惑星周辺プラズマを写真に撮る

宇宙科学研究所　中 村 正 人　　

　ジオテイルがまだOPEN-Jと呼ばれていた頃，私は宇宙研への進学を決め(拾って頂いた？)，大林，西田，鶴田先生たちの居る研究室に入って，プラズマの流れや加速に重要な役割を果たすプラズマ中の電場観測器を鶴田先生，早川基さんと一緒に作り始めました。一連のロケットによる基礎実験ではなかなか思うような成果が出ず，私は論文が書けず博士４年目に進学(留年ともいう)しようとしていた頃，鶴田先生とこんな会話を交わしました。私「こんなマダルッコシイこと止めて，地球から離れて磁気圏の写真を撮ればいいじゃないですか」，鶴田先生(あきれた顔で)「あのね，中村君，光の散乱断面積っていう概念，知っている？」つまり先生のおっしゃりたいことは磁気圏のプラズマは太陽の光を受けて輝くには希薄すぎると言うことです。確かに通常の可視光の散乱であればその通りであり，私は愛用のペンタックスで写真を撮るようなつもりで居ましたので，そこで深く頷き，さすがは先生だと思ったのでした。幸いにして1987年のはじめ改良に改良を重ねた電場計測器EFDを搭載したS-520-9では世界で最初の時間計測法(TOF)による精密電場測定に成功し，私は無事博士論文を仕上げドイツへと旅だったのでした。(就職口がなかったものですから。)

　３年後ドイツから帰ってきて宇宙研の助手になった頃，鶴田先生が私を部屋にお呼びになり，にこやかなお顔で
「中村君，実はあれ写るんだよ」
とおっしゃいました。
「はあ？何のことです？」
「いや，だから，あの磁気圏のプラズマだけど」
「３年前，写らないと断言されたじゃないですか」
「中村君，検算しなかったの？」
「してません」
「駄目じゃないですか」
「．．．」
実は可視の光ではなく，極端紫外線，つまりX線に近い紫外線(空気中を通らないので真空紫外とも言います)を浴びた磁気圏中のある種のイオンや原子はその最外殻電子のエネルギー状態が，浴びた極端紫外線のエネルギーと同じだけ変化(吸収)して，それがすぐに元の状態に戻る(放出)時に浴びたのと同じエネルギーの光を出します。これを共鳴散乱と言い，エネルギーを光の波長で言い換えると水素原子では121.6nm(ライマンα線)，ヘリウムの一価イオンでは30.4nm，ヘリウム原子では58.4nm，酸素の一価イオンでは83.4nmといった具合です。(ちなみにプロトンや二価のヘリウムなど電子をまとわない裸の粒子はこの共鳴が出来ません。)これらの光はX線に近いのでかなりのエネルギーを持っていますから，通常の反射鏡などでは物質の中に潜り込んでしまって反射率は極端に悪いのです。その為，効率の良い光学系が以前は作れず，宇宙空間でこれらの微弱な光を捉えることは至難の業でした。しかし，その当時X線天文学の分野で発達してきた多層膜反射鏡という技術を使えば，このような光学系を作ることが出来るのではないかというのが鶴田先生のお話でした。

　1990年に私が日本に帰ってきた頃，すぐ傍のお部屋に山下広順先生が居られました。反射鏡の多層膜に関してご相談申し上げるのにこれ以上の方は居られません。
「304Åでも出来るでしょうか？」
と伺いますと煙草をくゆらせながら
「やってみればええんじゃ」
との力強いお答えを頂きましたので，早速ロケット実験の準備が始まりました。S-520-19に搭載されたHEMはそれから数年後に飛ぶことになりましたが，反射鏡からMCP，フィルターにいたるすべてのことで山下先生のご指導(というより，ほとんど先生が仕様をお決めになった)を頂きました。1993年に私は東京大学に移りましたが，その後山下先生も名古屋大学へ移られ，結局ロケットの準備は名古屋大＋東大で行うようになりました。そのときのHEMのデータが図１に示したもので，学生だった吉川君の修士論文となりました。

図１　観測ロケットS-520-19号機に搭載したHEMの観測結果。
　　　横軸は打ち上げ後の時間，縦軸はHEMのカウント数。　　
　　　100カウントが１レイリーに対応する。　　　　　　　　
　　　３本の曲線は電離圏のヘリウムイオンの密度を仮定した場
　　　合に予想されるプラズマ圏からの光量を表す。　　　　　

　東大・宇宙研・通総研の極端紫外撮像グループはこの問題をクリアするため，新しい反射鏡とフィルターの開発をしてきました。反射鏡の方は特別な干渉膜を鏡表面に作ってライマンアルファ線の反射率を極端に落としてやるというアイディアです。しかし，これはまだ研究途上で完成には至っていません。フィルターの方はインディウムを適切な厚みでフィルター材に使うことで83.4nmと121.6nmでの透過率の比を十分大きく出来ることが解りました。

　この技術を試験するために，北極域のスヴァルバードから打ち上げられたSS-520-2観測ロケットの先端にこの技術を応用したフォトメターを搭載させてもらい，データを取得しました。目標は，電離層中の酸素イオンが散乱する光を，電離層の外側で光っている中性水素からの光に妨げられずに捉えて，電離層の酸素イオンプロファイルと比較すること，さらに，うまく行けば極域から吹き出している酸素イオンの痕跡を捉えることです。前者に関しては完全にその目的を達することが出来ました(図５)。フィルターは予想されたとおりの働きをして，電離層からの光だけを検出器に送り込んでいます。後者に関しては，未だ解析の途中ですが，はっきりしたことは言えません。主な問題は太陽光が迷光としてフォトメターのフード内側を照らすフェーズがあることです。これは，打ち上げ前から予想されていた問題でしたが，ロケットの観測目的(カスプ領域での粒子加熱メカニズムの解明)から決められた軌道からやむを得ないことでした。将来はフォトメターなり，カメラなりを完全に遮光する，あるいは太陽の当たらない条件で運用することによって避けることが出来る問題です。

図５　SSー520-1号機に搭載したXUVが捉えた電離圏酸素イオン
　　　(OII 83.4nm)の光量分布。３本の曲線は，太陽活動度の違い
　　　を考慮した時の光量の予想曲線。　　　　　　　　　　　　

図６　月から見た地球のポーラーウィンド(OII 83.4nm)。
　　　EXOS-D衛星のプラズマ観測器から得られたデータを
　　　元にして，シミュレートした結果。　　　　　　　　

　もう一つの目標としては地球以外の星，特に金星と火星から吹き出す酸素イオンの分布や量を写真に撮る事が挙げられます。これら二つの惑星は磁場を持たず，太陽風が電離層や大気と直接相互作用して惑星の大気をはぎ取っていると考えられますが，その大気散逸プロセスは惑星の大気の進化を考える上で重要なものです。もちろん，この写真だけで大気進化の問題が解けるわけではありませんが，写真というものは非常に多くの情報を含んでいます。必ず，大きな成果を挙げられると考えています。

　思えば子供の頃から写真を撮ることが好きでした。今，我が家にはその頃からのカメラが多数保管庫に入っていて，被写体も小学校の友人から，風景写真，家族の写真と移ってきました。ここ10年はここに述べた極端紫外のカメラでプラズマを撮ることに専念してきましたが，これらの技術も若い人たちが発展させてくれています。これからは，今日ここに述べられなかった赤外カメラでヴィーナスの写真を撮ることになります(つまり金星探査のことです)。キャパの様な写真家にはなれませんでしたが，幸せな研究生活を送らせて頂いていると思います。こんな写真を探査機で撮ってほしいという希望があれば是非教えてください。カメラを携えて駆けつけます。

(なかむら・まさと)