその心臓部に据えました。ソフトウエ

対応手順を作り上げていくことに、試験時間を気にせずにアも国産のReal-Time OSを乗せるべく、元東大教授でTRON

付 き 合 っ て 頂 い たMASC（MHIエアロスペ ー スシステムズ ）の生みの親である坂村先生のもとを訪ねました。
「最新のやミッション機器担当者に本当に感謝します。インター

Real-Time OSを宇宙で使えるようにカスタマイズして欲し

フェースを切った開発、手順書通りの試験はもちろん大事い。静的メモリ割付、不使用の関数ライブラリは、リンクですが、問題発生時に一体となって解決する雰囲気が一番時に関数レベルでリンクしないようにして欲しい。物理タ大事だと思っています。
「高島さん、不具合が出ると嬉しそ

イマーもつけて欲しい。
」という無茶な要求に「よし！」と笑

うにみえますよ。
」と言われたことを思い出します。地上で顔でこたえて頂きました。Real-Time OSの開発はUCテクノ

出る不具合は「今みつかってよかった。
」がいつしか合言葉とロジーの全面的バックアップによって、 “ 民生技術 ” の結晶なっていました。

としてReal Time OS T-Kernel 2 AeroSpaceは出来上がりまし国内・海外ベンダーのエンジニアとFace to Faceのやり取た。ハードウエア的に新しい技術にも挑戦しました。科学りで生まれてきたのが、MDPです。一度も止まることなく 5

衛星では初めてCGA（Colum Grid Array）を採用しFPGAの占年を迎えたMDPの開発に携わって頂いた、すべての人に感有面面積を約半分にし、またメモリチップを立体構造に実謝致します。ありがとう！

装する 3 D-Plus（ フランス）のメモリを採用することでA 5 基
板に収まるサイズのCPUボードが完成しました。その実装

ISASニュース

あらせ特集号

31Glossary

用 語 集
う

し

ふ

▶ 宇宙嵐（うちゅうあらし）▶ ジオスペース（じおすぺーす）▶フットプリント（ふっとぷりんと）太陽面の爆発現象（太陽フレア）の発生など、太陽

地球をとりまく宇宙空間のこと。人類の活動領域に衛星の位置を、磁力線を辿って地球の電離圏高度活動に起因する大規模な太陽風擾乱が惑星間空間をなりつつある。

まで投影したときの終点。プラズマ中の荷電粒子

伝わり、地球や惑星周辺の宇宙環境を大きく乱す現は磁力線に沿って運動するため、衛星のフットプ▶ 磁気音波（じきおんぱ）

リントが地上カメラの視野に入っている場合、地磁力線を横切りながら宇宙空間を伝搬するプラズマ上と衛星で対応したプラズマ現象を観測している▶ 宇宙天気予報（うちゅうてんきよほう）

波動の一種。地球周辺では、磁気赤道付近で 10 ヘことになる。

太陽活動に伴って発生する地球周辺の宇宙環境の乱

ルツから数十ヘルツの周波数帯で観測される。

象のこと。

▶プラズマ（ぷらずま）

れを予測する技術のこと。

え▶ 磁気赤道（じきせきどう）

荷電粒子（イオンと電子）からなる電気的に準中性

地球の自転軸を基準とする地理赤道に対し、地球磁のガスのこと。荷電粒子から構成されるので、プラ場を基準とした赤道のこと。

ズマの運動は電磁気的な力の影響をうける。宇宙空
間はプラズマで充たされている。

▶ L 値（えるち）ある場所からその場所を通る磁力線をたどって磁気赤道までたどり着いたとき、その場所の地球中心かた▶プラズマ波動（ぷらずまはどう）

プラズマ中に特有にみられる電磁波動のこと。本特集号で扱われる、コーラス波動、電磁イオンサイクらの（地球半径を単位とした）距離のことを、ある▶ 太陽風（たいようふう）

場所の L 値と呼ぶ。L 値が大きい程、磁気赤道では太陽から吹き出すプラズマの風のこと。
平均的な速度地球からの距離が遠くなり、地上では高緯度に対応

は秒速 400km程度。
プラズマが太陽の磁場を引きずする。

り出しながら地球磁気圏に吹きつけることで、
太陽風のエネルギーの一部が地球磁気圏内に蓄えられる。

か

太陽表面で発生する大規模な爆発現象のこと。

水素イオン（プロトン）が大気に向かって降り込み、て電磁イオンサイクロトロン波が宇宙空間でイオンを散乱すると、散乱されたイオンの一部が大気に向エネルギーの単位で eV と表される。1 電子ボルト
は素電荷（電子 1 個の持つ電荷の符号を＋に代えた▶ 高エネルギー粒子（こうえねるぎーりゅうし）

プラズマ中の荷電粒子の平均的なエネルギーよりもずっと高いエネルギーを持つ荷電粒子のこと。
▶ コーラスエレメント（こーらすえれめんと）

秒以下の繰り返し周期でコーラス波動が周波数を変えながら発生すること。電子との非線形相互作用によって波動の振幅が成長することで発生すると考えられている。
▶ コーラス波動（こーらすはどう）

宇宙空間で自然発生するプラズマ波動の一種。宇宙空間に存在する高温電子の磁力線周りの旋回運動と共鳴することで発生すると考えられている。地球周にように聞こえる電磁波として知られていた。

ガ電子ボルト）= 1000000 eV。

で一番エネルギーの高い荷電粒子が充満している。

宙空間に存在する高温イオンの磁力線周りの旋回運高エネルギー粒子が人工衛星の障害の原因となるこ動と共鳴することで発生すると考えられており、磁とから、宇宙の中でも特に注意が必要な領域として場に沿う方向に伝搬しやすい性質を持っている。地知られる。発見者の名前にちなんで、ヴァン・アレ

球周辺では数百ミリヘルツから数ヘルツで観測され

ン帯とも呼ばれる。

る。イオンや超高エネルギー電子を散乱し、地球大気に落下させるという重要な役割を担っていると考えられている。

み▶ 脈動オーロラ（みゃくどうおーろら）

は形があいまいなディフューズオーロラの一種で、明るさが準周期的に変動するオーロラ。その明るさの変化には、数秒から数十秒のビートで明滅する主脈

宇宙プラズマ中で、電磁波動と荷電粒子（電子・イ動と、1 秒間に 3 回くらいの内部変調（またたき）がオン）との間でエネルギーの授受が行われる過程の重なり合う階層的な構造がある。
「あらせ」の観測にこと。荷電粒子が加速されたり、粒子の運動が乱さよって、コーラス波動が原因となっていることが実れたりするなどの要因となる。

証された。

ISAS 伝統の研究対象である磁気圏は、われわれの生活にも密接に関わっている一方、分野外の者にはなかなか理解しがたい領域という印象があります。このたび、プロジェクトの全面的な協力を受けて、5 年間の「あらせ」の成果をまとめる事が出来ました。本特集が、読者の興味を呼び起こし、未来へ続く研究への一里塚となることを願います。
（山村

一誠）

ISASニュース

あらせ特集号

発
行／国立研究開発法人 宇宙航空研究開発機構
発行責任者／宇宙科学広報・普及主幹
藤本 正樹
編集責任者／ ISAS ニュース編集委員長 山村 一誠
デザイン制作協力／株式会社アズディップ〒 252-5210 神奈川県相模原市中央区由野台 3-1-1
E-mail : isasnews@isas.jaxa.jp FAX : 042-759-4251

ISASニュースはインターネットでもご覧いただけます。▶https://www.isas.jaxa.jp/
あらせ特集号

ほ
地球を取り囲むドーナツ状の領域で、ジオスペース

宇宙空間で自然発生するプラズマ波動の一種。宇

編集後記

ISASニュース

考えられている。

▶ 放射線帯（ほうしゃせんたい）▶ 電磁イオンサイクロトロン波（でんじいおんさいくろとろんは）▶ 波動粒子相互作用（はどうりゅうしそうごさよう）

32

かって降り込み、プロトンオーロラを発生させると量）が 1 ボルトの電位差で加速されるときのエネル
ギー。1 keV（キロ電子ボルト）= 1000 eV。1 MeV（メ辺では周波数が数キロヘルツの可聴帯の電磁波であり、第一次世界大戦のころから、“ 小鳥のさえずり ”

単位時間単位面積あたりに流れるプラズマの量を大気粒子と衝突することによって発生するオーロラ。

▶ 電子ボルト（でんしぼると）こ▶フラックス（ふらっくす）▶プロトンオーロラ（ぷろとんおーろら）▶ 荷電粒子（かでんりゅうし）

こと。

ある。

表す。

▶ 太陽フレア（たいようふれあ）

正の電気を帯びたイオンと負の電気を帯びた電子のロトロン波、磁気音波などはプラズマ波動の一種でISSN 0285-2861

宇宙科学研究所