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。