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第４回　地球の概観：　地磁気

配付プリント等

• 『地球の概観：　地磁気』。講義内容は以下について。
  『1.2　重力とアイソスタシー』
  前回�Cの補足説明：アイソスタシーの回復現象
  『1.3　地磁気』
  �@地磁気の要素：水平分力、偏角、伏角
  �A磁極と地磁気極：
  �B地磁気の変化：
  　１）短周期（地球外部に原因）：日変化
  　２）非周期（地球外部に原因）：磁気嵐（太陽黒点の異常活動）
  　３）永年変化（地球内部に原因）：
  �C地磁気の原因：
  　ダイナモ理論
  �D岩石磁気：
  　強磁性鉱物、磁鉄鉱、キュリー温度
  　熱残留磁気、堆積残留磁気、化学残留磁気
• ビデオ『地磁気』（14分）。
• プリント2枚（番号：３）。出席票。
  【1枚目】
  図1.8、図1.9、図1.10…『教養の地学　改訂版』（7-8p）
  図3.4、図5.8…『地球』（109、236p）
  図21.4…『図説地球科学』（195p）
  図3-27、図4-16…『地球をはかる』（133、169p）
  （偏角）、（偏角分布図）、（伏角分布図）…『理科年表』
  【2枚目】
  （3.地質年代表）…『古生物学事典』（364-365p）
  （年代表）…『地球：その実像』（241p）
  （先カンブリア時代の世史年表）…『地球の歴史』（裏見返し）

補足説明

全般	地球科学用語については『地球科学用語集』ページを参照。 単位については『単位について』のページを参照。 地質年代については『地質年代表』のページを参照。

• 時間切れで説明していない内容。
  �D岩石磁気：古地磁気、地磁気の反転
• 地磁気については『地圏について』のページを参照。
• 『磁極』と『地磁気極』の違いは『地球科学用語集』を参照。
• NHKビデオ『地磁気』
  『〔内容〕
  １．方位磁石の針はつねに南北をさす。棒磁石を発泡スチロールの船にのせて水に浮かべても南北をさす。このことから、地球自身が磁場をもっていることを知らせる。
  ２．地磁気の性質をさぐる基礎として、まず棒磁石の性質を調べる。棒磁石の上に紙をのせ鉄粉をまくと、きれいな磁力線の模様ができる。まわりに方位磁石をおいても、針が磁力線の向きに並ぶ。
  ３．この実験から、地球全体の磁場も棒磁石のものと同様に考えられることを、地球磁場の図解とともに説明する。
  ４．地磁気の極、すなわち磁北極と磁南極は、地球自転軸の中心である北極点、南極点から少しずれていることを図で示す。
  ５．地磁気の性質として重要な三要素（偏角・伏角・水平分力）について説明し、日本付近での偏角・伏角の分布を図で説明する。
  ６．伏角方位針を使って、実際に伏角の値を測定するところを見せる。
  ７．茨城県柿岡にある気象庁の地磁気観測所を訪れ、プロトン磁力計などの観測装置を見る。あわせて日本各地の地磁気観測所網を紹介する。
  ８．地磁気の変化としてだいじな日変化と永年変化についてのべ、伊能忠敬が日本各地の測量をしたところ、偏角はゼロだったことにふれる。
  ９．地磁気はどうして生まれるかを、ソレノイドによるモデル実験でさぐってみる。コイルのまわりの磁場が棒磁石の場合と同様であることから、地球内部に電流が流れることによって磁場が生ずることを類推する。
  １０．こうして生まれた地磁気は、地球のまわりに広大な磁気圏をつくり、バン・アレン帯などを形成していることを説明する。
  １１．地質時代には磁極が何度も逆転した歴史がある。このような古地磁気の変動について、海底の岩石磁気の記録（地磁気の縞模様）などを例にのべ、地磁気のもつ奥深いなぞについてふれる。』
• 本教室がある地点の地磁気値を国土地理院の測地部の『地球の性質をはかる』の『地磁気』の『磁針方位を求める』から求めると、次のようになる。

  緯度	経度	全磁力	偏角		伏角
  34゜23′58″	132゜42′41″	47581 nT	7° 1′（西偏）		48° 40′

• 地磁気北極 (青) と磁北極 (緑)

  地磁気南極 (青) と磁南極 (緑)

  図2 IGRFに基づく地磁気極と磁極の1900〜2000年までの10年毎と2005年の位置 (赤)、及び2010年の予測位置。 年 地磁気北極 地磁気南極 磁北極 磁南極 緯度 経度 緯度 経度 緯度 経度 緯度 経度 1900 78.6N 68.8W 78.6S 111.2E 70.5N 96.2W 71.7S 148.3E 1910 78.6N 68.7W 78.6S 111.3E 70.8N 96.7W 71.2S 148.7E 1920 78.6N 68.4W 78.6S 111.6E 71.3N 97.4W 70.4S 148.2E 1930 78.5N 68.3W 78.5S 111.7E 72.3N 98.7W 69.5S 147.0E 1940 78.5N 68.5W 78.5S 111.5E 73.3N 99.9W 68.6S 144.6E 1950 78.5N 68.8W 78.5S 111.2E 74.6N 100.8W 67.9S 143.6E 1960 78.5N 69.5W 78.5S 110.5E 75.3N 101.0W 66.7S 140.2E 1970 78.6N 70.2W 78.6S 109.8E 75.9N 101.0W 66.0S 139.4E 1980 78.8N 70.8W 78.8S 109.2E 76.9N 101.7W 65.4S 139.3E 1990 79.1N 71.1W 79.1S 108.9E 78.1N 103.7W 64.9S 138.9E 2000 79.5N 71.6W 79.5S 108.4E 81.0N 109.7W 64.7S 138.4E 2005 79.7N 71.8W 79.7S 108.2E 83.2N 118.0W 64.5S 137.8E 2006 79.8N 71.8W 79.8S 108.2E 83.8N 122.0W 64.5S 137.7E 2007 79.8N 71.9W 79.8S 108.1E 84.1N 123.7W 64.5S 137.7E 2008 79.9N 71.9W 79.9S 108.1E 84.2N 124.0W 64.5S 137.6E 2009 79.9N 71.9W 79.9S 108.1E 84.9N 131.0W 64.4S 137.4E 2010 80.0N 72.0W 80.0S 108.0E 85.1N 133.0W 64.4S 137.4E 表１　IGRFに基づく1900〜2010年 (2005年以降は予測) の地磁気極と磁極の地理緯度、経度。（抄） 〔京都大学大学院理学研究科附属地磁気世界資料解析センターの『地磁気とは？』の『磁石の北と地磁気極と磁極』から〕

• 	地磁気は、強さと方向をもつベクトル量です。地磁気を表すためには、地磁気要素のうち、互いに独立な３要素が必要です。 　　地磁気の要素 　F：全磁力(nT) 　D：偏角(°) 　I：伏角(°) 　H：水平分力(nT) 　X：南北成分(nT) 　Y：東西成分(nT) 　Z：鉛直分力(nT) 　(　)単位
  〔国土地理院のホームページの『地球の性質をはかる』の中の『地磁気』から〕

• 地球磁場の強さの変動 　地球磁場はこの数100年あまりの間減少を続けています。この速さで減少を続けると、あと1000年足らずで消失する計算になりますが、将来本当にその通りになるのか、または、一時的な現象で再び磁場強度が回復していくのか、結論を出すことは容易ではありません。 〔京都大学大学院理学研究科附属地磁気世界資料解析センターの『地磁気とは？』の『地磁気とはなんだろう？』から〕

• A three-dimensional view of the Earth's magnetosphere 〔James L. Green氏による。NASAのSpace Science Education Outreachの中の『The Magnetosphere』から〕 地磁気により磁気圏が生成し、プラズマ（おもに陽子と電子）からなる太陽風を防ぐ働きをする（プラズマは磁気圏の弱部である両極から侵入し、大気成分と反応して発光し、オーロラと呼ばれる現象を起こす）。また、太陽光の強力な紫外線により電離層（圏）が生成しているが（ほぼ熱圏に重なる位置）、太陽風の強さが変動すると、これらの磁気圏と電離層（圏）に影響を与え、それは地表付近の地磁気の強さにも影響を与えることになる。

• Sun Spots This image shows the region around a sunspot. Notice the mottled appearance. This granulation is the result of turbulent eruptions of energy at the surface. (Courtesy National Solar Observatory/Sacramento Peak) 〔Calvin J. Hamilton氏によるViews of the Solar Systemの『Sun』から〕 太陽黒点。

• Sunspot Numbers In 1610, shortly after viewing the sun with his new telescope, Galileo Galilei made the first European observations of Sunspots. Daily observations were started at the Zurich Observatory in 1749 and with the addition of other observatories continuous observations were obtained starting in 1849. The sunspot number is calculated by first counting the number of sunspot groups and then the number of individual sunspots. The "sunspot number" is then given by the sum of the number of individual sunspots and ten times the number of groups. Since most sunspot groups have, on average, about ten spots, this formula for counting sunspots gives reliable numbers even when the observing conditions are less than ideal and small spots are hard to see. Monthly averages (updated monthly) of the sunspot numbers show that the number of sunspots visible on the sun waxes and wanes with an approximate 11-year cycle. Sunspots Sunspots appear as dark spots on the surface of the Sun. Temperatures in the dark centers of sunspots drop to about 3700 K (compared to 5700 K for the surrounding photosphere). They typically last for several days, although very large ones may live for several weeks. Sunspots are magnetic regions on the Sun with magnetic field strengths thousands of times stronger than the Earth's magnetic field. Sunspots usually come in groups with two sets of spots. One set will have positive or north magnetic field while the other set will have negative or south magnetic field. The field is strongest in the darker parts of the sunspots - the umbra. The field is weaker and more horizontal in the lighter part - the penumbra. 〔Solar Physics Group at NASA's Marshall Space Flight Centerによる『Solar Physics』の『The Sunspot Cycle』から〕 太陽黒点の数の１１年周期の変動。