名古屋大学 宇宙地球環境研究所太陽圏研究部

研究紹介

惑星間空間シンチレーションによる太陽風の観測

太陽風は非常に高温（約10万度）ですが、その密度は極めて低い（地球軌道で粒子数は1㎤あたり10個程度）ため、それ自体が放射する電磁波を捉えることはできません。よって、太陽風を観測するには探査機を用いるのが一般的です。しかし探査機による観測は1点でしかなく、限られた数の探査機では広大な太陽圏の全貌を明らかにすることはできません。そこで私たちが観測に用いているのが、天体電波源の"またたき"現象を用いる方法です。この"またたき"現象は、惑星間空間シンチレーション（Interplanetary Scintillation; IPS）と呼ばれ、太陽風中にあるプラズマ密度のゆらぎによって生じます。太陽風の密度ゆらぎによって発生した電波強度の変動パターンは、太陽風の流れに伴って地上を動いていくので、この強度変動パターンを地上に配置した複数のアンテナで同時に観測してやると、太陽風の速度が測定できます。また、IPSの強さは太陽風プラズマの密度に関する情報を与えてくれます。IPS観測には、探査機による観測と比べ優れた点がいくつかあります。まず、高感度の電波望遠鏡を用意すれば多くの天体電波源についてIPS観測をすることができるので、色々な場所での太陽風のデータを短時間に取得することができます。広大な太陽圏の全域をモニターしながら、変動現象を効率よく検出することが可能になるのです。さらに、IPS観測は探査機では観測が困難な太陽のごく近傍や高緯度の太陽風を測ることができます。

太陽風生成機構の解明に挑む！

太陽風の生成機構は、未だ解明されていない大きな謎です。現在研究者 を悩ませているのは、太陽風を駆動するエネルギーがどこからくるかとい う点です。最初、太陽風は100万度以上のコロナの持つガス圧により太陽 の重力を振り切って流出するというモデルが提唱されました。しかし、そ の後の研究からコロナのガス圧では太陽風を説明できないことが判ってい ます。特に、コロナホールと呼ばれる低温・低密度領域からより高速な太陽 風が吹き出すという観測事実は説明が最も難しい点です。この他、太陽風が 300-400km/sの低速成分と700-800km/sの高速成分で構成されるという 性質（2成分性）の原因、太陽風がどこでエネルギーを得て超音速になるか という加速場所の問題、低速風の発生源はどこかという問題など、太陽風生 成機構に関する謎は尽きません。SW研究室のこれまでの研究からは、太陽 の磁場特性が太陽風加速を大きくコントロールしていることが判ってきてい ます。

宇宙天気予報の実用化に向けて

太陽表面での爆発現象は太陽大気の一部を宇宙空間に向けて吹き飛ばし ます。この現象はコロナ質量放出（Coronal Mass Ejection; CME）と呼 ばれ、地球周辺に到来すると電波通信や人工衛星・航空機の航行、GPS測 位など、社会生活に様々な影響を与えるため、到来前に予報することが重 要です。しかし、CMEが惑星間空間でどう分布し、どの様に伝搬するかに ついては、まだよくわかっていません。IPS観測は惑星間空間を伝搬中の CMEを効率良く検出することができます。SW研究室では宇宙天気予報を 行う研究機関と共同でIPS観測データを取り込んだCME伝搬モデルの開発 を行っています。これまでの研究から、IPS観測データを取り込むことで CMEの到来予測精度が向上することが明らかになっていきました。現在、SW研のIPS観測データやSW研で開発した予測システムの一部は日本を始めとする世界各国の宇宙天気予報機関でも参考にされています。

IPS観測専用の多地点大型電波望遠鏡システムの開発

SW研究室では、独自にIPS観測専用の大型電波望遠鏡システムを開発し、太陽風データを収集しています。それらの電波望遠鏡は豊川（愛知）、富士山麓（山梨）、木曽（長野）の国内３箇所に設置されています。これらの望遠鏡は、いずれも我が国最大級の受信面積を有しています。例えば、富士の電波望遠鏡の受信面積は約2000㎡、豊川にある新しい電波望遠鏡は約3500㎡です。何故このような面積が必要なのかというと、元々天体電波源からの信号は非常に微弱で、IPSのシグナルは電波源自体の信号に比べさらに小さいため、それを検出するには高感度の受信システムが必要だからです。またIPSは速い変動を示すことから時間積分によって感度を向上させることができません。SW研究室の電波望遠鏡では、１日に数多くの電波源についてIPS観測が可能になっています。今後さらにシステムの感度を高めるように開発を行っています。

パルサーを用いた太陽コロナ観測

パルサーは電波を含む広い波長帯域で規則正しい周期でパルス状の放射をする天体です。電波の到来時刻は、電波の波長と電波が通過する領域の電子密度の積分値に依存するため、パルサーのみかけの位置が太陽コロナをちょうど横切る時期にパルスの周波数分散を観測すれば、間接的にコロナの密度を導出することができます。そこで、IPS観測と並行して、豊川のアンテナSWIFTを用いた”かにパルサー”の観測を行っています。かにパルサーは、見かけの位置が太陽の南極から約5倍の太陽半径の場所まで接近することに加え、時折通常のパルス強度を数桁上回る巨大パルスを放射することで知られ、その巨大パルスを利用することで短時間の観測からコロナの密度を導出できます。SWIFTは大型で高い感度を持っているため、先行研究と比較して非常に多くのパルスを検出できています。