【技術分野】
【０００１】
本発明は、地球大気の成層圏に存在するオゾン層（成層圏オゾン）を観測する方法、特に、専用測定機器を必要とせず、簡単な方法で地上からオゾン層を観測する方法に関する。
【背景技術】
【０００２】
地球大気の鉛直構造における成層圏には大気中のオゾンの９割が存在しており、それゆえ、この高度約１０ｋｍ～５０ｋｍ付近に存在する高濃度オゾン分布帯はオゾン層と呼ばれている。このオゾン層は生物にとって有害な紫外線を吸収し、地上の生態系を保護するという重要な役割を担っている。しかしながら、１９７０年代に冷蔵設備等の冷媒やプリント基板の洗浄剤、スプレーガス等に含まれているフロンによってオゾン層が破壊される可能性が指摘され、１９８０年代には南極上空でオゾンホールが確認されるなど、オゾン層の破壊は国際的な問題となった。これらを受けて、オゾン層を保護するため、フロン等のオゾン層破壊物質の世界的な規制が行われているほか、オゾン層の状況を把握するため、世界中でオゾン層の観測が定期的に行われている。
【０００３】
オゾン層の観測方法としては、ドブソン分光光度計による全量観測及び反転観測、気球を用いたオゾンゾンデによる直接観測（非特許文献１参照）、そして、人工衛星に搭載したオゾン層観測装置による観測（特許文献１及び非特許文献１参照）等がある。
【０００４】
他方、図７に示すように、月食の際に、月の欠け際、すなわち、本影Ｕと半影Ｐとの間の境界が青緑色の帯状に輝いて見える「ターコイズフリンジ」という現象が知られている。この現象は１９７８年に本発明者により発見され、報告された現象である（非特許文献２参照）。このターコイズフリンジＴＦは、月食の際、太陽光ＳＢが成層圏のオゾン層ＯＬを通過するときに、選択的に赤色を示す波長の光が吸収された結果、赤色の捕色関係にある青緑色の光が本影（地球の影部分）の縁に沿って見える現象である。
【先行技術文献】
【特許文献】
【０００５】
【特許文献１】特開２００３－８４０７５号公報
【非特許文献】
【０００６】
【非特許文献１】“オゾン層の観測”、[online]、国土交通省 気象庁ウェブページ、［平成30年5月16日検索］、インターネット＜ＵＲＬ：http://www.data.jma.go.jp/gmd/env/ozonehp/3-15ozone_observe.html＞
【非特許文献２】“月食の緑色異常色調”、第１２回 日本アマチュア天文研究発表大会研究発表集録、日本アマチュア天文研究発表大会運営委員会、１９７９年１０月、ｐ．２５－２６
【発明の概要】
【発明が解決しようとする課題】
【０００７】
しかしながら、非特許文献１及び特許文献１に記載された従来のオゾン層の観測方法は、特別な専用測定機器や気球、人工衛星等を必要とするため、いずれも極めて高コストかつ専門的であり、その観測が実施できるのは気象台又は環境研究所等の一部の機関に限られている。それゆえ、個人的に又は学校等の教育現場等の身近な場において、手軽にオゾン層を観測することができず、オゾン層自体及びオゾン層をとりまく地球環境問題に対する興味や関心を持つことが難しくなっている。
【０００８】
他方、非特許文献２に記載された月食の際にみられる「ターコイズフリンジ」については、月食時の天文現象として観測されているのみである。
【０００９】
本発明は上述した点に鑑みなされたもので、その目的は、極めて低コストかつ簡単にオゾン層を観測することができるオゾン層の観測方法を提供すること、及び、それによって、オゾン層自体及びオゾン層の保護に対する関心を高めることにある。
【課題を解決するための手段】
【００１０】
本発明者は月食の際に生じるターコイズフリンジを初めて観測して以降、この現象に着目し、継続して観測を行ってきた。このターコイズフリンジは、１９７８年の時点では口径１０ｃｍ程度の小型の天体望遠鏡を介した肉眼で容易に観測できていたが、１９９０年代以降は肉眼での観測は困難になっていた。近年では、高解像度のデジタルカメラが普及したことにより、肉眼に代えてデジタルカメラを介した画像によってターコイズフリンジを観測することができるようになった。
【００１１】
本発明者は上記課題を解決すべく鋭意検討した結果、ターコイズフリンジが１９９０年代以降に肉眼では観測できなくなったことと、オゾン層の破壊が１９８０年代半ば以降から急激に進み、オゾン濃度が減少したことの関連性を見出し、これらの知見に基づき、本発明を完成するに至った。
【課題を解決するための手段】
【００１２】
上記課題を解決するため、本発明のオゾン層の観測方法は、ターコイズフリンジを有する地球周回天体を、５８０～６５０ｎｍの赤色系光の波長領域のうちの一部の波長帯域を通過帯域とする第１のバンドパスフィルタを取り付けた撮像手段で撮影し、第１の撮像画像データを取得する第１の撮像工程と、ターコイズフリンジを有する地球周回天体を、４００～４７０ｎｍの青色系光の波長帯域のうちの一部の波長帯域を通過帯域とする第２のバンドパスフィルタを取り付けた撮像手段で撮影し、第２の撮像画像データを取得する第２の撮像工程と、第１の撮像画像データのＲＧＢ画素画像データのうち、Ｒ画素画像データを取得する工程と、第２の撮像画像データのＲＧＢ画素画像データのうち、Ｂ画素画像データを取得する工程と、第１の撮像画像データのＲ画素画像データにおいて、地球周回天体のターコイズフリンジを含む少なくとも一部の領域Ａ１を選択し、選択領域Ａ１のＲ画素の輝度値から選択領域Ａ１の等級を第１の等級ｍ１として求める工程と、第２の撮像画像データのＢ画素画像データにおいて、Ｒ画素画像データの選択領域Ａ１と対応する領域Ａ２を選択し、選択領域Ａ２のＢ画素の輝度値から選択領域Ａ２の等級を第２の等級ｍ２として求める工程と、次式（１）：
【００１３】
【数１】
n = 0.4α（ｍ1－ｍ２）／σι
（式（１）中、ｎはオゾンの濃度、αは光度比を吸光度に補正する係数、σは第１のバンドパスフィルタの通過帯域におけるオゾンのモル吸光断面積、lは太陽光線がオゾン層を通過した距離である。）により、オゾンの濃度ｎを求める工程と、を備えている。
【００１４】
ターコイズフリンジを有する地球周回天体を、オゾンによる弱い吸収のある赤色系光の５８０～６５０ｎｍの波長の一部を通過帯域とする第１のバンドパスフィルタを取り付けた撮像手段で撮影することで、太陽光のうち、オゾン層を通過した際にオゾンに吸収されて減衰した光による第１の撮像画像データが得られる。他方、ターコイズフリンジを有する地球周回天体を、オゾンによる吸収がほとんどない青色系光の４００～４７０ｎｍの波長の一部を通過帯域とする第２のバンドパスフィルタを取り付けた撮像手段で撮影することで、太陽光のうち、オゾンに吸収されることなくオゾン層を通過した光による第２の撮像画像データが得られる。そして、第１の撮像画像データから赤色系画素であるＲ画素画像データを選択的に取得することにより、オゾンに吸収されて減衰した光の輝度データを高い精度で得ることができる。また、第２の撮像画像データから青色系画素であるＢ画素画像データを選択的に取得することにより、オゾンに吸収されずにオゾン層を通過した光の輝度データを高い精度で得ることができる。得られた各画素画像データにおいて、ターコイズフリンジを有する地球周回天体に対応する部分の光を測光して等級を求めることにより、オゾンに吸収されて減衰した光の明るさ（光度）とオゾンに吸収されることなく、オゾン層を通過した光の明るさ（光度）との光度比がポグソンの式によって得られる。この光度比は、入射光の強度と媒質を通過した後の光の強度の比である吸光度に比例するものであることから、式（１）が導出され、この式（１）よりオゾンの濃度を求めることができる。
【００１５】
また、本発明のオゾン層の観測方法は、地球周回天体が国際宇宙ステーション（ＩＳＳ）又は月であることも好ましい。地球周回天体として、周回軌道が正確に予測されており、観測も容易な天体が選択される。
【発明の効果】
【００１６】
本発明によれば、以下のような優れた効果を有する成層圏オゾンの観測方法を提供することができる。
（１）天体写真を撮影し、その撮像画像について天体画像解析ソフトウェアで画像処理を行うことでオゾン層の濃度を求めることができるため、非常に容易である。
（２）大掛かりな設備や専用測定機器が不要であるため、低コストにオゾン層の観測を行うことができる。
（３）地球周回天体として、月だけでなくＩＳＳも選択することができるため、地上からオゾン層の定期的な観察が可能である。
（４）水平方向に入射する太陽光の反射光を利用してオゾンの濃度を求めるため、オゾン層におけるオゾンの高度分布（鉛直方向の分布）を把握することができる。
大気光化学的補足事項
① 地球大気を水平方向に透過する光学的厚さの算出式
I（λ）＝Io(λ)EXP[―∫（σN＋αｎ＋β]ｄι
上記、公式において
Io（λ）は成層圏に入射する入射光強度
I（λ）は、成層圏を水平方向に透過する透過光強度
λは、測定する可視光波長（単位 ㎚）
σは、O３の吸光断面積（㎝２［molecule−１］）
Nは、O３の数密度
αは、レイリー散乱断面積（㎝２［molecule−１］）
ｎは、N２およびO２の数密度
βは、ミー散乱による減光係数
ιは、水平方向の光路長（単位 cm）
である。
600nm近傍の波長域をλ１、400㎚近傍の波長域をλ２
600㎚近傍のO３の吸光断面積をσ１、400㎚近傍のO３の吸光断面積をσ２
すると
I（λ１）／I（λ２） ＝ EXP｛（σ１−σ２）∫Nｄι］
これは、結局、
Ln I（λ1）／I（λ２） ＝ －σNι
となり、光学的な厚さの公式から、ランベルトベール則が導出される。
【００３１】
（ＩＳＳ及び比較星の測光）
次に、ＩＳＳ及び比較星の測光工程Ｓ１ｅ及びＳ２ｅについて説明する。天体画像において、指定した範囲内における天体の光量を測定することを測光という。本工程では、ＩＳＳ及び比較星の光量を一次処理された各画素画像データの輝度値（カウント値）として得る。工程Ｓ１ｅとしては、一次処理されたＲ画素画像データについて、ＩＳＳ及び比較星に該当する領域をそれぞれ選択し、その領域の輝度値（カウント値）を算出することにより、ＩＳＳ及び比較星の光量を求めることができ、工程Ｓ２ｅとしては、一次処理されたＢ画素画像データについて、ＩＳＳ及び比較星に該当する領域をそれぞれ選択し、その領域の輝度値（カウント値）を算出することにより、ＩＳＳ及び比較星の光量を求めることができる。なお、このＩＳＳ及び比較星の測光は、上述したソフトウェア「マカリ」によって容易に行うことができる。
【００３２】
（第１の等級ｍ１の算出）
次に、第１の等級（ｍ１）の算出工程Ｓ１ｆについて説明する。本工程では、ＩＳＳ及び比較星の測光工程Ｓ１ｅで得られたＲ画素画像データのカウント値に基づき、ＩＳＳの等級（ｍ１）を以下式（４）により算出することができる。なお、この式（４）は２つの天体の等級（ｍａ、ｍｂ）とその明るさ（Ｆａ、Ｆｂ）との関係を示すポグソンの式（以下式（５））に基づくものである。
【００３３】
【数４】
等級（ｍ１）＝比較星の等級－
2.5Log10（R画素画像データのISSのカウント値／R画素画像データの比較
星のカウント値）
【００３４】
【数５】
ma － mb ＝ -2.5Log10（Fa／Fｂ）
【００３５】
（第２の等級ｍ２の算出）
次に、第２の等級（ｍ２）の算出工程Ｓ２ｆについて説明する。本工程では、ＩＳＳ及び比較星の測光工程Ｓ２ｅで得られたＢ画素画像データのカウント値に基づき、ＩＳＳの等級（ｍ２）を以下式（６）により算出することができる。
【００３６】
【数６】
等級（ｍ2）＝比較星の等級－
2.5Log10（B画素画像データのISSのカウント値／B画素画像データの比較
星のカウント値）
【００３７】
ここで、後述する工程Ｓ４では、第１の等級（ｍ１）の値と、第２の等級（ｍ２）の値とからオゾン濃度を算出するところ、第１の等級（ｍ１）を求める際に用いるＲ画素画像データのカウント値（輝度値）と、第２の等級（ｍ２）を求める際に用いるＢ画素画像データのカウント値（輝度値）とは、異なる波長の光に基づく値である。すなわち、Ｒ画素画像データのカウント値は、第１のバンドパスフィルタ３ａの通過帯域（５８０～６５０ｎｍの赤色系光の波長領域のうちの一部の波長帯域）の波長の光によるものであり、Ｂ画素画像データのカウント値は、第２のバンドパスフィルタ３ｂの通過帯域（４００～４７０ｎｍの青色系光の波長帯域のうちの一部の波長帯域）の光によるものである。光の波長が異なると黒体輻射のエネルギー密度も異なることから、第１のバンドパスフィルタ３ａの通過帯域の波長と第２のバンドパスフィルタ３ｂの通過帯域の波長とのエネルギー密度の差が大きい場合にはその差を補正することが好ましい。この場合、上述した第１の等級（ｍ１）を求める式（４）に替えて以下式（７）を用いることができる。
【００３８】
【数７】
等級（ｍ１）＝比較星の等級－
2.5Log10（R画素画像データのISSのカウント値・γ／R画素画像データの比較
星のカウント値・γa）
【００３９】
式（７）のうち、γは、ＩＳＳについての第１のバンドパスフィルタの通過帯域の波長における黒体輻射の放出エネルギー量と、第２のバンドパスフィルタの通過帯域の波長における黒体輻射の放出エネルギー量との比を示す（式（８）参照）。また、γａは、比較星についての第１のバンドパスフィルタの通過帯域の波長における黒体輻射の放出エネルギー量と、第２のバンドパスフィルタの通過帯域の波長における黒体輻射の放出エネルギー量との比を示す（式（８）参照）。式（８）におけるＥ（λ）の値は式（９）で算出される。式（９）のうち、Ｅ（λ）：放出エネルギー量（Ｗ／ｍ３）、λ：波長、ｃ：光速、ｈ：プランク定数、ｋ：ボルツマン定数、Ｔ：絶対温度を示す。γを求める際の式（９）における絶対温度Ｔの値は太陽の表面温度である６０００Ｋである。他方、γａを求める際の式（９）における絶対温度Ｔの値は比較星として選択した恒星の表面温度が選択される。
【００４０】
【数８】
γ又はγa = E(λ：第1のバンドパスフィルタの通過波長帯域）
／E（λ：第２のバンドパスフィルタの通過波長帯域）
【００４１】
【数９】
なお、上記式において、I（λ，T）＝E（λ）である。
【００４２】
なお、黒体輻射の波長別エネルギー分布が太陽と類似する恒星を比較星として選択することにより、式（７）におけるγはγ≒γａとなるため、式（７）による補正を不要とすることができる。波長別エネルギー分布が太陽と類似する恒星としては、具体的には、主系列星で、スペクトル型がＧ１～Ｇ３の恒星が好適に選択され、さらに色指数が０．６０～０．７０の恒星がより好適に選択される。これらに該当する恒星を選択することにより、式（７）による補正が不要となり、シンプルな式（４）での第１の等級（ｍ１）の算出を行うことができる。
【００４３】
（オゾン濃度の算出）
次に、オゾン濃度（ｎ）の算出工程Ｓ４について説明する。まず、ランバート・ベールの法則による式（１０）によれば、媒質に入射する前の光の強度をＩ０、長さlの媒質を透過した後の光の強度をIとしたときの吸光度Ａは、媒質の濃度ｎと媒質の通過距離（光路長）ｌに比例している。なお、σはモル吸光断面積を示す。
【００４４】
【数１０】
吸光度A ＝ －Log10（I／Io） ＝ σnl
【００４５】
他方、上述の工程Ｓ１ｆ及びＳ２ｆで得られた第１の等級（ｍ１）及び第２の等級（ｍ２）を、式（５）のポグソンの式に代入すると以下式（１１）に示すとおりとなり、以下式（１２）に変形できる。
【００４６】
【数１１】
m1 － ｍ２ ＝ -2.5Log10（F１／F２）
【００４７】
【数１２】
－Log10（F１／F２）＝0.4（ｍ１－ｍ２）
【００４８】
ここで、媒質であるオゾンに吸収されることなく、オゾン層ＯＬを通過した光の明るさ（光度）はＦ２であり、オゾン層ＯＬを通過した際にオゾンに吸収されて減衰した光の明るさ（光度）Ｆ１である。それゆえ、この光度比は吸光度と同様に式（１０）で示すランバート・ベールの法則に適用することができ、その結果、この光度比は媒質であるオゾンの濃度ｎとオゾン層の通過距離ｌに比例する。吸光度Ａと、オゾン層ＯＬを通過した光の光度Ｆ２、オゾン層ＯＬを通過した際にオゾンに吸収されて減衰した光の光度Ｆ１との関係は以下式（１３）で表わすことができる。なお、αは光度比を吸光度に補正する係数である。
【００４９】
【数１３】
吸光度Ａ ＝ －Log10(I／Io)＝－Log10(F1／F2)・α
【００５０】
上述した式（１３）に、式（１０）と式（１２）の右辺をそれぞれ代入すると、以下式（１４）が得られ、媒質であるオゾンの濃度（ｎ）を求める式（１）が導出される。また、σは第１のバンドパスフィルタの通過帯域におけるオゾンのモル吸光断面積、lは太陽光線がオゾン層を通過した距離である。この式（１）に基づき、オゾン濃度（ｍｏｌ／ｃｍ３）が算出される。本実施形態の撮像手段２によって、複数のタイミングで撮影された、第１の撮像画像データ及び第２の撮像画像データのセットについて、上述した工程に基づき、それぞれオゾン濃度を算出することによって、オゾン層におけるオゾンの鉛直分布を把握することができる。
【００５１】。
【数１４】
σnl ＝ 0.4（ｍ1 － ｍ２）・α
【００５２】
【数１５】
n = 0.4α（ｍ1－ｍ２）／σι
【００５３】
（太陽光のオゾン層の通過距離ｌの算定）
次に、太陽光のオゾン層の通過距離ｌの算定工程Ｓ３について説明する。太陽光のオゾン層の通過距離ｌとは、図３に示すように、太陽光ＳＢがＩＳＳ９に到達するまでに通過したオゾン層の通過距離ｌをいい、ランバート・ベールの法則による式（７）における光路長に該当する。ＩＳＳ９の軌道計算を行うことにより、ＩＳＳに照射される太陽光が地球上空のどの部分を通過したかを算出することができ、通過距離を算定することができる。