J. Plasma Fusion Res. Vol.100, No.5 (2024) 218-223

講座 宇宙天気研究に基づく社会インフラ防護と被害予測

4 ．航空機被ばく
4. Aircrew Exposure
佐 藤 達 彦，久 保 勇 樹 1 ）SATO Tatsuhiko and KUBO Yûki 1 ）日本原子力研究開発機構， 1 ）情報通信研究機構（原稿受付：2023年12月23日）

宇宙天気災害の一つとして，巨大な太陽フレアに伴って突発的に発生する高エネルギー陽子による宇宙線被ばくがある．本章では，航空機乗務員の宇宙線被ばくに焦点を絞って，そのメカニズムや規制の現状を解説するとともに，近年日本で開発された航空機被ばく警報システム WASAVIES の概要について紹介する．
Keywords:
aircrew exposure, radiological protection, solar particle event, airshower, WASAVIES

4．1

宇宙線被ばく管理の現状

この年，太陽放射線による被ばく線量の増加の原因とな1990 年， 国 際 放 射 線 防 護 委 員 会（International

る大規模な現象は発生していなかった．仮に，この時期Commission on Radiological Protection: ICRP） に よ っに大規模な太陽放射線現象が発生していた場合，航空機て一つの勧告が発表された．その勧告は，「自然放射線に乗務員の被ばく線量は，管理目標値の 5 mSv に近づくこよる被ばくのうち，職業被ばくとして含める必要性があとが容易に想定され，場合によっては管理目標値を超えるべきものの 1 つとして，ジェット機の運航が記された」

ることもあり得るということが同時に示されたというこという内容であった［1］．すなわちこれは，ICRP が，航とでもある．
このように，宇宙線による航空機乗務員の被ばく線量空機の運航時の航空機乗員の宇宙線による被ばくを職業の増加という問題は，近年，航空業界で重要な問題とし被ばくとして認定したということである．
この勧告を機に欧州では，1996 年に航空機搭乗員の被て活発に議論されている．2011 年頃から，国際連合のばく線量の管理目標値として，年間 6 mSv というガイダ専門機関である国際民間航空機関（International Civilンスを策定している［2］．日本では，2005 年 11 月に文部科

Aviation Organization: ICAO）において，航空機運航に学省科学技術・学術政策局放射線安全規制検討会が「航際して宇宙天気情報を必須の情報として利用することが空機乗務員等の宇宙放射線被ばくに関する検討について」検討され始めた．数年間の議論を経て，2018 年，国際民という報告書を取りまとめた［3］．この報告を受けて，放間航空条約第 3 附属書「国際航空のための気象業務」の射線審議会が，2006 年 4 月，航空機乗務員の宇宙線被ばく第 78 次改訂が行われ，宇宙天気情報の利用が盛り込まれ管理に関するガイドラインを策定し，文部科学省，厚生た［6］．ICAO では，主に次の 3 つの観点から民間航空機労働省，国土交通省が合同で，ガイドラインに沿った処の運航に際し宇宙天気情報の重要性が認識されている．

置を講じるようにとの通達を定期航空協会に行っている

第 1 に航空機と地上管制との短波通信障害の回避，第 2［4］．このガイドラインの中には，航空機乗務員の宇宙線に電子航法に関連した衛星測位誤差の増大防止，そして被ばく線量の管理目標値として，年間 5 mSv と明記され第 3 に航空機乗務員の宇宙線被ばくの低減である．これていることから，国内の航空会社は，この管理目標値をを受けて，2019 年 11 月 7 日，世界気象機関の査察を経て超えないように対応することが求められている．

ICAO から指名された機関（以下，ICAO 宇宙天気センター

2007 年，国内航空会社に勤務する運航乗務員，客室乗と呼ぶ）による，民間航空機の運航に特化した宇宙天気務員の宇宙線による被ばく線量の評価が実施された［4-情報の配信が開始された．ICAO 宇宙天気センターでは，5］．それによると，年間実行線量は，平均で運航乗務員宇宙天気情報として宇宙線被ばくに関する情報を提供す

は 1.68 mSv，客室乗務員は 2.15mSv，最大でも運航乗務ることが決められている．この宇宙線被ばくに関する情員は 3.79 mSv，客室乗務員は 4.24 mSv であり，被ばく線報は，航空機が飛行する高度範囲（25,000 ft－60,000 ft）量の管理目標値を下回っていたことが示された．しかし，において，宇宙線による被ばく線量率が特定の閾値を超2007 年は，太陽活動極小期に近づいている時期であり，えた場合に，Advisory と呼ばれる MODERATE（25,000Japan Atomic Energy Agency, IBARAKI 319-1195, Japancorresponding author’s e-mail: sato.tatsuhiko@jaea.go.jp

218Ⓒ2024 The Japan Society of Plasma
Science and Nuclear Fusion ResearchLecture Note

4. Aircrew Exposure	T. Sato and Y. Kubo－46,000 ft で 30 µSv/h 以上）もしくは SEVERE（25,000減少する．そのフラックスは，極端な場合には銀河宇宙－60,000 ft で 80 µSv/h 以上）のアラートを発出するとい線フラックスの 100－1,000 倍にも達することもある．こうものである（2023 年 12 月時点での規定）．そのため，リれらは，主に，太陽フレア，コロナ衝撃波，惑星間空間アルタイムに全世界の宇宙線による被ばく線量率を評価

衝撃波で加速され，特に航空機被ばくの要因となるようできる被ばく線量評価モデルが必要であり，世界の複数な百 MeV 以上のエネルギーを持つ太陽放射線は，極端にの国で開発が進んでいる．

速度が速い惑星間空間衝撃波を伴う現象を別にすると，主に，太陽フレアやコロナ衝撃波（つまり太陽近傍）で4．2

宇宙線被ばくのメカニズム加速され，惑星間空間中を地球近傍に伝搬してくる．地

4．2．1

地球に飛来する宇宙線の起源とフラックス

球近傍で観測されるこれらの太陽放射線のエネルギース

宇宙から飛来する宇宙線は，太陽系外から定常的に飛ペクトルは，大まかにはべき分布となっている．しかし，来している銀河宇宙線と，太陽フレアや CME（Coronal

そのべき指数は，銀河宇宙線の様に常に同じになっていMass Ejection）発生時に突発的に太陽から飛来する太陽るわけではなく，現象毎に大きく異なる．過去に発生し放射線（太陽高エネルギー粒子，太陽宇宙線とも呼ばれる）た巨大なイベントの太陽放射線フルエンス（フラックスに大別される．銀河宇宙線も太陽放射線も主成分は水素の時間積分）推定値を図 2 に示す［8］．軟らかい（べき指の原子核であり，これらは一次宇宙線と呼ばれる．

数が大きい）スペクトルは，相対的に高エネルギー成分

銀河宇宙線は，主に銀河系内の超新星残骸衝撃波にが少なく，逆に硬い（べき指数が小さい）スペクトルはよって加速され，太陽系内にまで伝搬してきていると考相対的に高エネルギー成分が多くなる．このべきの違いえられている．そのスペクトルは，keV 領域から 100 EeVは航空機の宇宙線被ばくにとって重要となる．また，太（10 eV）付近にまで及ぶ非常に広範囲なべき分布を持っ陽放射線スペクトルは，時間的にも大きく変化する．太ており，そのべき指数はおおよそ2.7程度である．したがっ陽放射線現象開始直後は，エネルギーの高い放射線しかて，TeV を超えるエネルギーを持つ銀河宇宙線のフラッ

太陽から地球へ到来しないため，この時間帯では，エネクスはそれほど大きくなく，航空機被ばくに寄与する宇ルギースペクトルはきれいなべき分布を示さず，低エネ

宙線のエネルギーはおおよそ百 MeV ～数百 GeV 程度であルギー側のフラックスが少ないようなスペクトルを示す．

る．このエネルギー帯の銀河宇宙線フラックスは，約 11

時間の経過とともに，低エネルギー放射線も地球に到来年周期で変動する太陽活動に連動して変化し，太陽活動する様になり，徐々にべき分布に近づいていく．さらに，極大期には減少し，極小期には増加する．つまり，銀河太陽放射線は，太陽から地球へ伝搬する際に，惑星間空宇宙線フラックスは太陽活動と反相関しているというこ

間磁場の乱れによってピッチ角散乱を受けながら地球に20とになる．DLR（ドイツ航空宇宙センター，Deutsches到来する．そのため，太陽放射線現象開始直後は伝搬中

Zentrum für Luft- und Raumfahrt）モデル［7］で計算しにほとんど散乱を受けていない粒子が届くことになり，た典型的な太陽極大期及び極小期における銀河宇宙線フ粒子のピッチ角は 0 度に近いものが多数を占め，非常にラックスを図 1 に示す．なお，数日という短い時間スケー

大きなピッチ角分布異方性を示す．その後時間が経つにルでは銀河宇宙線フラックスはほとんど変化しない．そつれ，粒子のピッチ角分布は徐々に等方的になっていく．のため，銀河宇宙線による被ばく線量も，数日という短このように，太陽放射線フラックスやエネルギースペクい時間スケールでは変化せず，避けることができない定トル，角度分布は現象毎に，また，短い時間スケールで，常的な被ばくとなる．

大きく変動するため，太陽放射線による被ばく線量率の一方，太陽放射線フラックスは，大規模太陽フレアや推定は，短い時間スケールでは一定と考えて良い銀河宇CME に伴って突発的に増加し，数時間の時間スケールで宙線による被ばく線量率の推定と比較して，様々な難し
8-21010-6-810-1010
図1-2-1 -1-410-2Flux (cm MeV s )-1Fluence (cm MeV )10Solar minimum
Solar maximum
2106104102100410
Proton energy (MeV)

10 1
10610

図2DLR モデル［7］で計算した太陽活動極小・極大期における地球近傍の銀河宇宙線陽子フラックス．

219

Feb. 1956
Nov. 1960
Aug. 1972
Oct. 1989
210Proton energy (MeV)

310

過去に発生した巨大なイベントの地球近傍における太陽放射線フルエンス（Tylka モデル［8］による推定値，図 1 と横軸のスケールが異なることに注意）．

Journal of Plasma and Fusion Research

Vol.100, No.5May 2024

さがある．

いるわけではないため，航空機高度での中性子の観測を4．2．2基にした被ばく線量の推定は困難である．そのため，航地球磁気圏・大気圏内での宇宙線の挙動

銀河宇宙線や太陽放射線などの一次宇宙線は，惑星間空機高度での被ばく線量は，数値計算を基に推定される空間を伝搬し，やがて地球近傍に到達すると，地球磁気ことになり，世界各国で銀河宇宙線及び太陽放射線によ圏内を伝搬し地球の大気上層に到達する．一次宇宙線はる被ばく線量評価モデルが開発されている．例えば米国

荷電粒子であるため，地球の磁気圏内を伝搬する際に磁では，NASA によって開発が進められている NAIRAS［12］場の影響を受け伝搬軌道が変化する．それにより，地球や，米国連邦航空局が開発している CARI-7 ベースモデル

大気上層に到達した際には，緯度，経度によってフラッ［13］などがある．また欧州では，オーストリア・サイベクスが異なってしまう．例えば，北極や南極などの高緯

ルスドルフ研究所によって開発されている AVIDOS［14］度地域では一般的にフラックスが大きくなり，逆に赤道や，フランス・パリ天文台が開発している SiGLE［15］な付近の低緯度ではフラックスが小さくなる．このように，どがある．

一次宇宙線のフラックス分布は，地球磁気圏外では概ね

日本では，任意の航路に対して銀河宇宙線による被一様であったとしても，地球大気上層では緯度，経度依ばく線量を計算可能なプログラム JISCARD（Japanese存性が大きく現れる．

Internet System for Calculation of Aviation Route

磁気圏内を通過し大気上層に到達した一次宇宙線が地

Doses）が放射線医学総合研究所で開発され，航空機乗球大気に飛び込むと，大気を構成する様々な原子，分子務員の被ばく線量管理に活用されている［16］．JISCARDと衝突して，空気シャワーと呼ばれる核反応の連鎖を起は，PARMA（PHITS-based Analytical Radiation Model

こし，大量の中性子や μ 粒子，γ 線などを発生させる．こin the Atmosphere）［17］と呼ばれる，大気中での二次宇れらを二次宇宙線と呼び，この二次宇宙線が航空機など宙線のスペクトルなどを計算することができるソフトウの被ばく線量率の増加を引き起こす．放射線挙動解析コー

エアに基づいており，これを用いることで大気圏内任意地

ド PHITS［9］を用いて計算した空気シャワーの例を図 3 に点における宇宙線被ばく線量率を推定している．PARMA示す．太陽放射線の到来による空気シャワーによって生成は，図 3 に示すような PHITS コードを用いて実施した空された中性子の増加は，地上に設置された中性子モニター

気シャワーシミュレーション結果に基づいて構築されてで容易に観測され，これを Ground Level Enhancement

おり，被ばく線量評価のみならず，半導体ソフトエラー（GLE）と呼び，航空機高度での被ばく線量増加のシグナ発生率や年代測定のための宇宙線起因核種収率の推定なルとして用いられることが多く，そのため，中性子モニど，幅広い分野で応用されている．しかし，太陽放射線

ターのデータから自動的に GLE を検出し，アラートを発による被ばく線量を推定可能な国産のシステムは存在せするシステムなども開発されている［10，11］．

ず，その開発が望まれていた．
4．3．2

4．3航空機被ばく線量評価モデル

4．3．1

従来のモデルWASAVIES の概要

このような背景から，太陽放射線による被ばく線量を評価する国産システムとして，情報通信研究機構，日本原

地上から航空機高度での被ばく線量の大部分は中性子子力研究開発機構，国立極地研究所など複数の機関の協が担っているため，地上での被ばく線量は，地上に設置

力 の も と，WASAVIES（Warning System for Aviation

されている中性子モニターによる観測を用いて推定する

Exposure to Solar Energetic Particles）が開発された［18，ことも不可能ではない．一方で，航空機高度での被ばく19］．WASAVIES は，定常的に起こっている銀河宇宙線線量については，中性子モニターが航空機に搭載されてによる被ばく線量率を PARMA モデルで計算するのみな

図3

1 つの宇宙線（100 GeV/n の炭素イオン）が引き起こす空気シャワー（エネルギーフルエンス）をシミュレーションした例．

220

Lecture Note

4. Aircrew Exposure	T. Sato and Y. Kubo

らず，太陽放射線の突発的な増加をリアルタイムに検出し，それをトリガとして地表から高度 100 km までの地球上のあらゆる場所における太陽放射線による被ばく線量を，太陽フレア発生直後からリアルタイムに推定するシステムである．
前述の欧米で開発されている被ばく線量率を推定する
数値モデルの多くは，地上の中性子モニターか GOES による高エネルギー粒子のどちらかの観測データを航空機高度まで外挿することで被ばく線量率を推定している．
また，前述した太陽放射線エネルギースペクトルの時間図4変化等も考慮されていない．一方で，WASAVIES はこれらのシステムとは異なり，地上の中性子モニターで太陽WASAVIES で 推 定 し た GLE69ピ ー ク 時 に お け る 高 度
12 km での被ばく線量率マップ．

放射線量の増加を検出した直後に GOES の観測データもこの時の高度 12 km での最大被ばく線量率は，南極上空用いて，その間を数値シミュレーションによって内挿す付近でおおよそ 460 µSv/h 程度と推測される．これは，大ることで，地表から高度 100 km までの地球上のあらゆる規模太陽フレア発生前の同一高度，同一地点での被ばく場所での被ばく線量率を推定している．

線量率（すなわち高度 12 km での銀河宇宙線のみによる人工衛星高度と地上の間を内挿するために， 3 つの数値被ばく線量率）である約 4 µSv/h の 115 倍にも上る線量率

シミュレーションが用いられている． 1 番目は，太陽放である．

射線の現象毎の変動及び時間発展を計算するものであり，被ばく線量率マップ上に描かれている 5 本の白曲線は，これは太陽放射線被ばくの計算時にのみ用いられる［20］．

代表的な航空路を示している．WASAVIES では，これら2 番目は，地球磁気圏内の伝搬による，地球大気上層でのの航空路に沿った被ばく線量率も計算することができる．

太陽放射線フラックスの緯度，経度依存性を計算するも図 5 に一つの例として，東京（NRT）－ニューヨーク（JFK）のであり［21］， 3 番目は，地球大気に突入した太陽放射線の 航 空 路 に 沿 っ た，2005 年 1 月 20 日 6 時 55 分 UTC で のが大気中で空気シャワー反応を起こして二次宇宙線を生被ばく線量率を示す．この時刻にアラスカ上空 40,000 ft成，それによる被ばく線量率を計算するものである［22］．

（＝12.2 km）を飛行していた場合，80 µSv/h を超える線

2 ， 3 番目のコードは，太陽放射線に限らず銀河宇宙線に量率で被ばくしていたことがわかる．
こ の GLE69 時 に， 仮 に WASAVIES を 基 に ICAO のよる被ばく線量率の計算時にも用いられる．以下にそれぞれのシミュレーションについて簡単に説明する．

Radiation Advisory を 発 信 し た と し た 時 の，6 時 55 分

① 太 陽近傍から放出された太陽放射線の惑星間空間のUTC，高度 40,000 ft での ICAO Radiation Advisory map

伝搬を記述する，focused transport 方程式を解くこを図 6 に示す．オレンジで示した部分は MODERATE，とで，地球近傍でのエネルギースペクトル，フラッ赤 で 示 し た 部 分 が SEVERE の 領 域 に な り， 両 極 域 にクス及びそのピッチ角異方性の時間発展を再現する．

SEREVE の領域が広がっているのがわかる．

② 太 陽放射線が，変動する地球磁気圏内を地球大気上4．4層部まで伝搬することによって現れる，太陽放射線
フラックスの緯度，経度依存性を，太陽放射線の軌まとめ

宇宙線による被ばくという問題は，様々な物理過程が道を追跡することで再現する．

複合したテーマであり，一つの分野だけで議論できる問③ PHITS コードを用いて，太陽放射線が地球大気内で題ではない．太陽フレアや CME に伴って起こる太陽放射起こす核反応（空気シャワー）を再現することで二線の加速や輸送といった太陽物理的な問題，太陽放射線次宇宙線のフラックスを計算するとともに，ICRPが地球磁気圏内をどのように伝搬するかといった地球電2007 年勧告［23］に基づいた被ばく線量を計算する．

磁気的な問題，地球大気中での核反応や空気シャワーとWASAVIES はこれらの数値シミュレーションを一つに統いった原子核物理的な問題，放射線が人体に照射した際合することで，太陽から放出された太陽放射線が地上ににどの程度被ばくするのかといった放射線生物学，放射到来する間に起こる様々な過程を再現することで，物理線防護の問題など，広範囲な分野に関連した広い知識が現象を基にした太陽放射線による被ばく線量率の推定が要求される．そういう意味で，宇宙線による被ばくは非できるモデルである．

常に学際的な研究テーマであり，WASAVIES は，宇宙天4．3．3

気，太陽物理，超高層大気，原子核物理，放射線防護なWASAVIES による被ばく線量の推定

図 4 は，2005 年 1 月 20 日に発生した X7.1 フレアに伴うど様々な分野の研究者が連携して達成した異分野融合研

GLE（GLE69）時の，WASAVIES により推定された一究の成功例と言える．WASAVIES は，現在，情報通信研

般的な航空機高度（高度 12 km ＝ 39,370 ft）での全世界の究機構の宇宙天気サービスの一環として運営されており被ばく線量率マップである．最も被ばく線量率が高かっ［24］，ICAO が定めるしきい値以上の線量上昇が検出されたと推定される 6 時 55 分 UTC のマップを示す．極域でのた際は，その情報が即時に ICAO に提供され，被ばく線量被ばく線量率が非常に大きくなっているのが良くわかる．

が高い航路を避けたり運航高度を下げたりするなど，世221

Journal of Plasma and Fusion Research

図5

図6Vol.100, No.5

May 2024

WASAVIES で推定した GLE69ピーク時における東京（NRT）－ニューヨーク（JFK）航空路での被ばく線量率マップ．

くに関する検討について”（2005），[Online] Available:
https://www.mext.go.jp/component/b_menu/shingi/giji/__icsFiles/afieldfile/2009/05/21/20051214_02a_1.pdf［ 4 ］保田浩志：Isotope News 663, 8 (2009).
［ 5 ］H. Yasuda et al., Radiat Prot Dosim 146, 123 (2011).
［ 6 ］International Civil Aviation Organization, Annex 3
to the Convention on International Civil Aviation,
Twentieth Edition, 3-5 (2018).
［ 7 ］D. Matthiä et al., Adv Space Res. 51, 329 (2013).
［ 8 ］A.J. Tylka and W.F. Dietrich. The 31st International
Cosmic Ray Conference. Poland: Universal Academy
Press (2009).
［ 9 ］T. Sato et al., J Nucl Sci Technol 55, 684 (2018).
［10］T. Kuwabara et al., Space Weather 4, S10001 (2006).
［11］G. Souvatzoglou et al., Space Weather 12, 633 (2014).
［12］C.J. Mertens et al., Space Weather 11, 603 (2013).
［13］K. Copeland, Federal Aviation Administration Technical report, DOT/FAA/AM-18/6 (2018).
［14］M. Latocha, Radiat Prot Dosim 136, 286 (2009).
［15］P. Lantos et al., Aviat Space Envir Md. 74, 746(2003).
［16］Japanese Internet System for Calculation of Aviation
Route Doses, JISCARD.［Online］. Available: http://www.jiscard.jp/［17］T. Sato, PLOS ONE 10, e0144679 (2015).
［18］T. Sato et al., Space Weather. 16, 924 (2018).
［19］R. Kataoka et al., Space Weather. 16, 917 (2018).
［20］Y. Kubo et al., Earth Planets Space. 67, 117 (2015).
［21］R. Kataoka et al., Space Weather 12, 380 (2014).
［22］T. Sato et al., Radiat Prot Dosim. 161, 274 (2014).
［23］International Commission on Radiological Protection, ICRP Publication, 103, Annals of the ICRP,Vol.37 (2007).
［24］[Online]. Available: https://wasavies.nict.go.jp/

WASAVIES で推定した，GLE69ピーク時の高度40,000ft における ICAO Radiation Advisory マップ．ICAO Radiation
Advisory は緯度30度×経度15度のグリッドで評価される．

界中の民間航空機の運航に必須の情報として利用されている．
WASAVIES は，太陽放射線の増加を地上で検出した直後から，数時間先までの被ばく線量率を予測することが原理的には可能である．しかしながら，この被ばく線量率の予測はまだ実運用に耐えうるだけの予測精度には達しておらず，予測精度向上が課題とされている．これを実現するためには，例えば太陽放射線の加速・輸送などの過程をさらに解明していくことが必要であり，このような研究を，宇宙天気予報の研究として進めていくことが必要である．

参考文献［ 1 ］International Commission on Radiological Protection, ICRP Publication, 60, Annals of the ICRP,
Vol.21, 1-3 (1991).
［ 2 ］European Commission, Radiation Protection, No.85,
1996-01, EC, Luxembourg (1996).
［ 3 ］放射線安全規制検討会“航空機乗務員等の宇宙線被ば222

Lecture Note

4. Aircrew Exposure	さとう たつひこ

T. Sato and Y. Kubo

く佐 藤 達 彦

ぼゆうき久 保 勇 樹

日本原子力研究開発機構 研究フェロー．
大阪大学 核物理研究センター 特任教授
（クロスアポイントメント）．主な研究分野
は，放射線挙動解析コード PHITS の開発とその宇宙線，放射線生物応用研究．PHITS は，世界 76 カ
国で約 1 万人の研究者や技術者に利用されており，更なる普及をめざして世界中を旅しています．

国立研究開発法人情報通信研究機構電磁波研究所電磁波伝搬研究センター宇宙環境研
究室宇宙天気予報グループ・グループリー
ダー．東京大学大学院理学系研究科天文学専攻修士課程修了．博士（学術）．主な研究分野は，太陽放射線などの太陽活動に関する宇宙天気予報および統計的予報評価法．日本で唯一の宇宙天気予報現業機関で，宇宙天気予報業務の取り纏めを行っている．

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