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平磯における太陽電波観測の
Vol.40 No. 1 March 1 9 9 4 p p .61-83 通信総合研究所季報 解 説 平磯における太陽電波観測の 4 0年 磯辺 武 ＊I 山下不二夫 d ( 1 9 9 3 年1 2月 1日受理） FORTYYEARSINSOLARRADIO OBSERVATIONSATHIRAISO By Takeshi !SOBE and F u j i oYAMASHITA Radiob u r s t sfromt h esunwered i s c o v e r e di n1 9 4 2 . Teny e a r sl a t e r ,s o l a rr a d i oo b s e r v a t i o n s a tH i r a i s os t a r t e d , and t h e y have b e e nc o n t i n u e df o r more than 4 0 years-mainly a ta meter band. The o b s e r v a t i o n system a tH i r a i s ohas b e e nreneweds e v e r a lt i m e s andimproved with t e c h n o l o g i c a ld e v e l o p m e n t . The i n i t i a lr e c e i v i n gf r e q u e n c y was 2 0 0MHz and o b s e r v a t i o n sa t 9 . 5GHz, 5 0 0MHz, and 1 0 0MHz s t a r t e di n1 9 6 0 ,1 9 6 1 , and1 9 6 8 ,r e s p e c t i v e l y . Mappingo b s e r ・ v a t i o n sa t3 2GHz were c a r r i e do u t from 1 9 8 0t o1 9 9 1 . Dynamic spectrum o b s e r v a t i o n si nt h e f r 巴q uencyrange from7 0t o5 0 0MHzs t a r t e di n1 9 8 8 , andt h es o l a rr a d i oo b s e r v a t i o nsystema t H i r a i s o was wholly upgraded i n1 9 9 2 . T h i s paper d e s c r i b e st h eh i s t o r yo ft h es o l a rr a d i o o b s e r v a t i o nsystemsa tHiraisoandsummarizest h eo b s e r v a t i o n smadeu n t i l1 9 9 2 . ［キーワード］ 太陽電波，国際地球観測年，偏波計，スベクトル計， ミリ波観測． Solar r a d i oe m i s s i o n , IGY, P o l a r i m e t e r ,S p e c t r o m e t e r ,M i l l i m e t e rwave o b s e r v a t 1 0 n . エレクトロニクスは，その後の電波天文学の発展に大い 1 . はじめに に寄与し，太陽電波の研究も大きく成長した． 平磯宇宙環境センターでは，固定周波による太陽電波 わが国における太陽電波の研究は，三鷹の東京天文台 9 5 2年 3月から 1 9 9 3 年 3月までの間続けてきたが， 観測を1 （現国立天文台）が電波研究所（現通信総合研究所）の 施設の老朽化と平磯で 1 9 8 7 年から行っている，宇宙天気 技術協力により， 1 9 4 9 年に周波数 200MHzで観測を始 予報業務の必要性から，広い波長域の電波を同時に受信 9 5 2 年には， めたのが最初であるω．それから 3年後の 1 できる，太陽電波スベクトル計が整備されたのを機に， 平磯電波観測所（現平磯字宙環境センター）でも，電波 約4 0 年間続けてきた固定周波観測について周波数の見直 警報業務のために 200MHzで観測を開始している． 平磯における太陽電波の研究観測は，その後も発展を しを行った． 1 8 9 0年代に， トーマス・エジソンや英国のサー・オリ 順次増やし，アンテナもパラボラア 続け，観測周波数を l ノゼー・ロッジらは，太陽電波の存在を予測して，受信を ンテナを使用するなど，測定精度や性能の向上に努めて 試みたがいずれも失敗に終わっている．太陽電波を初め きた．観測周波数(2) については， IGY （国際地球観測 て発見したのは， 1 9 4 2年の第二次世界大戦中に英国のレー 年 ， 1 9 5 7 年 7月∼ 1 9 5 8 年1 2月）の数年前に，圏内の関係 ダー隊のへイらで，戦時中に軍用レーダーが雑音として 機関間で調整が行われ，平磯はメータ波帯を受け持つこ 偶然受信したものであるω．この大戦中急速に発達した とになり，平磯で行われている電波警報業務に必要なた め，特に地磁気嵐の予知と関連のある 1 0 0 , 200MHz ヰ1 叫 関東支所平磯宇宙環境センタ一 太陽研究室 元情報管理部現社団法人日本アマチュア無線 と 500MHzでの観測に重点をおき，機器の整備をして 連盟技術研究所 きた．観測方法も，太陽磁場を推定するために偏波計を 6 1 通信総合研究所季報 6 2 採用した. 1 9 8 0 年には， ミリ波衛星通信実験用アンテナ 0 0 0 度の黒体縞射との食 電波の受信強度と光球の温度6 による 32GHzでの観測を開始した．細いペンシルビー い違いは，センチメータ波は彩層から，メータ波はコロ ムで太陽面をスキャンして得られた太陽面二次元輝度温 ナからの編射と考えるべきことを Ginzburg等が説明 度分布図は，太陽面活動域の監視やフレアの同定に威力 し た ． を発揮した．更に 1 9 8 8 年には， 70MHz ∼500MHz帯の 9 5 4年に Haagで聞かれ このような状況にあって. 1 スベクトル計を導入し，平磯の太陽観測も固定周波によ た URSIの総会において共通した周波数帯，すなわち から広帯域動スベクトル観測に移行した． る観測l 200MHzと 3 0 0 0MHzでの観測を行うことが決議され た．これはその後 B oulderにおいて 1 9 5 7年に聞かれた 今回，本文を執筆するに至った経緯は，固定周波観測 用アンテナ等老朽化施設の撤去が決定したとき，今日ま URSIの総会で， IGYのために 200MHzと 3 0 0 0MHz での平磯における太陽電波研究施設に関する記録を資料 で観測を行うことを呼びかけたことにつながる． として残すため，太陽電波小特集として執筆することに なった．なにぶん古いことなので，現在の太陽研究室員 2 0 0MHz帯は太陽コロナ中の現象に係る縞射を示し， 3 0 0 0MHz帯はコロナ底部の彩層に近い領域の情報を与 では対応が困難な部分もあり，太陽観測初期の頃につい えてくれるもので，その後の成果からみてもこれは適切 ては，当時太陽電波研究室長をしていた山下不二夫氏に な選択であった． 執筆を依頼した． 執筆分担は， l章 ， 7章 ， 8章を磯辺， 2章 ， 3章 ， 4章 ， 5章 ， 6章を山下が担当した． 2 . 太陽電波受信の始まり 以後，太陽電波の観測と研究は真空管時代にも急速な 発展を遂げたが，さらに半導体を主役とした総合的な技 術の成熟によって，初期には考え及ばなかったような高 度な観測も現在では可能となっている 3 . 太陽電波に含まれる情報は何か 太陽電波の予測と受信の歴史的な話は幾つかの著作に 見ることができるωωωω ． S i rO l i v e rLodgeが太陽 太陽電波は太陽自身の活動の状況を光では見えない領 電波の受信を試みた多分最初の人であるが，検波器にコ 域について教えてくれる重要な手がかりである．太陽電 ヒーラ位しかなかった時期であり，今から見れば技術的 波を受信して得られるデータに含まれる情報には， には無理であったにせよ，着想し実験したことには敬意 波数と強度分布， を表すべきものがある． 化 ・偏波と強度分布， −周 ・それらの時間変 ・太陽面上の分布等が挙げられる． K. Janskyの1 9 3 2年の短波帯銀河電波の発見の特に ( 1 ) 周波数に注目すると，太陽電波スベクトルの短波長 も太陽電波は捉えられなかったが，太陽活動最小期で異 域はミリ波，サプミリ波から赤外領域へとつながるも 常現象が発生しなかったためであろう． のとみられる．長波領域においては衛星で観測された その後第 2次大戦の最中， 1 9 4 2年には英国のレーダ部 周波数が数 lOkHz辺りまでという報告がある．観測 隊が異常電波として太陽方向からの電波を捉え，太陽電 可能周波数域は技術の進展とともに変わるものである 波として確認されたのが最初であると記録されている． 0 6Hzから 1 0 1 2Hzの範囲 が，今のところはおよそ 1 一方， 1 9 3 7年の夏に KDDで行われた電波観測中に， を対象になるものといえる．そして，観測技術として 昼頃に雑音レベルが異常増加したことについて，太陽か 成熟し，それ故に現象の多様さで興味を引くのが 1 0 7 らの電波ではないかという推測に至ったが電離層雑音で Hzから 1 0 1 0Hzの領域である． あろうと結論したことが仲上・宮に観測記録と共に述 スベクトルの分布にも多様さがあり，静穏時の熱幅 べられている ω．いずれの場合でも，注目されたのは太 射については受信機が対応できる幅では白色雑音に準 ちパーストの発生時における強度の増 陽の異常語射，周l じている この場合の受信機の幅は数 MHzから数 1 0 MHzが一般的な値である．一方，異常現象などでは かなり狭いスベクトルを示すものがあり，数 kHzと 加である． 明確な記録にはなくても，短波帯で太陽電波を原因と する雑音電波の異常増加を検知した例は他に少なからず あるのではなし、かと恩われる． いったものも現れる． よく知られているように，静穏時の太陽電波は主と 1 9 4 6 4 7 年頃には大きい黒点群が現れて電波縞射との して太陽大気のプラズ、マ周波数に対応する領域から編 相闘が認められ，さらにフレアの発生と電波の対応など 射される. 200MHzでの観測は，太陽コロナの中程 が観測され，また偏波の存在も見いだされた．なお， 1 9 までしか見ることはできない． したがって 200MHz 4 2年にはセンチメータ波の定常轄射を Southworthが で見た太陽は視直径 l度余りとなるが，太陽活動領域 発見している． からコロナ中に延びている局所的強磁場とプラズマと V o l .4 0 No.1 March 1 9 9 4 6 3 の相互作用による異常現象（パースト）に良く対応す る．一方 3000MHzではコロナ底部が見えるので， 活動領域上のコロナ凝集が原因となる輔射が観測され， 活動領域の磁場の状態との相関がよく，またその轄射 は SIDにも対応するというような特徴がある．一方 ︾向田 異常現象においてはこの他に局所的な状態の変化や波 DH 源の移動による轄射の変化や，輔射を励起する刺激の 伝搬によってプラズ‘マレベルに応じた周波数の偏移が 観測される．電波で見た静穏時の太陽の大きさを第 l 図 a＜引に強度のスベクトルを第 1図 b(6）に示す． 組 06 . . 理 耳 ( 2）地球上で観測される太陽電波は，その地点での電力 束密度で表され，これに比例した値が記録されて資料 となる．記録の質で問題になるのは信号対雑音比， S I N である．最小検出温度 L I Tは帯域幅広検波時定 太陽中心からの距隊 数 τ，システム温度 T α の場合， L I T＝ . . . . 。 太陽半径＝ 1 . 5 」 L ∼B.τ 1. 第 1図 （a ）電波でみた太陽の外売ダ5) となるので， L I Tを小さくするためには，帯域幅を大 きく，又検波時定数も大きく取る必要がある．一方， 現象の時間変化からみると τを余り大きく取ることは ー 貰 得策ではないので，勢い B を大きくする． 受信点においては，受信電力 P W ，アンテナ実効 関口面積 A m2 ，受信帯域幅 B Hzから電力束密度 S W/m2Hzを求めるが，一般にアンテナからは一つの ーグ 偏波成分を取り出すので，到来する全エネルギを表す N出 lN 自注 ， としている． 目 ためには 2倍する．すなわち， P=2SAB W，そして Sは 1 0 2 2WIm2Hzをもって s o l a rf l u xu n i t ,s f u ( 3）静穏時の幅射は偏波がランダムであるといわれる． しかし異常現象の際には活動領域の強い磁場は幅射の 偏波の様相は磁場の状態などを推定する重要な手がか りになる. R, L をそれぞれ右旋，左旋円偏波成分と すれば，一般に受信記録は R+L,R-Lとし， R+L 樹脂刷機R W 機構や伝搬路に影響を与えて強く偏らせる．このため m ’ は全電力を表す． ( 4）太陽縞射の時間変化としては，活動領域のない，静 穏な状態における，いわば基礎的な稿射を示す q u i e t sunと，活動領域の消長に対応して緩やかに増減す るs lowly varying component (S成分），そして ノてース卜という言葉に代表される変化の激しい輯射の 3通りの変化に大別される． 一方，観測し記録する場合には，時間に対してどの 様な変化をもって有意とするかで記録の時間分解能が 決められる．速く変動する現象にはそれに応答する記 録方法が，また長時間の緩やかな変化を見る場合には その聞の変化を有意にするに足りる観測系の安定度が ・ 2 1 2 2 市 波長 1 0 0 cm 第 l図 （b ）太陽電波轄射のスベクトル(6) 1 0 0 0 通信総合研究所季報 6 4 meterが多く，メータ波，デシメータ波の受信装置 必要となる． ( 5 ) 太陽面上の分布：簡単な小型アンテナでも太陽を観 には低雑音を考慮した直線増幅器が用いられた. 1940- 測することはできるが，これほ太陽全体を包含するよ 6 0 年代は真空管全盛期であったが，初段の低雑音真空 うなビームで受信することになり，太陽全体を見たと 管の選択に苦労したものである．格段に低雑音のパラ きの縞射量を知るに過ぎない．太陽面上には活動領域 9 5 0年 メトリック増幅器が使われるようになったのは 1 をはじめとして，局所的な縞射強度の分布が存在する 代以降のことである． この頃のマイクロ波帯の受信には Dickeの方式が と同時にそれらの強度や位置も時間変化する． 注目する轄射源の騒射強度，偏波，周波数等の時間 使われることが多く，初期には信号の切り替えに半分 変化を知るためには，波源の大きさに対応できる空間 に抵抗板を取り付けた円板を廻して導波管に抵抗を出 及び時間分解能を持つアンテナビームが必要となる． し入れする機械式スイッチがよく用いられた． lOcm程度の光学望遠鏡で実現できる分解能は，波長 whole disk観測は太陽全体からの騒射を観測する 6cmの震波では波長の比の，およそ 1 0 5倍の lOkm c t i v eregionの活動が一つに限ら ことになるので， a 規模の大きさになる．現在実用されている太陽電波観 れる場合はそこからの穏射の把握に支障はない．そし 0 秒角程 測用干渉討は 1km以内の規模で l分ないし 1 度の分解能を持つ．そして東西，及び南北のアレイを て多くの場合，概してそのようであった ( 2）偏波観測は既に 1 9 4 0年代に始まっており，前記の東 0 0MHzの偏波計（ p o l a r i 京天文台のアンテナは 2 組み合わせて 2次元画像を作る． meter）として動作していた．偏波観測にはパラボラ 4 . 観測機器について 反射鏡と直交ダイポール給電，あるいは直交ロンピッ 外国の例も含めて初期の観測機器の概要を記すと， ( 1 ) 1 940-50年頃の観測は小さいアンテナ（ 1 0 0波長以 下の単一アンテナ，あるいは小アレイ）による太陽面 全体（ whole disk）を見る t o t a l power radio- クアンテナ等がメータ波帯でよく用いられた マイク ロ波帯ではノ fラボラ反射鏡の前に 4分の l波長板をお いて円偏波を識別した． ( 3 ) パーストの周波数の時間変化を見るためにはスベク 第 1表太陽電波穏射の分智〉 Type Q u i e tsun Slowlyv a r y i n g component Duration Bandw i d t h D r i f t r αt e C o n s t a n t Con( o r1 1 tinuum y e a r p e r i o d ) Dayso r Con ・ months tinuum Rapidlyv a r y i n g component( a f t e r f l a r e s ): Phase1 : Typem S e c o n d s 5MHz TypeV M i n u t e s Continuum Phase2: TypeI M i n u t e s 50MHz TypeI V Hours Type I Hours Con・ tinuum ・ Con tinuum tC i r c u l a r l yp o l a r i z e d . P o l a r i z a t i o n Meeh a nism Random Thermal Tempera t u r e ,K l ( f Random Thermal < 2 x 1 C l 5 (CPtat cm) 20MHz s e c2 Random Plasma Random S y n c h r o ( u s u a l l y ) t ron 20MHz s e c1 min1 Random Plasma Random S y n c h r o t oCP t r o n Random ？ t oCP > 1 0 1 ' H J 1 ' <Iぴ1 1 0 " 1 0 ' Vo l . , 4 0 No.1 March 1 9 9 4 トロメータが作られた．対象とする周波数範囲で受信 6 5 1 9 4 9年に 2 0 0MHzの観測装置を作り，天文台内に設置 9 5 0 年代には広帯 周波数を掃引して記録するもので， 1 されたずンテナに接続して，天文台の畑中武夫教授（故 域受信アンテナや周波数の掃引方法など・についての検 人），赤羽賢司氏らのグループと太陽電波の受信を試み， 討が盛んに行われた．メータ波からデシメータ波にか 直ちにパーストを受信する好運に恵まれたということで けてはロンピックアンテナ，対数周期アンテナ，ホー ある. 2 0 0MHzを選定したのは，メータ波での観測の ンアンテナなどが用いられ， 1オクタープかそれ以上 要求と当時わが国における VHFの技術的な可能性と の守備範囲のあるアンテナを工夫した． の妥協点であったという．すでにこの時期には世界的に この装置で観測して得られる周波数変動パターンを メータ波もマイクロ波も興味の対象になっていたようで p e c t r a ダイナミックスベクトルと呼び，観測装置を s ある．その後に，川上氏のグループは 64MHz用 8× meterと名付ける．さらに s p e c t r o m e t e rと偏波宮！ とを組み合わせた観測装置も使用され， s p e c t r a p o l a r i m e t e rという．これらの装置によってパース 陽電波の観測の基礎作りを進めた． トのスベクトルの時間的な動きがよくわかるようにな 9 5 2 年のことで 陽電波観測用アンテナが設置されたのが1 8素子のアレイアンテナを作って実験観測するなど，太 一方，電波研究所平磯電波観測所（当時の名称）に太 り，パーストの型の分類，そしてそれらの発生機構の ある．それまでの川上氏のグループが行った観測実験に 解明が進んだ．太陽電波幅射の分類を第 1者 5）に示 基づいて設計された観測装置は試験，調整を済ませた後 olar Geophyすまた， NOAAが配布している S 9 5 4年から観測データを定常的に出し始めることに に ， 1 s i c a l Dataにはパーストの分類が説明的にポされて よって察明期から観測の確立へと移行することになり， いる． 平磯における太陽電波の観測の歴史が始まったわけであ ( 4 ) 太陽面上の温度分布を詳細に知ることは，光学観測 る ． との対応を求めることはもとより，電波領域で起こる ちなみに，名古屋大学の空電研究所（豊I JI ) では田 現象を究めるために重要である．光の分解能に匹敵す 7 5 0MHzによる定常観測を 1 9 5 2年か 中教授のもとで 3 るアンテナビームは前記のようにキロメータ規模のア ら始めていたし，東京天文台では 200MHzを含む VHF ンテナを必要とする．この要求に対しては単一アンテ 帯の観測と， 3 0 0 0MHzの観測とを開始しており，その ナでなくアレイによるビーム形成が考案され，いわゆ 前に 3000MHzの観測は高倉教授によって大阪市立大 る電波干渉計の研究が各国で競われることになった 学で行われていた． e l i o 干渉計によって太陽面の温度分布を描く装置 h graphは，わが国では， 1 9 5 0 年代初めに名古屋大学 測の始まりについては若井登東海大教授の著者2）にま 空電研究所（現国立天文台）において，故田中春夫教 とめられているので参照されたい． 授が 3 .7 5GHzで一次元 5素子アレイを作り，以後次 .4GHz系も含めて二次元アレイと 第に発展させて 9 なお，太陽電波受信に関する歴史とわが国における観 6 . 平磯における太陽電波観測−1 0 0 ,2 0 0 ,500 及び 9500MHz し，高分解能，高速処理のシステムを完成させた．現 在では野辺山太陽電波観測所にさらに高性能の h e l i o - 前述のように平磯における太陽電波観測は，これまで graphが設置されて 17GHzで解像力 1 0秒角， l秒 に実験観測の実績がある 200MHzの受信から開始され 毎の画像を出力できるという． た ． 外国にも多くの電波干渉計ーがあるが，その一つで、あ るオーストラリヤの Culgooraにある円%アレイは ここでは既に撤去された過去の装置と観測に関する事 柄について記すことにする． 6 . 1 2 0 0MHzの観測 1 9 6 0 年代に建設され，注目された．直径 3kmの円周 6 個のアンテナを配置し， 1 6 0MHzで 1分角の 上に 9 分解能と毎秒 l画像の速さで，コロナ中を移動する波 年までの 1 3年間に及んだ．開始の時にはまだ太陽活動は 源を示す画像などを得ている目 9サイクルに入りかけており， 静穏であったがすでに第 1 5 . 襲明期 わが国の太陽電波観測の始まり 1 9 4 0 年代の終わり頃，東京天文台の萩原台長と電波研 最初の赤道儀アンテナによる定常観測は 1 9 5 4 年から 1 9 6 7 957-58 年の IGY期間には最大 活動は急激に増加して 1 になっている．第四サイクルは黒点の観測が始まって以 来最大の黒点相対数を示した最大規模のサイクルである． 究所上田所長の協議に基づいて，両機関が協力して電波 1 9 5 6 年 2月2 3日には大きいパーストが観測され，稚内 による太陽観測を行うことになった．すなわち，電波研 等でオーロラが見られたという. IGY期間中も様々な JI 上謹之介，秋開浩氏らが 究所（現通信総合研究所）の I ノてーストが現れているが，大きいものについては，記録 通信総合研究所季報 6 6 計が振り切れてその最大値が読めない場合が多くあり ， に合わせて，受信機の較正を行った 観測に当たっては，あらゆる事態に対応できることが必 ( 2）受信機 要であると痛感したものである 6 .1 .1 ブロード サイドアレイアンテナを用いた観点] I u nから前置増幅器に入るが，こ アンテナ出力は bal れらはアンテナの裏側に取り付けた箱の中に納められて いた ． ( 1 ) アンテナ 1 9 5 2年 3月に設置されたアンテナは第 2図に示すよう ・前置増幅器 ・6AK5と 6 J4を用いた Wal lman回路 な長方形の反射板にダイポ ールを取り付けたブロードサ で低雑音化を試みたものであったが，雑音指数は 4~ 4. 5 イドアレイである 観測用地は海岸に萌した台地の端部 ほどであった この出力は今では滅多に見られないポリ にあり ，東から関西にかけて海を見渡せ，松の生えた斜 スチロ ールビーズの向車I Uケーブルで観測室内の受信機へ 面が海岸縁を通る県道まで延びていた 1954-5年頃は 導かれる 他に適当な真空管も入手できず， NFは 4よ 県道を通る自動車もあまり見られなかったが，時折通る り小さくはできなかった パスなどが観測記録にひげを残して行った 太陽の方向 ・較正装鐙 と県道とは 9 0 度近く離れているが，アンテナの構造から 源に切り替えて，整合終端時と 2極管出力の 2つのレベ 前置増幅器の入力をアンテナ出力から雑音 サイドロ ープが抑えられないので周辺の雑音を拾うのは ルを与えて受信機の較正を行った．信号の切り替えには やむを得ないことである また海岸 ということから，塩 iケー 7＇ルスイッチを用いた．雑音 2極管は ND 3 間車h 分を避ける ことが不可能であり ，機器の保守にには全般 という JRC社製のものであり， 7 5オーム抵抗負荷の広 的に大いに手間がかかった このアンテナの設置場所は ロ 第 3図の Aで，詳細は次のようである（高橋他( 7 ) ). 亡三コロ ・アンテナ ・半校長ダイポ ールを 6~lj 4段に配置したも 占f f i = J のを真総線反射器付きの鉄の枠に取り付け，準等通路長 電圧給電としたブロ ードサイドアレイで，手I ］ 得は 1 6dB オーム平行線を ba lunによって 7 5オーム同期i I 線路につ なぎ，平行線にスタブを付加して整合をとった 前置増 J l J定され，アンテナ実 幅器までの伝送線損失は 3dBとi 効利得は約 1 3dBな っ た アンテナ系 の測定には， 7 5 N 1T と推定した （ 第 2表 ） 。アンテナ給電にはアンテナ側 2 1 8 オームのスロッテッドラインとその信号源があり， 時折 アンテナの測定を行った ・アンテナ の太陽追尾 このアンテナは太陽の追尾を 8 分間に 2度の割合で間欠的に行った当時の電力事情は まだ良好とは言 えず，周波数の精度と安定度には頼れな いので， 5 ] 1 ］ 途発振器と電力増幅器により小型モータを駆 動してきた定な駆動信号を得ていた また，この駆動信号 第 3区｜ 平磯の太陽屯校在J l i J ! I J施設図 表 第2 反 射 2 0 0MHzブロードサイドアレイアンテナ諸元 板 寸 法 ダイポ ー ル の 配 列 f 尋 利 電 第 2図 2 0 0MHzブロードサイドアレイアンテナの外観 回 力 ( 1 9 6 5 年頃） 半 転 値 約4 .8mX3m 東西方向 南北方向 6列 4段 1 6dBi （推定） ~M 約2 0度 軸 赤道儀 Vol.AO No.1 March 1 9 9 4 6 7 Oct. 14. 200Mffz 1956 ( 3）観測の周辺 ・観測の障害：時の経過とともにアンテナに故障を生じ た即ち，毎日の天空レベルの検出において太陽を掃引 するときのパタンが崩れてきたことである．調査の結果 アンテナ素子の取り付け部の錆のためと判明したので， アンテナ部分をとりあえず修理に出して，代替アンテナ で観測を続けた．また， 1 9 6 0 年代に入ると県道を通過す る自動車等の数が増し，多数のスパイク状の記録が現れ るようになってデータの読み取りが困難になって来た 21 22 20 (UT) ・観測室：アンテナのすぐ北側に 2坪ほどの，窓が多く 風通しのよい，明るい観測川、屋があった．ここに機器は 第 4図 2 0 0MHz観測初期の頃の受信記録 全て納められ，データが記録された．時折職員が見回り に行き，また朝には前日の記録を持ち帰った．夏季は窓 帯域出力で，これのプレート電流を安定させるために開 を開ければ海が近いので塩分が飛んでくることもしばし 発した安定化電源ω で駆動した．終端用の 7 5オームの ばで，人間には快適でも，機器には酷な状況にあったと 抵抗は，余剰雑音発生を避けるため白金線をガラス管に いえる． 封入したものを用いた． ( 4 ) データ処理，整理 ・受信機：信号をヘテロダイン検波して第 1，第 2中間 太陽電波の観測値は f l u xd e n s i t yで表すことになっ 周波信号に変換した後， 2極管により直線検波し，その ている．記録は直線検波値であるから，電力束密度とす 出力で直接記録電流計を駆動した．帯域幅は lOOkHz るためには読み取った各値から計算せねばならない． 3hourly v a l u eを求めるために定常的には毎時の太 程度である． ・観測の記録：第 4図に，初期の頃の受信記録例を示す． 陽電波の大きさを測り，平均することになるが，前記の 図中 l oは整合終端レベル，んはそれに雑音 2極管出力 記録紙に描かれたかなりの変動のある記録から毎時の平 を重畳したレベル， fsky アンテナを太陽から外したス 均的な値を読み取り，全て手計算により求めるという作 カイレベルである．日出時には大きさが暫滅するいくつ 業が続いた．記録が安定していれば，計算によらず，目 かの周期的な変化がみられるが，これは直接波と海面で 盛りを用意して読み取りが容易にできるはずである．一 の反射波とが干渉したためであり，低仰角で水面などが 般の通信機などのレベル変動は ldB程度は問題視され 開けていると起こり得る現象である．アンテナの海面に ないが，この場合は，あまく見ても 0 . 1dB以下に抑え l i f f i n t e r f e r o よるイメージとの聞の干渉と考えて， c なくては目盛り使用が適当ではないので，手計算により meterとも呼ぶ． ここでは海抜高3 0メートル足らずで， 処理をした． スパン約5 0メートルの干渉計は太陽面を分解するほどの v a r i a b i l i t yというのはメータ波特有のノイズストー ビームとはならず，またパタンは海面の状況によって変 ムの指標となるもので，平均レベルに対するストームパー 化があり，一定した形とはならない． スト（ひげ）の大きさを 3段階で示す，それほど厳密で 通る小数の自動車並びに自動 2輪車の雑音が時折記録さ はない値である． この他に，異常現象があれば formatに従ってパー れる程度であった．しかし，この他の人工雑音の発生も ストを分類し，発生時刻，継続時間と最大値，平均値な 予測して，記録上の強度の増加が太陽であるか，人工雑 どを記した表を作った． 9 5 4 年から数年間は県道を ・電波環境：前記のように， 1 音であるかを区別するための試みが行われた．太陽の白 これらを毎月まとめて電離層月報に掲載するようになっ 色雑音に対して人工雑音，及び混信はスベクトル分布が たのは， 1 9 5 4年 8月からである．当時は，三鷹の東京天 異なることから，直線検波後の出力が時定数の異なる回 0 ,1 0 0 ,1 6 0MHzを，豊川の空電 文台が VHF帯で 6 路によって応答に違いがあることで判別する方法である 研究所が 1 0 0 0 ,2 0 0 0 ,3 7 5 0 ,9 4 0 0MHzを，そして平磯 安定な対数特性の作動回路があればよい動作を示す． が2 0 0MHzの観測データを発表していた． この時期には， TV放送は始まって間もないことでも 0 0MHzを あり，またチャネルプランでは関東地域に 2 含む第 9チャネルの割当がないことから， 2 0 0MHzの 観測は保護された形であった． ands, この頃の世界の観測所としては，北米の WhiteS Boulderなどがメータ波からマイクロ波まで，欧州で はオランダの通称 NERAが同じく 200MHzの観測を 続けていた．他に，チェコスロパキヤの Ondrejov等 通信総合研究所季報 6 8 があって， d a i l yd a t aを KDD経由で葉書によって入 手するという，今にして思えば大変にのんびりした，ま た手間のかかる方法が取られていた 6 .1 .2 干渉計周ブロ ー ドサイドアンテナ 1 9 5 5年及び 5 6年にそれぞれ l基宛，第 5図のようなト ランシット形のアレイアンテナが設置された場所は現 在の太陽観測l アンテナのある部分 （ 第 3図の B）で，東 西方向に 2基 ， 2 0波長の間隔で設置された このアンテナは，定常観視J i 用のフロードサイドアレイ よりも大きく，半波長ダイポ ーjレ8段 8列で構成され， iの周りに回転する， 東西方向の水平車h トランシット形の .4 度であり，太陽 構 造 で あ っ た 電力半値幅はおよそ 1 第 5図 の大きさ約 1度を超える ． 2基のアンテナの中央北側に 2 0 0MHz干渉計の外観 J l J定が 観測小匡を置き，太陽南中前後には干渉ノマタンの i 行われていた このアンテナは利得が大きく，かっ干渉 Hとして動作するので，定常観測用アンテナの測定値の 較正に利用できた この！時期に平磯在勤の大林辰蔵氏 （ 故人，宇宙科学研 究所教授）は，地球磁場の影響が南中頃の太陽電波の伝 慨に現れないか，と 昼になると時折この観測l 小屋に来ら れたものである 0年ほと経過した後， 2 0 0 なお，この 2基のアンテナは 1 MHz用 lOm反射鏡の建設のために撤去された． 6 . 1 .3 1 0メータ反射鏡 定常T h 見J i J i l 用のアンテナへの雑音対策として有効なのは， 県道を直接見ることのない場所にアンテナを設置し，車 両の雑音を地形によって遮る こと，そ してアンテナのサ イドロープ特性を改善することである この目的にかな い ， nっ性能を改善したアンテナを新たに建設すること になって準備を始めた 設置場所は 2基の干渉旨｜のある 敷地の北f j [ J I とした （ 第 3図の C ) 次いでアンテナの構造を直径 1 0m のパ ラボラ反射鏡 とし，赤道儀に載せるものとした 焦点距離を余り大き く取らず，関口角を 1 2 0度としてパタンを求めた 当然 第 1サイドロ ブは 2 0dBまでは下がらないが，直 . 5 波長では高望みはできない 利得は効率 5 0%とし 径6 3dBくらいと推算した て2 ヨ 1 6図 （ 第 6図） 1 0メータ反射鏡の外観 いささか脱線するが，このアンテナを作るに当た って 1 96 7年にアンテナが完成し，観測環境を整えて定常観 業者を探すことが問題点であった というのは決まった i J l Jを開始した 新しいアンテナの効果は顔面で，雑音の 予算が約 8 0 0万円程であったので，名の通った会社に依 混入は減少し，信号の SI N は大きくなり，安定な受信 頼するのは不可能に近かった テータが得られるようになった しかし，空電研究所の田 中教授に紹介していただいた焼津の鉄工所の社長の法月 ( 1 ) アンテナ ：反射鋭をはじめ主要部分はアルミニウム 氏が即座に引き受けられたので，製作については円滑に 合金で作られたので，架台と駆動部等の機械系の鉄材 進める こと ができた この時代，空電研究所をはじめ， とはステンレス鋼を介在させるなとし てj 釘蝕の防止を 東京天文台，電波研究所，そのほかの機関のアンテナや 図った 鋭函はアルミニウム合金網張りとし，網を留 関連施設の製作には法月氏が大きく貢献されている めつける枠板は鏡面構体に調整用ネジを介して固定し， Vol.40 No.1 March 1 9 9 4 6 9 網面を動かして面精度の調整ができる仕組みを備えて い た 銭面精度は，半径 5 mのジグを用意し，放物線 からの偏差を実測して求めた． く偏波音！ と した． 1 2 ） 受信機 1 0 0 ,2 0 0MHzとも Rと Lの入力を切り 換えて直線増幅し，検波して記録する基本的な構成で アンテナの給電には焦点に 反射板付き のダイポ ール 0 0MHz受信機の雑音指数は固体化したこと ある .2 2素子アレイを直交して配置し た ダ イ ポ ー ル ア ン テ . 8と小さくなり， S/N は十分な値が得られ もあって 2 ナを用いてパ ーストの出現時にアンテナ利得の確認を 0 0kHzである． た受信帯域幅は 2 ） 行った （ 第 3表 ( 3）観測の手順は従来のやり方を踏襲した 天空レベル アンテナの構造から前置増幅器を全天候型 l として給 電点、に取り付けることは保守の面で容易ではないので， の検出のためのアン テナ掃引，日出時の追尾開始，臼 没後の戻り等もプリセットし て全て自動的に行った アンテナ出力はケーフル ' 17D2V，約 5 0m 2, 4 . . ： で 観 電力束密度につ いては，データの安定性が得られた 測室に伝送し た 室内 にハイブリッド回路と 長さの補 ので，較正目盛りを用いて簡単 に読み取れるようになっ 正線路をおき， RとLの偏波成分に分けた 観測され た たパーストの一例を第 7図に 示す． この偏波計は後に 6 .2 5 0 0MHzの観測 ディジタル方式の もの に替わる．アンテナはす、緯~t1t1. 2 0 0MHzでの観測がしばらく続き，メ ータ波は三 鷹 ・ 赤綬納ともにモ ータ駆動で，赤経車R Iについては追尾速 平機，マイクロ波は豊川という分担ができあがった ． し 度と速 ・遅 2つの速廻し速度を持ち，赤緯＊l Iは速・遅 かし， 2 0 0MHzと 1 0 0 0MHzとを，パーストについて 2速度で操作できた 天空レベルは，赤総車l iを一定角 比べてみると大きな遠いが見られる 2 0 0MHzによく 度ずらすことで検出した アンテナの方向の指示と， ）には 2 5 0から 3 00MHz 現れるノイズストームは，文献（ 4 アンテナ制御は全てシンクロモータを介して機械的に 辺 りまで見られる とある．一方 1 0 0 0MHzにはそれら 行ったので，制御盤の中はギヤとカムとマイクロスイ y チで一杯になったものである 0 0MHz 折角のアンテナであるか らという ことで 1 の観測も併せて行うこととし，給電用直交ダイポ ール アンテナを 2 0 0MHzのアレイの中央部に入れ，同じ 一冗一 苛﹄晶 nHV m − m 1cmr ms 銭 面 精 度 利 2 0 0MHz 約2 3dB 得 lOOMHz 約1 3dB 2 0 0MHz 約1 2度 電 力 半 値 幅 04 03 6 . 2. 1 へルカルアンテナ 予算を得て新たに アンテナを作ることは毛頭考えず， 作を得意 とする職員 にお願いすることを前提に企てたこ 1 2 0度 角 みようと考えた 材料を整 えて手作りとする 事 とした． もちろんこれは工 諸一 鏡 一 f会何 −一 反 一 表 一 n u− − 一径 鏡 知 一直 射 反 ロ 開 しい気配はな い 波源はコロナの中層付近から少し低い ところであろうが，現象の違う二つの周波数の問を見て とである ．場所は干渉音｜アンテナの観測小屋のすぐ南側 として（第 3図の D），材木で枠や支柱を作り，枠に真 総網を張って右左 6個ずつ，計 1 2 個のヘリカルアンテナ を立てた立派なものができあがった． （ 第 8図 ） 9 6 0年には太 たが，アンテナ系の調整に時間がかかり， 1 ( U T) 第7 区12 0 0MHz（ 南 ，波Hのパーストの研j r ( Auguste v e n t ) これ に 6AN4を使 った 前置増幅器を取り付けて観測を始め 第 8図 5 0 0MHzヘノレカ Jレアンテナの外観 通信総合研究所季報 7 0 陽の検出ができるようになった．この時期に， 5 0 0MHz 部分がわずかに変動し，特性に影響する ここにおい のアンテナを建設する計画が認められ，急速その準備を て，機器の安定度は収容している部屋全体の熱環境を 進めることになった． 安定化するのがもっとも容易であるという解を得たよ うに思う． 6 . 2 .2 5メータ反射鏡 5メータのアンテナは同じく赤道儀で， ( 4）観測データ： 1 9 6 1年に観測を始めたが， 太陽活動の 赤経軸は モータ駆動，赤緯輸は手動，赤緯の可動範囲 低調な時期に入り，異常現象は観測できない期間が続 5 1 支ほどである． 赤緯の調盤は級車l iの上に は構造上 ±2 いた． しかし，時々メータ波のノイズストームに一致 ( 1) アンテナ・ 馬乗りになってハンドルを廻す，という作業をしたも してひげのグループがみられる こと があった また， のであるが，当時は皆若かった このアンテナの給電 一度だけであるが，たま たま観測室に行った時に 2サ は円筒の空洞に直交ダイポ ールを取り付けたものであ イクルくらいの振動が受信されていた記録音｜の応答 0 mほどのケ ーフ’ルをつないで観測室内 り，これに 2 は波形を描くには遅すぎ，音を頼りとして聞きながら， に導いた．外観は第 9図，観測地点は第 3図の Eで ， 置いてあった“東通工”のテ ープレ コー ダを廻したが 後に衛星実験用の lOmのアンテナが建てられた借地 うまく記録できなかったという残念なことがあった． このような振動にはその後迎過していない． である ( 2） 受 信 機 低雑音回路として 6AN4格子接地入力団 路を用いたが， NFとしては 5くらいまで得られたー 6 .2 . 3 6メータ反射鏡 5メータ反射鏡が1 0 年余を経て老朽化してきたことで， その後いくつかの方法を試みたが，セラミック 管7 0 7 7 建て替えることになり ，再び法月鉄工所の手を煩わし， を使用できるようになって NFは3 . 5まで下がった． 1 9 7 5 年 3月に完成した （ 第1 0図，場所は第 3図の F) ( 1 ) アンテナ．反射鏡は直径 6mとし，網張りで中心 1 9 6 0年には原子振動研究室の長竹室長等により パ ラメ トリック増幅器の太陽電波受信実験が行われた NF 部は板張りとして，高周波数域での使用に耐えるよう が 2dB( 1 . 6 4）と 格段に低雑音の増幅器であり，新し に し た 赤道儀に載せ，駆動方式は 1 0m 鏡と同様で い風を感じたものであった ただ，定常観測を行う場 合の長期安定性の確保について，必ずしも容易ではな い点があることはやむを得なかった ( 3) 観測l 室． コ ンクリ ートブロ y ク壁，スラブ屋根の 1 0 坪の建物であり（第 3図の E），家庭用ウインドウ型 の冷房機を取り付け，また冬季には電熱器で緩めるよ うにしたが，受信記録の緩やかな変動が取り除けない こと から内部全面にスチロ ール断熱材を貼ってさらに 温度変化を少なくした．空気調整だけでは幅射による 熱の移動を抑えることができない．前記のバラメトリッ ク培幅器も，温度変化のためにポンピング用のクライ ストロンと油浴，共振空胴，アイソレータ等，重要な 第 9図 5メータ 反射鏡の外観 第1 0図 6メータ反射鏡の外観 7 1 V o l . , 4 0 No.1 Mar c h 1 9 9 4 受信電波強度 22 22 .00 30 第1 1図 5 0 0MHz海面干渉パターン ある 給電は直交ダイポールとし，ダイポ ールの反射 板の裏側に前置増幅器を取り付けた アンテナビーム の HPBWは6 . 8 度，利得は 2 6d B . アンテナ高が 7 メータほどあり，海面が見えるので，日出時の干渉パ 1図 ） タンが記録された（第 1 この場合のビ ームはお . 3 度 となるので，太陽面を分解する よそ HPBWが0 には大き すぎる 白 ( 2）受信機 ． 新しい方式の受信機を作ることとして，メー カに発注したーこれは偏波成分 RとL既知の定雑音出 力 Noと終端抵抗雑音 NRの 4信号電力を 2 0ms内で ！｜国次切り笛えて受信機に加え，R+L,R-L を求め る 第1 2図 観測室 もので，この処理は前置増幅器の箱の中で行う 受信 機の安定性を確保し，較正するためには，常時 Noと NRで受信機に基準量を与え，受信機のレベル変動と 作って ±0 . 1度以内になるように空気温度調整を厳重 雑音指数を把握して受信電力の j 演算に反映させた．主 に行って室全体を一定温度を保つようにした窓から 受信機では直線増幅検波の後，演算器を経て R+L, の鱈射熱の流入もカ ーテン等で遮る必要がある 。 これ R L を直線目盛りと対数回 I B ' tりで出力し，記録紙に 記録するととも に ， 2進符号の出力も可能とした こ は室内の装置全体の安定化に効果があったと考えられ の方法は，基準の物差しで常に入力信号を較正してい る なお，アンテナと装置が完成し た頃は太陽活動最小 ることである また大きいノぜース卜の出現に際しては， 期でめざましいパ ース トの発生はみられなかった． しばしば記録計の振り切れを経験しているので，ここ 6 .3 9 5 0 0MHzの観測 0 では規定レベルを超 える 信号に対しては減衰器を 1 メータ波，テシメータ波の観測のみで は SID等の発 dB宛加えて行 くことに し，高速度 AI D コンパ ータ 生の際に太陽面上の対応現象の確認ができ ない こと から， を使うことによって切り替えのサイクル内で処理でき 皮のモ ニタを作る ことに した 観測デ ータとし マイクロ j た また天空レベソレを記録し，受信レベルからこれを ては，後日豊）Iから送られてくるが，即時性を求めたわ 減じて正味の太陽強度を記録させた さらに，雑音弁 けである 別信号を加えて，太陽以外の信号を記録 しない機能を し く4テカ ード の記録ができる また，安定性も向上 ， 6 . 3 .1 1メータ 反射鏡 1 9 5 0年代に平磯で行われた Xバンドの海上伝搬実験の 機材が残されてい た こ れを活用し て Xバン ドの太陽電 変動は無視できる程度に抑えられた 波を受信してみようと考え ，受信機を作っ た 付加しである．これによって，直線性を損なうこと な （詳細は 6.5( 6) ) ( 3 )観 ／l J l j 室（第 1 2図，第 3図の G) ー こ の観測j 室は 2 0 0 MHz他 と共用であるが，ここでは内墜にスチロー ル ， 温度センサを 板を貼るとともに，空気の iれを作 り ／ 1m の パラ ボラ反射鏡と若干の素子，局部発振にはクライス卜 ロン 2K25と全て残りもので高周波部を作り，反射鏡の 裏側に平行重りを兼ねて取り 付けた このアンテナを 5 0 0 通信総合研究所季報 7 2 第1 4図 チャートレコーダと記録。j l 4 0 ,5 0MHzの各 5素子の八木アンテナを天頂に向けて 第1 3図 1 . 1メータ反射鏡の外観 並べ， RIOMETER受信機によって銀河電波を受信し， SIDが発生すると D層吸収による減少が観測される MHzの 5 m反射鏡の観測室の屋根に載せ，受信機を室 アンテナの指向範囲が広いので，太陽電波パ ーストが低 内において モニ タする装置が完成した。短波伝搬におけ 周波域でも発生する場合には，これらの装置で検出され る SID発生時には確認資料として役に立った 6 .3 . 2 1 .1メータ 反射鏡 6メータ反射鋭を法月鉄工所で作ることになった際に， .1メー トルのアンテナー組があり格安でゆずる 工場 に1 という ことであったので，購入することになった これ 0メ を1 タアン テナのすぐ南側に置き（第 3図の H) , アン テナ として完成したのは 1 9 7 5年 3月 ， 6メータ鏡と 0 5s f uを超える鱈射が現れ ることがあり， 20MHzで 1 f 二ー また，木星のテカメ ータ編射が衛星 I 。との係わりで 受信できた 6 . 5 その他 ( 1 ) 記録について ・受信デ タはずっと記録計のペンに よる紙へのインク書きの記録に頼ってきた いわゆる 伺時である アンテナの架台の中に高周波部が入り，受 チャー卜レコ ーダ方式である（第 1 4図 ） ．こ れは記録 J 信機は観測室内に置き，アンテナ架台の絡に中には観点j ! I J H 寺に目でみることができるのが利点、で あ る チャ ー 中f 室の空気を i 差り込んで温度を安定化させ， レベール変動を 相l えた． トレコ ーダには， 1 9 6 0 年代あたりまで使われた記録電 流計という， ミリアンペア程度で働く電流計の童｜ 先に 高周波部には局部発振にガンダイオ ー ， ド ミクサには ペンを付けて紙に弧状に記録するものと ，そ の後取っ 低雑音シリコンダイオード，較正用雑音源と減衰器等を て替わった電子平衡式の直線記録音｜とがある 前者と 収めた （ 第1 3図） 6 .4 RIOMETER リオメ ータと呼ぶこの装置は， Re l a t i v eI o nosphe r ic Opacity M巴t 巴rの略称で，銀河電波を受けて電離層の 9 6 5年から観測を始めた 2 0,3 0 , 吸収を測る 平！ 演 で1 しては，横河電機のレコーダが多く用いられた いず れもベンの太さと紙送りの速さが時間分解能を決める ことになるが，定常観測の場合には，必要とする時間 分解能，経済性，そ して記録紙の整理の容易さを念頭 0 及び 1 2 0mmの速度が多 に送り速度を決め ，毎日寺 6 Vol4 0 No.l March 1 9 9 4 7 3 》 J + Jされた . oa""• . . .•. 目 ； Aug.2 ,1 9 7 2 これ らのレ コーダはいずれも時間変化に対する応答 がよくないのが泣 き所とな った ． 太陽屯波パース卜の l i 、い変化をするものがあるので，相応の応答が 中には i 必I ? J lである ．毎日寺 lないし 3Mb程度のメモリで済む ディジタル記録が今では普通であろう ( 2 ) H 寺H装置につい て ：記録を意味あるものと するため 議 102 f 1 3 c 1 0 ' ）信号が必要である 1 9 6 Q i fまでは当所 には』上確な時五I の太陽電波観 i J l Jに用いる時計 は，振子式で接点を持っ 寺Hであった．振子日寺言 ｜ の国有の誤差と ，文 た普通の H 02 字盤指示と接点との不一致によ る誤差とで， この時期 03 第1 5図 04 05 T i m e札T 06 8月イベントのダイナミッデスペクトノレ の記録の時間誤差は最大 1分くらいであろう. 1 9 6 0年 後半には水品発娠の中古の時計が使えるようになり ， 9 6 7年には新庁合の悠設 誤差は小 さくなった その後 1 に伴って，新しい時Hによる全所共通に時刻信号を供 gust e v e n tのダイナミ 年の Au y クスペクトル図を 不す ( 5）太陽妨害について 静止衛星を地上から見ると泰秋 給するようになり， ここではじめて平磯での全観測デ ー の一時期に衛星 と太陽が重なる時間を生じる この時 タの時間が一致する ことに なっ た 時間の修止は JJY に太陽屯波が衛星同線の雑音レベルを増加させること の受信によって行っ た ( 3) 測定器につ いて 1 9 5 0 年代までは， 2 50MHzまで 5オーム系信号発生器と 真空管電圧計，低周波オシ の7 になるので，同線設言一 ｜には通常こ のための マージンを u iet 取っておく．その場合，太陽電波の強度としては q sunを考える 。衛星通信の担当者は，妨害時間を知っ ログラフ， 7 5オーム系スロァテッドラインが使 J + Jでき ているので， この間に通信品質の劣化が起 こっても太 た 5 0 0MHzを手がけるようにな り， HP判。 の UHF 陽が原因と 判断するが，妨害時間と 見る範囲を超えて 信号発生器を本所から短期間借則し， 5m反射鋭が 生じた劣化には判断できなくなる 設置される頃には HP社の UHF幣 SGとスラブラ もし，太陽が衛星から逸れて衛星向け のア ンテナノ f 50 0MHzを始めた ときには伝搬実験 インを入手し， 9 タンが大きく低下する方向にあるとして，そこで低下 で使 った Xバンドの SGが利用できた その他に， 量以上に大きい稲射をすれば，太陽が衛星に重なった テスタ，吸収型波長計， クリッドデ ィップメ ータと い 時以上の劣化が起 こることになる そのような場合に うような，測定器とい うよ りは簡易チェッカ等も折り は，衛星回線の周波数付近の太陽電波を調べれば太陽 に触れて重宝したものであった 信号レベルは SG 線射による劣化の確認ができる 異常現象による妨害 が頼りであるが，他に較正方法が必要と感じた もので ある 何れにせよ，基本的な量の測定であるので，長 小限の基本的な測定器でことが済んだといえる 。 ( 4) ダイナミ y クスペク トルについて ：パーストのスベ pe c trum ク トルの時 間 経 過 を 表 す 図 を dynamics の実例については，文献（ 8 ） に概説しであ る ( 6 ) 500MHz受信機につい て：太陽電波穏射強度測定 には受信機入力をそのまま 安定に直線増幅して検波し， 記録する ことが望ましい． しかし，記録， 読み取りの 容易さ と受信機の実際の動作とを併せて考えると ，何 といい，バーストの特性を端的に表世 ことができる らかの機能を付加することが必要になる。 受信出力の t e rの記録と 対象と する観測範囲を持つ spectrome 安定性，記録読み取りの容易さ ，受信機のダイナミッ して出力されるものであるが， s pectrometerがな い 0 0MHz クレンジの拡大の 3つの改善をするために， 5 場合，固定周波数の強度変化記録を異なる周波数につ のアン テナ の更新に合わせて，新しい受信機の検討を した〈 引 いて得 られれば，大体の傾向を描 くことができ る． 日 pectrometerによ る観測はなかったよ 本圏内では s うである 儒J 皮計であるから， R及び Lの入力信号と抵抗終端， 0msの 雑音ダイオ ー ドの 4つの信号を この場合は 2 注目されるような大きい異常現象については，盆川 周期でサンプリングし，直線増幅検波後に AID 変換 及び三l 鷲 ・里子辺山のデータを得て平磯のデータと共に して雑音ダイオ ー ドの出力を基準として R,L を計 作図した 増加 ・減少の特徴を捉えてピークや谷聞を 算し ，スカイレベルを減じた R+L ,R-L をデ ィジ 結び，等高線を描く作業は楽ではないが， パース卜 の タル 2進信号及び DI A 変換したアナロク信号で最終 概要がみられるものとなる 第 1 5図に一世j lとして 1 97 2 出力とする 。また，大きい出力値に対しては 4デガド 通信総合研究所季報 7 4 x y ディジタル出力 R+L R-L R+L l o g(R＋し） 終ど 端：レ 抵デ 抗イ マ ド 本体 前置部 第1 6 図新しい 500MHz受信機のプロック図 の対数圧縮出力を与える．これで記録の安定性と読み の後， UHF領域と雑音についての考えが進み，改良 取り易さが保証される． された真空管が多く作られるようになったが， UHF 検波回路の直線性は 20dB程度で，過大入力に対 テレビジョン放送の普及が推進力の一つではないだろ してはこの直線性を保つように中間周波段で lOdB うか．一方，普通の真空管の限界を超えるために， 刻みに減衰器を挿入する 各入力信号は 5ms内で処 理するために，検波時定数の決定，動作時間の速い電 Adler管 ， maser ，パラメトリック増幅器等が開発 され，後 2者は宇宙通信・電波天文に必要な低雑音機 圧比較回路と AIDコンパータの選定に留意した．幸 器として大いに進展を見せたが，取扱い易さという点 いこの時期には高速動作の素子とプロセッサが入手可 では問題がある．そして半導体素子の飛躍的な進歩で， 能となっていたので，この方法が実現できた．データ 取得の制御，演算等はすべてこのプロセッサで処理す UHF帯の雑音特性はパラメトリック機器に匹敵する ものとなった． る．人工雑音等の区別ができる入力に対しては処理禁 記録方式においても，強度の時間変化という単純な 6 図に 止と直前の値にホールドする機能を加えた．第1 ものから， 2次元， 3次元データもプロセッサを使え 装置のプロック図を示す ば容易に処理できるし，記録電流計によるインク記録 この装置の高周波部は密閉箱に収めてアンテナの給 電アンテナの裏側に取り付けた．夏季の温度上昇を考 と比べるとその質も格段の差がある． このように技術が格段に進んだ段階で、観測，測定を 慮して，終端抵抗の温度を 50度 C に設定した． もう一度考えてみることは無意味なことではないと思 この装置では記録紙上の目盛りが安定し，読み取り が容易Eつ確実となった． か ． う．以前にはできなかったことがあるのではなかろう 以上に 1 9 7 5 年頃までの平磯での太陽電波観測の状況 単純に昔と今という表現で太陽電波の観測対象全て の概略を述べた．大きな技術革新に遭遇する直前まで を比較すると，これまでに 9割以上の情報は既に得ら の観測の様子を掴んで頂けるであろうか． れていると考えられるが，なお見るべくして見られな 筆者が太陽電波に係わりを持ってからの約2 0 年間に， かった現象が残っているという思いが残る．太陽に限っ 電気・電子技術は驚くほどの発展を見た．低雑音増幅 たことではないが，新しい眼鏡でよく見直すというこ を例に取れば，はじめの頃には雑音に配慮した真空管 とが必要ではないかと感じる次第である． さえなし既存の真空管で低雑音回路を工夫した．そ V o l . , 4 0 No.1 March 1 9 9 4 7 5 ” 円干汗F 7 . 平磯における太陽電波観測一ミリ波及び J + L J l -」 ・ 『』 動スペクトル観測 11 ． 7 . 1 32GHz太陽電波観測（1 9 8 0∼ 1 9 9 1 ) ， 電波研究所（現通信総合研究所）では， 1 9 7 8 年にミリ 』 ー 』 」 波帯衛星通信システムの先駆的実験を行うため地上実験 らNロケットにより打ち上げられた． しかしながら，第 3段ロケットが衛星に追突するという不測の事態により t ζ 汗工ー工 」』 lI WZ︿ 剖幡宮口山 ミリ波衛星通信の降雨対策とし （平磯支所）に建設した施設が残った 副局の実験計画 には，衛星通信回線に対する太陽妨害現象を明らかにす るとともに，太陽妨害の軽減対策について検討するため の実験が計画されていて，衛星通信の周波数帯における 十一司 1 t H L_ ,17 1 ドi - 』 l Il 1 + t =H 1 . . 』』] ＋ ー ＿ . . ＿ 」 Eロ」」 . 1 ー 』 』 ー ー ふ ー 同 ー ド H " 'I −＂』ー』−一ー h 」ι − 「 ι ー 向 4 E ハ ＼ 筒 M M V 二 一ι ＼ 凶 官 S V E O 4 てのサイトダイパシティ切り替え実験等を実験計画の柱 l 局 としたため，この計画に沿って主局（鹿島支所）と房j 守 ι ． 本実験計画（ Ill では， E 一 ー す I : + = 計』は ： 日 耳 ι i 山 扇子日け l寸 同 . , l : ::: : 汁 :: 1 「十 I哨工は 』·~ 戸ト」 1 9 7 9 年 2月 6日宇宙開発事業団の種子島宇宙セジターか アポジモータ点火後信号が消失し，残念ながらこの計画 は失敗に終わった【！Ol. I Il 施設等の建設を行った．実験用静止通信衛星（ ECS）は 打ち上げは失敗に終わり，翌年打ち上げられた 2号機も， T 」L = = = 1 1− . . . . . ・ IL , 1 z 1 . 2 」 』」ー」」E 」 ~ I I 、 ト I I 司同 J 刊1• 日：．・ " ' " I a ー 園 回 ’’ M 土回 ・ ”・・ ” Frequency (GHz) s 圃 国 同 ーに ι ー ． 』 回 ド ι． I a 園田．” s 太陽電波強度を正確に測定するため，太陽妨害実験装置 第1 7 図地球大気によるミリ波の減妥 12) が設置された 本装置は衛星実験終了後に，太陽電波観 測装置として使用可能な構成となっている ミリ波における太陽電波の縞射は，大部分が彩層の中 で行われる．このことはミリ波が光学的な現象に，より 密接に関係を持っていることを期待させる． 地球大気は， ，.；－~ i : : : : : : : : :主二一「 ミリ波の伝搬に対してさまざまな減衰を ι E 二 二 三 」 与える．酸素分子及び水の分子が主な吸収源である．ま 」 ． ー ー , 、ー A/,, ’ ・ ・ ー I I とがわかる． ， ・倒 戸孟二 カセグレン経緯儀式アンテナで，アンテナビームの半値 幅は 0 .0 6 度である．受信機はヘリウム冷却式パラメト リックアンプを用いた低雑音増幅器（ LNA ），ダウンコ ンパータ （ DIC） ，バンドパスフィルタ（BPF），二乗 検波器，直流増幅器で構成される． ’ ， ， . . ， . ト町 鏡面精度を必要とする．さらにこの精度を重力，風圧に の外観を第1 9図に示す アンテナは口径 lOm鏡面修正 ． ． ． ． ， ． , . .同ー』 1 7 7メ , 装置については，その精度や安定性が，特にアンテナ 常観測を開始した．太陽電波観測用アンテナおよび局舎 曽 − ’ ‘ a , . 7 は指向特性（分解能）を向上させるため，良い反射鏡の 分満たすものである． 平磯でのミリ波太陽電波観測 1 3 ) ( 1 4） は ， 1 9 8 0 年から定 h 1m-1• 巴 ＝ これらの図から 32GHzは観測に適当な周波数であるこ 衛星実験用に整備されたアンテナは，これらの要求を十 ”‘ ’ ・ ー , / た雨による減衰も無視できなくなる．大気の吸収線を第 1 7図 （ 12) に，降雨量と波長との関係を第1 8図(12）に示す． よる歪みに対し保ち得るような支持機構が要求される ー 」 ~ ・ 』 ， ． ， ‘ 1 ¥ c d ｜ ／ ／ 0 ・・3 r 一 一 一， , _ 宜 一 一 」 / f ） ト IA J ・ ． ，I 豆 一L 7 ／ I f / I / J v ／ ・ ヨ '1 111 ｜ ！ ・ Frequency (GHz) 『 2 第1 8図雨による減衰匿 12) 111 ， ． ． ． 通信総合研究所季報 7 6 6 8 ' 1 2 1 1 1 3 1 1 5 11• 1 1 6 R Z ! H L i l l lI D E G .J 第2 0図 太陽市走査時のアンテナの動き（ラスタースキャン） NP 第1 9図 Bo= I .9 ミリ波太陽電波観測r j J 1 jlOmゆアンテナの外観 o t a lpower 太陽電波観測に用いる受信機の方式は， t 型と切り替え型（ Di c k e式）に大別できる 電波天文 用としては Di c ke式が広く用いられる方式であるが， 本観測装置では， この方式を用いていないため，利得変 動など不安定要因が考えられる このため，太陽面走査 l 得変動量の の前後に，必ずノイスダイオ ー ドを用い，手j HI RRI SO 32GHz R-POL 1 9日016 1 22 3 : 3 3: o Ul 第2 1図 ミリ波太陽電波純度分布図 測定を行っている．太陽面走査の前後では，変動量はほ ぼ0 . 01dB以下に収まっており高安定度の受信機であ 経度により指定するモードと走査観測によって CRT ることが確認されている 蘭面上に表示された太陽面輝度分布図の特定点を指定し 本観測装置での太陽電波観測は，細いアンテナビーム による太陽面の二次元走査と，太陽商の特定点の連続追 尾である．また左旋，右旋両円偏波による観測も行える 太陽電波観測の方法は，太陽面走査では，太陽に固定 した座標系で見ると ，走査は太陽の西南側から始め，太 て述続観測を行うものと二つの方法がある ミリ波太陽電波の観測では熊谷らにより多くの研究成 果が得られた また，平磯宇宙環境センタ ーで行われて いる電波予響報業務に対して重要な資料を提供できたー 畿の施設を使用したミリ波太陽電波観測は 1 9 8 3 年1 1 平1 陽面を南北に往復し，東北側で終わる．太陽商走査時の 月で終了せざるを得なくなった それは，アンテナ局舎 0図に示す 走査線の本数は 5 1本で， アンテナの動きを第2 の設置場所が借地であったため，地主に土地の返却を求 l走査線あたりの時間は 2 0 秒である． l回の走査は 1 7分 められ，やむを得ず観測施設を撤去したためである そ 間を要す 走査によって得られたミリ波輝度分布図を第 9 8 5年に平磯の観点j l 施設と閉じ仕様の鹿島の装置 の後， 1 2 1図に示す太陽面上の静穏領域の輝度温度は約 1 0 , 0 00 Kで ， 2 0 0K毎の等高線が示されている を使用して観測を続行した (15) 観測はすべて電話回線 特定点追尾では，特定の活動領域を連続追尾し，電波 パーストの観測を行う 追尾する点は太陽面上の緯度， を通じて平磯側からのパソコンによる遠隔操作で行われ た ． しかし，制御するアンテナや装置は自の届かない遠 隔地に有るということで，安全面には特に考慮が払われ V o l .4 0 No.1 March 1 9 9 4 7 7 羽 島 eUM口w Z 口﹃﹄匡﹀凶J M ’ e ／ ， ” EB 1 1 1 m 1 1 4 1 1 5 1 1 6 R Z l t t U T Hl D E G. l 第2 2図 太陽商人i よ倉時のアンテナの i f U 1き （ラジアルスキ十ン） た 1 9 8 7 年からはこれまでのラスタースキャン β式か ら ， ラジアルスキャン H式〈 ！日に変更した ラジアルスキャ ン時のアンテナの動きを第 2 2図 に 示 す ラジアルスキャ ン方式の特長として走査線が必ず、太陽面のセンターを通 _. ¥ . . _ _ -v, ・ r 過するため，受信レベルの校正が容易なことである 鹿 島の装置を使用したミリ波太陽電波観測は， 1 9 9 1年 6月 料 紙 吋 まで継続した 7 .2 7 0 ∼5 0 0MHz太陽電波スペ クト ル観測（ 1 9 8 8∼ ） 太陽フレアに伴うメータ波帯，デシメータ波帯の E型 やW型太陽電波パーストの短射の強いものは，総気！嵐に 対応する事がよく知られている ．固定周波観測ではパー ス卜の型を判断することは非常に難しい 平磯宇宙環l 完 センタ ーでは，屯波答報的中率向上のため， 1 9 8 8 年に 7 0 第2 3図太陽屯波スペクト Jレ計 J 1 JlOmゆアンテナの外観 ∼5 0 0MHz帯太陽電波ダイナミ yクスペクトル言. ， （ ) 7 ) を 5 田 古 しかも，スペクト ）観測周波数帯に分解 ている ．電波スペクトル計は他に（ a 点数に等しい数の独立な受信機を用意するマルチ ・チャ ネル方式（ b）電気信号を超音波 に変換して超音波分光を行 うAcou s t oOpt i c al(A-0）方式（ c ）電波時系列の自己相 h u c uコFよ U ペクトラムアナライザを使用した周波数掃引型を採倒し 一 ￡ ム 求されるため，このような要求を満たすものとして，ス 一 主 ︶ ダイナミックレンジが必要とされる 泊叩﹄四回 穏時の数千倍にもなることがあるため，受信機は，広い ル計では 7 0∼ 5 0 0MHzという広い受信周波数範囲が要 mm 太陽電波強度は，太陽フレアに伴うバ ース卜時に，静 羽 hucgg よ 用 し た アンテナの外観を第23図に示す 一￡ l E ンテナの一次放射器として，直交対数周期アンテナを使 ︷ ￡ ＝ Om の赤道儀式パラボラアンテナ アンテナは，直径 l である．広帯域 （ 7 0∼ 5 0 0MHz）偏波観測のため，ア m ! V 1スペクトル観測を開始した 設置し ，太陽電波の l 5 箇 2 回 目 2 1 3 日 2 1 0 0 2 2 0 0 T i肥（ L J T ) t i 1 2 4図 太 陽 ＇ ， ［l t , 皮切j；スペクトル観測例 to 関をとり，フ ー リェ変換してスペクトルを求める Au c o rr e l at ion方式がある (18) 本装置は電波強度の周波 を制御出来るようになっている ．掃 引デー タは， G P-IB 数分布の他に，左回り，右回り 円偏波の周波数変化も同 を介して出力する事ができ，得られたデ ー タは，解析用 時に観測することができる 偏 波 i J l J定のため， それぞれ のワークステ ーションによりデ ー タの編集や解析がなさ 独立した 2系統の受信部を設けている .80dBのダイナ れ る 太陽電波動スベクトルの例を第 2 4 図 に 示 す メー ミ y クレンジを持ち， G P-IBにより外部から観測条件 J l Jされる太陽電波パ ーストは，第 2 5図！ 9）に タ波帯で観 i 通信総合研究所季報 7 8 NZ2 3 0 , 0 0 0 6 0 7 0 これらのパーストの中でも，特に E型 ， I V型パース トが観測されてから 2∼3日後に地磁気嵐が発生する ことが多いので，電波警報業務の地磁気嵐発生予報に は必要不可欠な観測となっている． 8 . おわりに 電波警報業務のため光学観測を補足する目的で始まっ た2 0 0MHz太陽電波観測は後に大きな成果を上げる事 になった すなわち，太陽フレアの発生した位置，重要 度及び 200MHz太陽電波強度によって，地磁気嵐発生 の確率を予知する方法が導かれた．また，メータ波太陽 電波は，地磁気と相関が良く，デシメータ波太陽電波は， SIDに対応する事実が見いだされ，これを踏まえて太 陽X線，太陽宇宙線を含む高エネルギー粒子の研究が活 発に行われるようになった． 9 9 2 年1 2月に 今回撤去した施設に変わるものとして， 1 2 8 0 0MHzでの固定周波による太陽電波観測を開始した 2 8 0 0MHz太陽電波強度は太陽黒点と同様に太陽活動度 を示す指標として良く知られている．加えて翌年 3月に ∼70MHzおよび 500∼2500MHz太陽電波スベクト 2 5 ル計が整備され，以前からの施設と合わせて，最終的に 2 5∼2500MHzをカバーするダイナミックスベクトル計 システム， HiRAS (Hiraiso RAdio Spectorograph）が完成した．また， 200MHz及び 500MHz固 定周波観測は，スベクトル計に専用の受信機を付加して 行うことになった．これらの装置は，今後宇宙天気予報 業務にとって，有効な情報の提供が可能となった．新し い装置については，次編に詳しく記述する． V o l . , 4 0 No.1 March 1 9 9 4 7 9 平磯における太陽電波観測について，観測装置の概要 9 等，開始時から現在までの変遷を歴史的にまとめ紹介し 7 0∼500MHz帯 ス ベ ク ト ル 計 に よ り 観 測開始 てきた．不備な点も多々有るが，参考になれば幸いに思 1 9 9 1 6 う．平磯における太陽電波観測年表を付録 lに，これま 1 9 9 2 1 0 3 2GHz観測j 終了 2 8 0 0MHz用 2 mア ン テ ナ ， 偏 波 計 設 でに発表された平磯太陽電波関係の文献リストを付録 2 置 に掲載したので参照されたい． 2 5∼70MHz帯直交対数周期アンテナ設 置 謝 辞 1 2 本文を執筆するに当たり適切なご助言とご指導をいた 1 9 9 3 3 1 9 9 3 5 だいた猪木総括主任研究官−（前太陽研究室長），近藤太 陽研究室長に感謝いたします また，長年にわたり太陽 電波観測を支えてこられた関係各位に深謝いたします． 太陽電波観測の繁明期に関して，守山史生氏（東京大 学名誉教授），赤羽賢司氏（東京大学名誉教授），川上謹 2800MHz観測開始 1 0 0・200MHz用 lOm反射鏡， 5 0 0 MHz用 6m反射鏡 9 5 0 0MHz周 1 .1m 反射鏡解体 5 0 0 ∼2500MHz帯用 6m反射鏡設置 2 5∼2 5 0 0MHzスベクトル計（HiRAS) による観測開始 之介氏（元電波研究所総合研究官）に教えていただいた． ここに感謝申し上げる． 付録 1 平 磯 に お け る 太 陽 電 波 観 測 年 表 年 月 事 1 9 5 2 3 2 0 0MHz観測装置設置 1 9 5 4 8 定常観測開始 o l a rNoiseと SolarFlareを考慮した場合 新野，“ S 項 2 6日 0 4 3 8U.T.頃 最 初 の パ ー ス ト を 観 測 1 9 5 5 200MHz干渉計アンテナ l基据え付け 1 9 5 6 1 9 5 7 干渉計次の 1基据え付け 1 9 5 8 1 9 6 0 1 9 6 1 9 2 1 9 6 5 4 1 9 6 7 3 1 9 6 8 1 2 1 9 6 9 3 IGY IGY lm反射鏡により 9 5 0 0MHz観測開始 5m反射鏡により 500MHz観測開始 METER観測開始 多周波 RIO lOm反射鏡により 2 0 0MHz観測開始 同 lOOMHz観測開始 の磁気嵐発生確率についてぺ電波研発記， 1 2回 ， p p . 9 1 5 ,1 9 5 7月 4月 ． 新野，羽倉， “地磁気，電離層擾乱と太陽爆発との関係 ( 1 ) 太陽電波アウトパーストの周波数特性について”， 電波研発記， 1 5回 ， pp ・ 4 9・ 5 0 ,1 9 5 8 年1 0月 ． 新野，羽倉， “地磁気，電離層擾乱と太陽爆発との関係 ( 2 ) 太陽電波アウトパーストの形について’＼電波研 5回 ， p p . 5 1 5 2 ,1 9 5 8 年1 0月 ー 発記， 1 K . S i n n o , and Y.Hakura，“ On t h er e l a t i o no f s o l a re r u p t i o n st o geomagnetic and i o n o s p h e r i cd i s t u r b a n c e s .I .Ont h epowerspectrum o fs o l a rr a d i oo u t b u r s t s， ” R ep. I o n o s . ,R e s . Japan.1 2 ,3 ,p p . 2 8 5 2 9 5 ,1 9 5 8 . K . S i n n o , and Y.Hakura，“ On t h er e l a t i o no f 5 5 3 lOOMHz偏波計設置 200MHz偏波計設置 500MHz用 6 m反射鏡， 9 5 0 0MHz用 6 1 . 1m 反射鏡完成 500MHz偏波計による観測開始 lOmカセグレンアンテナによりミリ波 s o l a re r u p t i o n st o geomagnetic and i o n o s p h e r i cd i s t u r b a n c e s . I I . Ont h et y p eo fs o l a r r a d i oo u t b u r s t s " ,Rep. I o n o s .R e s .Japan.1 2 , 3 ,p p . 2 9 6 3 0 0 ,1 9 5 8 . K.Sinno， “ Methodo fmagneticstormf o r e c a s t i n g from t h ea c t i v i t i e so ff l a r e s accompanied by t h es o l a rr a d i on o i s eo u t b u r s t s " ,J.RadioR e s . L a b s .4 ,1 7 ,p p . 2 6 7 2 7 6 ,July1 9 5 7 . ( 3 2GHz）観測開始 向上中止 鹿島 lOmアンテナにより 32GHz 観測 再開 7 0∼500MHz帯 lOmアンテナ設置 K.Sinno， “ Methodo fmagneticstormf o r e c a s t i n g from t h e .a c t i v i t i e so ff l a r e s accompanied by t h es o l a rr a d i on o i s eo u t b u r s t s " , Rep. I o n o s . R e s .J a p a n . ,1 1 ,4 ,p p . 1 9 5 2 0 4 ,1 9 5 7 . K.Sinno，“ C h a r a c t e r i s t i c so fs o l a ro u t b u r s t st o （磁気モーメント測定装置設置 NASDA) 1 9 7 0 1 9 7 2 1 9 7 5 付録 2 平 礎 太 陽 電 波 関 係 文 献 リ ス ト 1 9 8 0 4 1 9 8 3 1 9 8 5 1 1 8 1 9 8 8 3 通信総合研究所季報 8 0 e x c i t e geomagnetic s t o r m s " , J.Radio R e s . L a b s . ,6 ,2 3 ,p p . 1 7 2 0 . ,January1 9 5 9 . Y.Hakura，“ On t h e power spectrum o fs o l a r r a d i oo u t b u r s t and i t sr e l a t i o nt o SWF ( d e l l i n g e rphenomenon) andgeomagnetics t o r m " , J.RadioR e s .L a b s . ,5 ,2 2 ,p p . 2 8 3 2 9 3 ,O c t o b e r meter t e l e s c o p e " , JRRL., 1 3 ,7 0 ,p p . 2 3 5 2 4 4 , 9 6 6 . Novemb巴r1 K.Takahashi，“ An i n v e s t i g a t i o no fs o l a re m i s s i o na tf r e q u e n c i e so f3 5 ,7 0 ,and9 4Gcwitha 4 . 8 8 m e t e r diameter t e l e s c o p e ， ” The A s t r o p h y i s i c a lJ o u r n a l . ,1 4 8 ,p p . 4 9 7 5 0 0 ,May1 9 6 7 . A .T s u c h i y a , and K .Takahasi，“ S p e c t r u m ・ o f 1 9 5 8 . Y.Hakura, and G.Tetsuo，“ P r ・ e S cp o l a r cap i o n o s p h e r i cb l a c k o u t andt y p eIVs o l a rr a d i o s l o w l y varying component o fs o l a rr a d i o emission on m i l l i m e t e r wavelengths ， ” S o l a r P h y s i c s . ,3 ,2 , ( 1 9 6 8 ) ,p p . 3 4 6 3 4 8 , February 1 9 6 7 . o u t b u r s t s ， ” J .Radio R e s .L a b s ,6 ,2 8 ,p p . 6 3 5 6 6 8 ,O c t o b e r1 9 5 9 . T.Goh，“ Recurrence t e n d e n r yo f geomagnetic d i s t u r b a n c e s and i t s a s s o c i a t i o n with t h e 羽倉， “太陽電波アウトパーストに関する資料”，宇宙 線研究， 4巻 1号 ， p p . 5 0・5 3 ,1 9 5 9 年 1月 ． 高橋，薄井，山下， “ VHF帯太陽雑音観測における妨 害波の検出”，電波研発記， 8回 ， p p . 8 2 ,1 9 5 5 年 4月 ． T.Takahasi, M.Onoue, and K.Kawakami, “ C h a r a c t e ro f 200Mc s o l a rn o i s eo b s e r v a t i o n equipment i n s t a l l e da tH i r a i s o Radio Wave O b s e r v a t o r y ， “J .RadioR e s .L a b s . ,1 ,6 ,p p . 4 1 5 3 ,September1 9 5 4 . K.Kawakami, T.Takahasi, and M.Onoue，“ A methodo fd i s c r i m i n a t i n gd i s t u r b a n c e si nVHF s o l a rn o i s eo b s e r v a t i o n " ,J.RadioR e s .L a b s . , 2 ,8 ,p p . 1 1 1 1 2 3 ,A p r i l1 9 5 5 . T.Obayashi， “ TheSIDe f f e c tont h eVHFs c a t t e r propagation a s s o c i a t e d with t h eg r e a ts o l a r o u t b u r s to fJ u l .2 9 ,1 9 5 8 ， ” R ep. I o n o s .R e s . J a p a n . ,1 2 ,3 ,p p . 3 3 6 3 3 8 ,1 9 5 8 . 羽倉，郷，“ Major p l u s o u t b u r s tと p o l a r cap b l a c ko u t＂，地球電気磁気学会講演予稿， 5 9 年 5月 ． 新野， p p . 3 8 ,1 9 “太陽電波スペク卜ルと地球嵐の関係”，地球電 1回 ， 1 9 6 2年 5月 ． 磁気講予， 3 新野，“太陽電波スベクトルと地球嵐の関係ぺ電波研 3回 ， p p . 3 6 4 0 ,1 9 6 3 年 1月 ． 発記， 2 新野， “太陽電波スベクトルと地球嵐の関係 H”，地球 2回 ， p p . 4 4 ,1 9 6 2年 1 0月 ． 電舷気講予， 3 羽倉， “太陽電波と地球嵐”，天文と気象， 3 1巻 5号 ， p p . 1 8 3 5 ,1 9 6 5年 5月 ． 新野， “太陽電波（宇宙空間物理学特集第 E部電波によ .) る字宙空間研究 3 2 0 ,1 9 6 6 年 1月 ． 高橋， “ 3 . 2 .4 . 3および 8.6mm太陽電波の観測”， 1回 ， p p . 3 2 3 5 ,1 9 6 6年 1 0月 ． 電波研発予， 3 K.Takahashi，“ Solaro b s e r v a t i o na t8 . 6 ,4 . 3and 3 . 2m i l l i m e t r e waves with a 4 . 8 8 metre d i a - s l o w l yvaryingcomponento fmicrowaves o l a r r a d i a t i o n ， ” R ep. I o n o s . SpaceR e s . J a p a n . ,1 8 , 3 ,p p . 3 0 7 3 1 3 ,1 9 6 4 . 山下， “太陽電波の観測I（太陽地球間物理学特集 I l l .太 陽と惑星間空間 I l l -2 .）”，電波研季， 1 5巻 7 8 号 ， p p . 1 5 7 1 6 6 ,1 9 6 9 年 5月 ． 山下， “太陽電波の観測について”，電波時報， 2 4巻 5 号 ， p p . 3 4 3 9 .1 9 6 9 年 5月 ． 山下， “太陽電波の観測”，電子計測， 1 1巻 6号 ， p p . 8 2 4 ,1 9 7 1年 6月 ． 山下， “ミリ波帯太陽電波の観測（超高層物理学特集 2 3 .）”，電波研季， 1 6 巻8 4号 ， p p . 3 3 2 3 4 2 .1 9 7 0 年 5月 ． 羽倉，西崎，田尾，山下， “ヘクト・デカメートル波帯 宇宙および太陽電波観測（ A l o u e t t eEによる観測デー タの解析I V .）”，電波研季， 1 5 巻8 1号 ， p p . 5 4 9 5 5 8 , 1 9 6 9 年1 1月 ． 羽倉，西崎，田尾， “ヘクト・デカメートル波帯太陽電 波観測I( A l o u e t t eEによる観測データの解析 I V .） ” ， 5回 ， p p . 5 8 .1 9 6 9 年 5月 ． 地球電磁気講予， 4 羽倉，西崎，田尾， “ A l o u e t t eE衛星によるヘクト・ デカメートル波宇宙，太陽，惑星電波の受信について”， 9 6 9春1 7 ,1 9 6 9年 ． 天文学会予稿， 1 Y.Hakura,R . N i s i z a k i ,andK.Tao， “A nalysiso f o b s e r v a t i o n a ld a t ao b t a i n e dbyA l o u e t t e I I . 4 .G a l a c t i cn o i s e spectrum and s o l a rr a d i o b u r s t s i n h e c t o d e c a m e t r i c wave r e g i o n " , JRRL., 1 6 , 8 7/ 8 8 , p p . 2 1 5 2 2 6 , September/ November1 9 6 9 . 羽倉，西崎，回尾，山下，磯崎，水戸部， “ヘクト・デ カメートル波帯太陽電波の PFP強化観測結果”， IASYシンポ，第 2回 ， p p . 2 3 2 7 ,1 9 6 9 年 9月 ． 羽倉，西崎，回尾，山下，磯崎，水戸部， “ヘクト・デ VoL,40 No.1 March 1 9 9 4 8 1 カメートル波帯太陽電波の PFP強化観測結果”，地 球電磁気講予， 4 6回 ， p p . 6 1 .1 9 6 9年 1 0月 ． 羽倉，西崎，回尾，山下， “ヘクト・デカメートル波帯 宇宙および太陽電波観測”，電波研発予， 3 7回 ， p p . 2 3 2 5 ,1 9 6 9 年1 0月 ． 羽倉，西崎，田尾，山下，磯崎，水戸部， “ヘクト・デ カメートル波太陽電波観測（プロトンフレア強化観測 1 9 6 9 年） 結果 ( m .）’＼電波研季， 1 6巻 8 3 考 ， p p . 8 1 8 7 ,1 9 7 0 年 5月 ． “ヘクトメートル波宇宙，太陽電波の高空観測 （超高層物理学特集 2 2）”，電波研季， 1 6 巻8 4号 ， p p . 3 2 6 3 3 1 ,1 9 7 0年 5月 ． 9 6 6 年 6月 羽倉， “太陽プロストの S成分とパースト 1 8回 ， I- 7 6 , のプロトン現象一”，地球電磁気講予， 4 年1 1月 1 9 7 0 船川，乙津， “ 35GHz帯太陽電波観測による降雨減衰 の測定”，電波研発予， 4 2回 ， p p . 3 2 3 8 ,1 9 7 2年 5月 山下，水戸部，磯辺， “太陽電波の特性（ 1 9 7 2 年 8月の .）”，電波研季， 1 9巻 1 0 3 号 ， 太 陽 地 球 間 擾 乱 現 象3 p p . 2 5 5 2 6 0 ,1 9 7 3 年 7月 ． 村永， “太陽電波と太陽黒点数との相関についてぺ外 園大気共同研究会太陽活動周期 N o.20の総合報告， 1 9 7 7 年 2月 ． 村永，“ m-dm帯太陽電波と黒点相対数との関係につい て“，外園大気共同研究会太陽活動周期 N o.20の総 合報告， p p . 7 8 8 2 ,1 9 7 7 年 2月 ． F.Yamashita, S . I s o z a k i ,A . M i t o b e , K.Obu, T . 品“ Ont h er e l a I s o b e ,E . O u c h i ,andK.Muranag t i o nbetweens u n s p o tnumbersandm-dms o l a r ， ”S o l a rT e r r e s t r i a lEnvironmental r a d i owaves Researchi nJ a p a n . ,1 ,p p . 7 8 8 2December1 9 7 7 . 大部， “昭和5 2年 9月∼ 1 0月に発生した太陽電波パース トの観測データについて”， STE研究会，第 4回 ， 1 9 7 7年1 2月 ． 村永， “衛星用（ ECS ）地上施設を利用した 4GHz及 び 32GHZ帯太陽電波観測計画”，太陽電波研究会， 1 9 7 8 年 2月 ． 村永， K.Obu, K.Muranaga, S . I s o z a k i , A.Mitobe, T . I s o b e ,andE.Ouchi， “S o l a rr a d i oe m i s s i o n so f 1 0 0 , 2 0 0 , 5 0 0 and 9 5 0 0MHz o b s e r v e d a t o l a r T e r r e s t r i a l Environmental H i r a i s o” S Researchi nJ a p a n . ,2 ,p p . 4 1 4 5 ,May1 9 7 8 . 熊谷，村永， “「コメント（太陽電波観測）」”， STE 研究会， p p . 3 9 ,1 9 7 9 年 9月 ． 熊谷，磯崎，大部，磯辺，大内（長），大内（栄），村永， Y.Hakura, R . N i s h i z a k i , K.Tao, and F . Yamashita，“ R e s u l t so fs p e c i a lo b s e r v a t i o n s f o rt h e proton f l a r ep r o j e c t1 9 6 9:3 .O b s e r v a t i o no fs o l a rr a d i ob u r s t s by t h es a t e l l i t e A l o u e t t eI d u r i n g t h e PFP i n t e r v a l , May， ” JRRL., 1 7 ,8 9 ,p p . 2 1 3 2 ,January J u l y ,1 9 6 9 1 9 7 0 . 羽倉， 現状のレビューと将来計画， 1 9 7 8 年 2月 ． ）地上施設を利用した 4GHz及 “衛星用（ ECS び 32GHz帯太陽電波観測計画”，太陽電波研究会， “電波研究所平磯支所におけるミリ波帯 lOm 香野， o アンテナによる太陽電波観測”， STE研究会， 1 9 7 9 年 9月 ． 熊谷，磯崎，高橋，村永， “ミリ波帯 lOmφ アンテナ r，天文学会議予，昭和54年秋季， による太陽電波観浪 p p . 6 4 ,1 9 7 9 年1 0月 ． 熊谷，機崎， r “大口径アンテナによるミリ波太陽電波観 視 ，太陽電波研究会（文部省総合研究 A ) ,p p . 6 3 , 年 2月 ． 1 9 8 0 熊谷，磯崎， r “大口径アンテナによるミリ波太陽電波観 調 ，天文学会講（春季）， p p . 6 3 ,1 9 8 0 年 5月 ． 熊谷，機崎，大部，磯辺，大内（長），大内（栄），西野， 8回 ， p p . 1 4 “ミリ波太陽電波の観測’＼電波研発予， 5 ． 3 2 ,1 9 8 0年 7月 熊谷，村永， S o l a rRadioO b s e r v a t i o n sa tM i l l i “ meter Wavelengths a tH i r a i s o， ” S o l a rT e r r . 年 8月 ． E n v i r o n .R e s . ,4 ,p p . 2 2 2 4 ,1 9 8 0 ， 熊谷， “ミリ波太陽電波の観測「，電波時報， 5号 p p . 6 3・6 7 ,1 9 8 0 年1 0月 ． 熊谷，磯崎， “ミリ波太陽電波の観測一観測装置の概要 と初期の観測結果一”，電波研季.， 2 7 ,1 4 2 ,p p . 1 7 ． 3 7 ,1 9 8 1年 5月 熊谷，大部，磯辺，大内（長），西野，大内（栄）， “大口 径アンテナによるミリ波帯太陽電波の観測（ I）一ミ リ波・マイクロ波パーストの同時観測ー”，天文学会 p . 5 1 ,1 9 8 1年 5月 ． 講（春季）， p 熊谷，磯崎，大内（長），大部，磯辺，大内（栄），西野， 堀，高橋，“ S o l a rRadioO b s e r v a t i o n sa t3 2GHz by a LargeS i n g l eD i s h " ,P u b l i c a t i o n so ft h e AstronomicalS o c i e t yo fJ a p a n . ,3 3 ,3 ,p p . 4 8 5 4 9 4 ,November1 9 8 1 . 松浦， “ミリ波帯電波による太陽面観測と電波警報”， 5巻 ， 信学誌（技術 6 2号展望 A ) ,p p . 1 8 9 1 9 1 ,1 9 8 2 年 2月 ． 熊谷，大内（長）， 波の観i 則 1 9 8 2年 5月 ． “大口径アンテナによるミリ波太陽電 通信総合研究所季報 8 2 熊谷，磯崎，大内（長），大部，磯辺，大内（栄），西野， o l a rRadioO b s e r v a t i o n sa t3 2GHz 堀，高橋，“ S ， ”S o l a rT e r r .Environ byaLargeS i n g l eDish R e s . ,6 ,p p . 1 6 0 1 6 1 ,June1 9 8 2 . 恩藤， “ ISEE-3号によって観測された LF帯 E型太 陽電波パースト”，地球電・磁学 I-3講（第7 2回 ） ， p p . 3 ,1 9 8 2年 1 0月 ． 32GHzS成分のセンター・リム変化”，天文 熊谷， “ p . A 7 8 ,1 9 8 3 年 5月 ． 学会講（春季）， p o l a r Radio Maps a t3 2GHz 熊谷，大内（長），“ S ( V o l . 1∼3 ） ” ， S o l a rT e r ・ I ・E nvironR e s . ,7 ,p p . 4 3 ,1 9 8 2年 7月 ． 熊谷，大内（長），大部，磯辺，堀，大内（栄）， “ミリ波 電波による太陽活動の観測’＼電波研発予， 6 6回 ， p p . ． 7 0 8 4 ,1 9 8 4年 6月 熊谷，大内（長），“ S o l a r Radio Maps a t3 2GHz ( V o l . 4） ’ ＇ ， S o l a rT e r r .E n v i r o n .R e s . ,1 8 ,p p . 1 8 , 年1 2月 ． 1 9 8 4 熊谷，大部，大内（長），磯辺，堀，大内（栄）， “ 1 9 8 2年 6月∼ 9月の太陽地球間接乱現象特集号 I.太陽面現 1，特 2 'p p . 3 1 7 ,1 9 8 5 年 1月 ． 象ぺ電波研季.,3 小川，大部， “太陽フレアによる全電子数突然増加 (SITEC）”，電波研季.， 3 1，特 2 'p p . 6 2 7 5 ,1 9 8 5 年1月 ． o l a r 熊谷，大部，大内（長），磯辺，堀，大内（栄），“ S T e r r e s t r i a l D i s t u r b a n c e so f June-September 1 9 8 2I I .S o l a rA c t i v i t y ， ＇ ’J ournalo ft h eRRL., ，特 l ,p p . 3 ・2 2 ,March1 9 8 6 . 3 3 社，昭和3 9年． “衛星通信研究一太陽電波の 5 0 年一” No.17，国際衛星通信協会， 1 9 8 8 年1 2月 ． ( 3 ) G.P. K u i p e r ,e d i t .， “ TheSun ， ” TheU n i v e r s i t yo fChicagoP r e s s ,1 9 5 3 . 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