中性子カウント値

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本研究について

研究の背景

太陽活動は約11年で強弱を繰り返しており、黒点が最も多く出る時期を極大期、黒点が最も少なくなる時期を極小期と呼んでいます。1980年代から極大期の黒点数は徐々に少なくなっており、特に2009年の極小期には無黒点日が続き、1950年以降の観測史上最大となる宇宙線強度が観測されました。

本研究では、昭和基地に宇宙線観測装置を設置することで、特に2020年頃に予想される次期極小期に宇宙線がどれほど増えるか予測し検証することや、太陽フレアなどに伴う一時的な宇宙線の変化を理解することを目的としています。

地上で計測できる宇宙線には、主にミューオンと中性子の2種類があります。現在のミューオン計ネットワーク(GMDN)と中性子計ネットワーク(SSE)はそれぞれが独自の成果を挙げてきましたが、両者を統合して宇宙天気研究に利用した例はありません。本研究ではこの点に着目し、従来のミューオン観測と中性子観測の両方を統合することにより、宇宙天気研究の新展開を図ります。

昭和基地に設置された宇宙線計

2018年から、昭和基地で中性子計とミューオン計による同地点・同時観測がスタートしました。

中・低緯度での同地点・同時観測はこれまでにも例がありますが、磁力線を斜めに横切って検出器に入射する宇宙線を計測するため、地磁気により軌道が大きく偏向します。したがって、中性子計とミューオン計による磁気圏外での観測方向が大きくことなってしまい、観測された強度変動の違いは、この方向の違いによるものと区別することができません。

これに対し、緯度の高い昭和基地におかれた宇宙線計には、あまり磁力線を横切らずに大気圏に入射します。このため、昭和基地での中性子計とミューオン計による同時観測により、磁気圏外のほぼ同じ方向から入射する宇宙線量を約5倍異なる2つのエネルギー領域で観測することができます。また、同地点で観測される宇宙線は、大気中や地球磁気圏中でほぼ同じ経路を経て検出器に到達するため、大気変動や地磁気変動に対する応答の違いを従来よりも正確に調べることができます。

中性子計
ミューオン計

プロジェクトメンバー

加藤千尋 信州大学 准教授

片岡龍峰 極地研究所 准教授

門倉 昭 データサイエンス共同利用基盤施設 教授

宗像 一起 信州大学 教授