J. Plasma Fusion Res. Vol.82, No.11 (2006)７５１‐７５５

小特集 宇宙天気予報

４．太陽風プラズマ小島正宜
名古屋大学太陽地球環境研究所（原稿受付：２００６年５月２２日）

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

太陽風は陽子と電子を主成分とする超音速磁化プラズマを行う方法を紹介する．先ず，STE 研で行われている IPS流で，１００万度を超える高温の太陽コロナプラズマが，その観測から得られたデータなどを用いて予報すべき太陽風に熱圧で太陽重力を振り切り惑星間空間へと吹き出したものついて概説し，次に三次元太陽風構造をとらえる方法を紹である（表１）．この太陽風観測のために，多くの探測機が介する．IPS 観測を用いた宇宙天気予報は，試験的である打ち上げられてきたが，広大な惑星間空間を吹く太陽風のが次のサイトで行っているので見ていただきたい http://

全貌をとらえるには打ち上げられた軌道が限られている．

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

フレアなどの太陽面爆発現象に伴い惑星間空間を吹き抜けフォルニア大学サンディエゴ校へ IPS データを準実時間でて行く衝撃波の様子や，定常的に吹いている太陽風の構造送り，それを用いた宇宙天気予報を http://cassfos02.ucsd.

を三次元的にとらえるには，広い緯度，経度に同時に多く

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

また米国カリ

陽黒点活動とともに大きな変化をしており，その変化を観４．
２ 共回転太陽風

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

太陽極軌道探査機ユリシーズは，１９９４年から１９９５年の約電波の惑星間空間シンチレーション現象（IPS: interplane-

１０ヶ月をかけて太陽の南半球から北半球へと大きく緯度を

tary scintillation）を利用した地上からのリモートセンシン

変え，図１に示す太陽活動静穏期の太陽風速度の緯度構造グである．

を観測した．太陽活動静穏期には，高緯度に速度 700−800

太陽風の宇宙天気予報を行うのに，人工衛星などの宇宙km/s の高速風，低緯度に 300−400 km/s の低速風が吹い空間探測機を利用する方法があるが，本章ではこの方法とており，その両者は急峻な速度勾配で隔てられている．低緯度で繰り返し現れているスパイク状の高速は，低緯度ま

表１

平 均 像
高速太陽風
低速太陽風

地球公転軌道付近を吹く太陽風の性格．

で伸び出した高速風が観測されたものである．このように

速度km/sec468±116750〜800
300〜400

太陽活動静穏期の太陽風は，低速風と高速風の２種類に大陽子密度
磁場1 /cc ×１０−５ gauss
5-76.2±2.92.5495

陽子温度K×１０４ °12.5±9204

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

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

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

図１

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

図３

図２

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

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

道に添う細い帯状に低速風が分布し，中緯度から高緯度のネルギー総量の平均は１０２３−１０２４ J，総質量は１０１５−１０１６ g

広範囲に高速風が分布している．太陽活動が活発になってにも達する．高速のCMEは，惑星間空間を衝撃波を作りなくると，低速風領域が緯度幅を広げ太陽全面へと広がり高がら伝搬し，この衝撃波では高エネルギー粒子（keV−10

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

とんど消滅してしまう．

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

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

温・低密度な磁気雲と呼ばれる領域があり，衝撃波面と磁する．そしてこの磁気中性面に沿い高密度の低速風が流れ気雲に挟まれた領域は圧縮され，高密度・高温になっている．太陽活動が活発になるに連れ，磁気中性面（低速風帯）る．太陽風中の CME 前面にある密度の高いプラズマの相は太陽赤道に対し大きな傾きを成すようになる．このため当量は伝搬過程で太陽風プラズマを集積してきたものと考

太陽活動減衰期や上昇期の低緯度には高速風と低速風とがえられ，CME のFrontal Loopがこの密度増加にどれだけ寄混在し，太陽の自転に伴い低速風の後ろから高速風が吹い与しているかは未だによくわかっていない．また，磁気雲てくるので，両者の境界には共回転相互作用領域と呼ばれは太陽近傍 CME の Cavity に対応すると考えられるが，そる密度，磁場の増加領域が生じる．この太陽風三次元構造の内部にあるはずのCoreに対応する濃密なプラズマは，太は太陽自転周期程度の時間では大きな変化をしないので，陽風中の観測からは同定されていない．このためコロナ中構造が求まれば，太陽の自転に伴い何時どのような速さのの CME と惑星間空間の ICME との対応関係を確立するこ

太陽風が地球に吹き付けてくるのか予報ができる．とは，CME の起源や伝搬機構を理解し，正確な宇宙天気予報を行うために重要である．

４．
３ 惑星間空間擾乱 Coronal Mass Ejection

CME がいかにして太陽から地球軌道まで伝搬するかにフレアやフィラメント消失現象に伴い大量のプラズマがついても，我々は非常に限られた知識しか持っていない．

惑星間空間に放出される現象を CME といい，その放出エ

これまでの観測結果からは，ICME は伝搬中に太陽風との７５２

Special Topic Article

図４

4. Solar Wind Plasma

M. Kojima

コロナと惑星間空間における CME 構造の模式図．
図６

人工衛星 ACE の観測した太陽風密度と速度．

図５ ２０００年７月１０日の CME イベン ト の 伝 搬 速 度 の 距 離 依 存
性．C2，C3 は SOHO 衛星搭載のコロナグラフ LASCO が観測したプラズマの動きから求めた速度．LASCO-IPS およびIPS-ACE は，LASCO，IPS，ACE のそれぞれが CME を観測した場所の太陽からの距離と時間から推測した平均速度．
図７

太陽自転方向の太陽風速度と密度との相関図．
（［４］より転載）

図８

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

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

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

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

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

散乱された電波は，地球まで伝播する過程で互いに干渉し電 波 強 度 が 変 動す る．こ れ が IPS と 呼 ば れ る 現 象 で ある．この現象を複数のアンテナを用いて観測すれば，太陽シンチレーション観測から求められた２０００年７月１４日のCME イベントの３次元構造．XY 面は黄道面で，X 軸は太陽−地球方向．原点は太陽の位置で，各軸の長さは 1 AU．
（［９］より転載）

風の速度やプラズマ擾乱の構造について知ることができる．STE 研では，世界で唯一の太陽風観測専用のアンテナシステムを有し，定常観測を実施している．この観測の優れた点は，多くの電波天体を観測して短時間で惑星間空間の広い範囲を観測することができることである．しかし，この観測で直接に得られるものは，視線積分によりバイアスを受けており，空間分解能も悪い．そこで，太陽風が，三次元空間に広がって行くことと，太陽が自転をすることを利用して，トモグラフィー解析をシンチレーション観測に利用する方法が開発された［５‐７］．前節までの図に示した
太陽風の緯度経度分布図はこの方法で求められたものである．
MHD シミュレーションと IPS トモグラフィー解析を組
図１０ IPS トモグラフィー解析から求めた太陽風速度と，コロナ磁場強度 B と流管の拡張率 f との比の相関．マークした
CHeq，CHml，CHce は，特に注目すべきもので，CHeq は低緯度コロナホールからの太陽，CHml は中緯度コロナホールからの太陽風，CHce は極域コロナホールが中緯度まで張り出してきた領域からの太陽風である．異なる性格のコロナルホールから吹き出した太陽風が一本の回帰直線上に乗っている．

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

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

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

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

風に供給されるエネルギーが拡張率により異なるとして説ントの IPS データを解析した結果得られた CME のループ明した．Fisk ら［１２］は，光球面から湧き出てきた磁場が再構造である．

結合し，そのエネルギーが太陽風加速に利用されるとする

４．
５．
２ コロナの物理量から太陽風速度を決めるモデルを提唱した．我々は，これら２つのモデルを組み合コロナ下部からのエネルギーの供給と，それが何処でどわせたパラメータ !!
#が速度との間に他のモデルに比べ格のように太陽風加速に利用されるかにより，太陽風加速の段に良い相関を持つことを見つけた［１３‐１５］（図１０）．

様子は決まるので，太陽風速度がコロナ中のどのような物

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

M. Kojima［４］P. Janardhan, K. Fujiki, M. Kojima, M. Tokumaru and K.
Hakamada, J. Geophys. Res. 110, doi:10.1029/2004JA010535 (2005).
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［６］B.V. Jackson, P.L. Hick, M. Kojima and A. Yokobe, J. Geophys. Res. 103, 12049 (1998).
［７］M. Kojima, M. Tokumaru, H. Watanabe, A. Yokobe, K.
Asai, B.V. Jackson and P.L. Hick, J. Geophys. Res. 103, 1981
(1998).
［８］K. Hayashi, M. Kojima, M. Tokumaru and K. Fujiki, J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2002JA009567 (2003).
［９］M. Tokumaru, M. Kojima, K. Fujiki, M. Yamashita andA. Yokobe, J. Geophys. Res. 108, doi:10.1029/2002JA009574 (2003).
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［１１］Y.M. Wang and N.R. Sheeley, Jr., Astrophys. J. 372, L45(1991).
［１２］L.A. Fisk, N.A. Schwadron and T.H. Zurbuchen, J. Geophys. Res. 104, 19765 (1999).
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M. Yamashita, K. Hakamada and K. Hayashi, Eos Trans.
AGU, f84(46), Fall Meet. Suppl., Abstract SH21B-0164(2003).
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［１５］M. Kojima, K. Fujiki, M. Hirano, M. Tokumaru, T. Ohmi
and K. Hakamada, The Sun and the heliosphere as an Integrated System, Editors: Giannina Poletto and Steven T.
Suess (Kluwer Academic Publishers, 2004) p.147.
［１６］T.K. Suzuki, Mon. Not. R. Astron. Soc. 349, 1227 (2004).
［１７］T. Suzuki, Astrophys. J. 640, L75 (2006).

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

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

参考文献［１］N. Gopalswamy, A. Lara, R.P. Lepping, M.L. Kaiser, D. Berdichevsky and O.C. St Cyr, Geophys. Res. L. 27, 145 (2000).
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Velli, R. Bruno and F. Malara (AIP, New York, 2003) p.754.
［３］M. Kojima, K. Fujiki, T. Ohmi, M. Tokumaru, A. Yokobeand K. Hakamada, J. Geophys. Res. 104, 16993 (1999).

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