2．超高層大気・宇宙空間物理学分野　図版目録　　

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2-1 太陽と太陽風

*Ｈαスペクトル線で観測された太陽フレア　(GIF,194KB)

*1999年8月2日に「ようこう」軟Ｘ線望遠鏡（SXT）で観測されたフレア　(GIF,46KB)

*1997年11月6日に太陽西半球で発生した強い太陽フレアに伴うCME (GIF,608KB)

*1998年5月2日にSOHO衛星のC2コロナグラフによって観測された，halo型CME (GIF,208KB)

*SOHO衛星のC1コロナグラフ（視野は1.1-3.0太陽半径）とC2コロナグラフ（視野は1.7-6.0太陽半径）によって撮影された太陽活動極小期（1996年2月1日）のコロナの合成写真 (GIF,109KB)

*SOHO衛星のC3コロナグラフ（視野は3.7-32太陽半径）による，太陽活動極大期（2000年6月20日）に於ける広視野コロナ画像 (GIF,57KB)

*ようこう」衛星の軟Ｘ線望遠鏡（SXT）による，1991年11月12日における太陽コロナのＸ線画像 (GIF,297KB)

*SOHOの極紫外線望遠鏡（EIT）によって撮影された，鉄イオン(Fe XII) のスペクトル線（195 A）におけるコロナ画像（1997年9月11日） (GIF,156KB)

２−２　地球磁気圏

２−３　地磁気の変化

２−４　オーロラ

図１　　オーロラ出現確率の世界分布図。M = 100という線は、この地点では１年に100晩オーロラが見えることを示している。北海道あたりのM = 0.1という線は統計上10年に１度見えることを示している。

図２　　オーロラ電子によって電離される超高層大気の粒子数。それぞれ、個／cm2 秒、個／cc 秒）で表す。計算はPeter Banksによる。

図３　　太陽の光（上）とオーロラの典型的な色（下）との比較。太陽のスペクトル（光をいろいろな波長に分けること）は、虹と同じく紫から赤まで、連続の色でできているが、オーロラの色は不連続。オーロラのそれぞれの色は、独特の粒子衝突／化
学反応過程を示している。図は、「オーロラ　太陽からのメッセージ」（上出洋介著、山と渓谷社刊）より転載。

図４　　オーロラカーテンとコロナ状オーロラ。見た目は違うが本来は同じオーロラで、その違いの基本は遠近効である。遠い地点（A）からはカーテン状に見えるが、より近い地点（B）からは弧を描いて見える。カーテンの真下（C）からは、カーテンのひだ（レイ構造）が１点に集中して、その１点から放射状に光が広がるコロナオーロラに見える。カーテンオーロラも見える位置によって形が変わる（右下）。図は、「オーロラ　太陽からのメッセージ」（上出洋介著、山と渓谷社刊）より転載。

図５　　オーロラサブストーム（S.-I. Akasofuによる）。T = 0はサブストームの急始の時刻を表す。

図６　　太陽風と地球磁気圏（地球磁場の勢力圏）。地球磁気圏は、太陽風（つまり、太陽大気）の中にぽっかりできた空洞のようなものだ。太陽風は磁気圏の正面からは中に入れず、まわりを吹きつけていく。太陽風と地球磁場の相互作用でオーロラができる。図は、「オーロラ　太陽からのメッセージ」（上出洋介著、山と渓谷社刊）より転載。

図７　　オーロラの中を流れる電流（黄色の矢印）と、オーロラから出る熱量（赤）の世界分布。この図は多くの例を平均したもので、実際の個々のケースでは、電流はもっと緯度的に集中している。上方が太陽の方向、緯度は地磁気緯度である。

図８　　地球以外の惑星でもオーロラが見られる。ボイジャー１号は木星のオーロラを撮影することに成功した。木星の直径は地球の11倍の71500キロあるので、地球のオーロラよりはるかに長い。下部には雷光らしきものが写っている。

図９　　紫外線でとらえた木星（左）と土星（右）のオーロラ。それぞれ、1994年７月17日、1995年10月９日、ハッブル望遠鏡から撮影。

図10　　太陽と地球の間の空間は、理論と観測がうまく調和したユニークな研究室であり、実験場であるといえる。オーロラを含む地球の周辺で発生している電磁気現象、つまり自然の大実験場でおきているプラズマ過程である。