社会への影響

無線通信・電波伝播

図1 電波伝播と電離圏効果

中波(300kHz-3MHz)から短波(3MHz-30MHz)帯の電波は、電離圏で反射される性質があるため、古くから見通し範囲を超える通信手段として利用されています。現代でも航空や船舶無線、放送などで使用されています。この方法による通信は電離圏の乱れの影響を受けます。太陽フレアの発生直後には、太陽から放射される強いX線により、日照領域の電離圏D領域で異常電離が起こり、数MHzまでの電波が吸収されてしまいます。また、大規模なフレアの発生時には、極域のD領域に高エネルギーの太陽起源のプロトンが降り注ぎ、同様の通信障害が起こることがあります。電離圏の負相嵐が発生した際には、数MHzから数10MHz帯の電波が電離圏で反射されなくなり、通信に使用できなくなることがあります。また、スポラディックE層が発達した時には、通常は電離圏を突き抜ける数10MHzの周波数帯の電波が電離圏で反射されて異常伝搬し、遠方のラジオや防災無線などに混信を与えることもあります。一方、電離圏を通過する高い周波数帯の電波も電離圏の乱れによる影響を受けます。赤道域で発生し、時には中緯度域まで発達するプラズマバブルに内包される電離圏の不規則構造は、通信・放送衛星や観測衛星、測位衛星などに使われるGHz帯の電波の強度や位相を乱します。この現象は、電離圏シンチレーションと呼ばれ、その度合いが強くなると、衛星電波の追尾が出来なくなることもあります。

図2 電離圏全電子数と電離圏遅延の関係

電離圏を構成している大気(プラズマ)には、そこを通過する電波の伝搬を遅延させる性質があります。GPS*1等を利用した衛星測位では、複数の衛星からの電波を受信して衛星-受信機間の距離を算出して受信機の位置を測定しますが、この電波の電離圏での遅延は測位誤差を引き起こします。例えばGPSの1周波のみを用いた測位では、誤差が10メートル以上になることもあり、衛星測位の最大誤差要因となっています。電離圏遅延量は、図に示すように、電波の周波数と、電離圏全電子数によって決まります。電離圏全電子数はTEC(Total Electron Content)と呼ばれ、単位面積を持つ鉛直の仮想的な柱状領域内の電子の総数で、一般的に、TEC Unit (TECU、1TECU=1016/m2) で表されます。

1周波GPS測位で利用されるL1帯は、1TECUあたり16cmの遅延を受けます。電離圏全電子数は、季節や地方時、太陽活動度等によって大きく変動しますが、日本の位置する中緯度では、昼間で数10TECU、夜間で数TECUほどです。そのため、L1帯は数メートルの電離圏遅延が発生し、単独測位の誤差に影響します。電離圏遅延を補正するためには、複数の地上GPS受信機等で取得された電離圏の補正情報を利用する方法があります。電離圏は日々変動し、さまざまな空間・時間スケールの現象が起こりますが、その中でも、プラズマバブルや電離圏嵐など、電離圏全電子数の増減量やその空間勾配が大きい現象が発生した場合は、補正情報を用いた電離圏補正も困難となります。また、プラズマバブルに内包される電離圏不規則構造に由来する電離圏シンチレーションにより、GNSSで利用される電波の強度や位相が乱れ、その度合いが強くなると、GNSS信号のロック損失が発生することもあります(「無線通信・電波伝播」の項目を参照)。

  • *1 GPS = Global Positioning System

航空運用

航空運用に対する宇宙天気の影響は大きく3つあります。まず1つ目に、「衛星測位」です。近年、航空運用にも衛星測位が利用されているため、電離圏の乱れにより増大する測位誤差の影響を受けます(「衛星測位」の項目を参照)。2つ目の影響は「通信」です。航空機では、近距離用のVHF帯通信に加え、洋上など遠距離用のHF帯無線通信が使われています。太陽フレアの発生直後や電離圏嵐が発生したときは、HF帯の通信ができなくなるなどの影響が出てきます(「無線通信・電波伝播」の項目を参照)。特に衛星通信の利用が難しい極域においては、大規模フレア発生時にHF通信もできなくなることを避けるため、極域航路を迂回するなどの対策が取られています。3つ目の影響は「被ばく」です。太陽高エネルギー粒子の増加により、乗員の被ばく量が増大する危険性があります。航空機乗務に伴う付加的な被ばく線量の管理目標値としては、年間5mSvに設定されています(「航空機乗務員の被ばく管理に関するガイドライン」、文部科学省、2006年)が、大規模太陽フレア発生時に推定される航空機乗員の被ばく線量は約4mSvと年間目標値に近く、注意が必要です(「航空機乗務員等の宇宙線被ばくに関する検討について」、文部科学省、2005年)。

有人宇宙活動

宇宙空間を飛来する太陽高エネルギー粒子を含む宇宙放射線は、国際宇宙ステーションや月面・火星での有人活動に大きな影響を及ぼし、 場合によっては死亡事故にもつながります。国際宇宙ステーションでは綿密な放射線被曝予測が行われ、 通常の船内滞在時には実効線量当量は1日0.5mSv *1であるのに対し、太陽高エネルギー粒子現象時の数日間にはその値が数10倍になると予測されています。 また船外では被曝量が数倍となり、皮膚及び体表面に近い臓器の被曝量が相対的に増大します。 0.5mSvはレントゲン(X線)撮影10回程度の放射線量に相当し、宇宙飛行士の骨髄に対する線量基準値は、 その任務の特殊性から年間500mSv以下となっています。米国NASAでは宇宙天気の24時間監視体制が敷かれ、 国際宇宙環境情報サービス(ISES *2)による警報発令時には、国際宇宙ステーション運用チームに即座に伝えられ、 船外宇宙活動の中止等が判断されています。また将来の月面・火星探査の際にはシェルターへ非難を行ったり、 宇宙観光の際には速やかに地球へ帰還したりする方策が考えられます。

  • *1 国際放射線防護委員会2007年勧告(ICRP Publication103)の「国際宇宙ステーション搭乗宇宙飛行士 放射線被ばく管理規定」への取り入れに関わる検討結果報告書、JAXA、 2013年
  • *2 ISES = International Space Environment Service

電力・磁気探査

「地磁気嵐やオーロラ嵐による地磁気変動は、電力網に影響を及ぼすことがあります。 地磁気が大きく変化すると、地磁気誘導電流(GIC *1)により、発電所の変圧器の過熱や、 保護リレーの誤動作などが発生することが知られています。磁気緯度が高い北米や北欧などでは、 GICによる電力設備の障害がこれまでに何例か報告されています。 例えば、1989年3月13日、カナダのケベック州では大規模地磁気嵐に伴うGICの発生によって、 約9時間にわたって約600万人が影響を受ける大停電が発生しました。また、2003年10月30日には、 南スウェーデンのマルモでもGICによる電力網障害のため約5万人が停電の影響を受けています。 日本は地磁緯度が比較的低いため、GICによる障害は報告されていません。 しかし、今後これまでにない巨大な地磁気嵐が発生した場合には、日本でも特に北海道など高緯度側の地域の電力網はGICによる影響を受ける可能性が有ります。

一方、宇宙天気現象に伴う地磁気変動は、利用されるという側面もあります。地下構造を把握する磁気探査では、 自然現象に由来する電磁波を信号源として利用します。宇宙天気現象に伴う地磁気と地電流を測定・解析することで、 広く深い範囲の地熱や資源の探査を行うことができます。信号が強い方が良質のデータが得られますので、 地磁気活動が活発なときほど、磁気探査にとっては好都合となります。

  • *1 GIC = Geomagnetically Induced Current

衛星運用

人工衛星は、通信・放送、地球観測、宇宙観測等様々な目的のために打ち上げられ、私達の生活の中で利用されています。 人工衛星は、空気が極めて希薄で、電子やイオンなどがプラズマ状態になった荷電粒子のガスの領域で運用されているため、 宇宙環境の変動の影響を大きく受けます。プロトン現象(SEP *1)や銀河宇宙線等の高エネルギー粒子の影響によって、 衛星搭載のコンピュータやメモリに誤動作が生じることがあります。

地磁気擾乱の原因である磁気圏・電離圏の電流変動、及び磁気圏内での粒子変動も衛星障害の要因となります。 地磁気擾乱の源となるサブストームと呼ばれるオーロラ活動の嵐によって、磁気圏尾部から内部磁気圏領域にプラズマの注入が起こり、 その際に静止衛星や低軌道衛星の宇宙環境が変化して表面に帯電したり放電を引き起こします。

更にオーロラ活動に伴う極域電離圏電流変動によって、超高層大気の加熱が起こり、大気密度が増加します。 これによって、低高度衛星の軌道が大きく変化することがあります。大きな地磁気擾乱の発生が予想されている場合には、 これらの衛星障害リスクを想定する必要があります。

静止軌道は放射線帯外帯の外縁に位置しています。放射線帯外帯の高エネルギー電子は、太陽風と磁気圏の作用によって大きく変動します。 放射線帯外帯に存在する500keV以上の高エネルギー電子は衛星構体を突き抜けて衛星内部の半導体素子やケーブルの被覆等の内部帯電を引き起こします。 蓄積した電荷が放電すると衛星搭載機器の誤動作や故障の原因となることがあります。

  • *1SEP = Solar Energetic Particles

オーロラ

図3 オーロラ帯

オーロラは高度100km以上の超高層大気で生じる放電現象です。通常は、オーロラ帯と呼ばれる北極と南極を取り囲むリング状の領域(図3 オーロラ帯)でよく観測されます。 オーロラは、極域の地磁気擾乱と密接に関係しており、地磁気が乱れる時にオーロラ活動が活発になります。 更に、地磁気嵐と呼ばれる大きな地磁気擾乱が発生すると、オーロラが活動する領域が低い緯度の領域まで拡大し、 時には日本でもオーロラが見られることがあります。(日本が真夜中になる時間帯に、 地磁気嵐の指数であるDst指数 *1の値が-250nT以下に下がるような大きな地磁気嵐が起こる時には、 日本でオーロラが見られる可能性が高くなります。)

地磁気擾乱は、太陽から地球方向に放出されたプラズマ雲(CME*2)や、コロナホールからの高速太陽風などによって引き起こされます。 CMEは突発的に発生するため、発生した後、いつ頃CME自体の影響で地磁気が乱れるのかについては、予測が難しいです。 コロナホールからの高速太陽風に関しては、構造がある程度長期間維持されている場合には、太陽の自転周期と対応して、 27日回帰性の地磁気擾乱が発生することがあります。

  • *1 Dst指数=赤道付近で観測された平均的な地磁気変動量から算出した地磁気変動指数
  • *2 CME = Coronal Mass Ejection