札幌に於ける仁科型宇宙線計による宇宙線観測
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(2) . 北海道学芸大学紀要 （第二部Ａ）. 第１６巻 第１号. ０年８月 昭和４. 札幌に於ける 仁科型宇宙線計による宇宙線観測 吉. 元. 田. 郎. 北海道学芸大学札幌分校物理学教室 Ｎ【ｏｔ６ ＹｏｓＨＩＤＡ：. ｉ ｔｙ・ｏｂｓｅｒｖｅｄ ａｔ Ｓａｐｐｏｒｏ Ｃｏｓｍｉ ｃ ‐Ｒａｙ 工ｎｔｅｎｓ. ｉ ９５７一１９６１． ｉｏｎ Ｃｈａｍｂｅｒ ｂｙ Ｎｉｓｈｉ ．ａ Ｔｙｐｅ ｌｏｎｉｚａｔ ｌ ， Ｄｕｒ ｎｇ ｌ. Ｓｕｍｍａｒｙ ｉｏｎ ｃｈａ ］ｍｂｅｒ ｗｅｒｅ ｃａｒｒｉｅｄ ｔｙ ｂｙ ａｎ ｉｏｎｉ ｉｏｎｓ ｏｆ ｃｏｓｍｉ ｚａｔ Ｃｏｎｔ ｉｎｕｏｕｓ 。ｂｓｅｒｖａｔ ｃ ‐ｒａｙ ｉｎｔｅｎｓｉ. ｌ ｉ ｓ Ｗｏｒｋ Ｗｅｒｅｐｕｂ ｓｈｅｄｆｒｏｍ 。ｕｔ ｉｎ Ｓａｐｐｏｒｏ ｓｉｎｃｅ 人ｄａｙ ｏｆ ヱ９５７， ａｎｄ ｔｈｅ ｄａｔａ ｏｂｔａｉｎｅｄ ｉｎ ｔｈｉ. ７ ７ Ｉ Ｊｕｌｙｏｆヱ９５７－ ｉ ｎｇヱ ＶＶ ‐Ｃ２ ｏｆ ｓｉｅｎｃｅ ＣｏｕｎｃｉｌｏｆｊａＰａｎ ．（ ．ａｎｄ ｐ．ヱ ・Ｇ．（ ．Ｇ ．γリ ーＧ．（ ，ｄｕｒ ．Ｄ， Ｃ． Ｄｅｃｅｍｂｅｒ ｏ ｆ ヱ９６０） ．. ｉｇｈｔａｎｄ ｓｎｏｔｒ １ｎ ヱ９６２， ｔｈｅ ｐｒｅｓｅｎｔ ａｕｔｈｏｒ ｈａｓ ｆｏｕｎｄ ａ ．ｓｉｇｈｎ ｔｈａｔ ｔｈｅ ｖａｌｕｅ ｏｂｔａｉｎｅｄｉ ｉｏｎ ｏ ｆａｎ ｅｌｅｃｔｒｉｃｃｉｒｃｕｉｔｉｎｔｈｅｃｈａ１ｍｂｅｒ ｓｃｏｎｎｅｃｔ ｉ ｓ ｃａｕｓｅｄ ｂｙ ａ ｄｉ ｔｉ ｓ ｔｒｏｂｌｅ ｉ ｓ ｐｒｏｖｅｄ ｔｈａｔ ｔｈｉ. ｆｔｈｅ ｉｏｎ ｏ ｉｏｎｓ ］ ｍ Ｌ ｓｎｏｔｙｅｔ負ｘｅｄｃｏ Ｐ１ｅｔｅｌｙ ａｎｄｔｈｅ ｏｂｓｅｒｖａｔ ａｆｔｅｒ ｍａｎｙ ｅｘａｍｉｎａｔ ， Ｔｈｅａｐｐａｒａｔｕｓ ｉ １ １ｃｏｎｔｒｉｂｕｔｅｓｏｍｅｔｈｉｎｇ ｏｎｔ ｈｉ ｔ ｗｉ ｓ ｉ ｓ ｓｔａｇｅ ｔｙ ｉ ｓ ａｔ ｐｒｅｓｅｎｔ ｉｎ ｓｔｏｐ， Ａｔ ｔｈｉ ｃ ｒａｙ ｉｎｔｅｎｓ ｃｏｓｍｉ ‐ ，ｉ ｌｄａｔａｓｏｆ ｌ ｓｃｕｓｓｔｈｅｍ ｆ 賃ｅ ｌｄｏｆｓｔｕｄｙｔｏｓｈｏｗ ａ ， ｒｏｍ ｔｈｅｓｅｖｅｒａＩ Ｐｏｉｎｔｓｏｆｖｉｅｗ， ａｒ ｏｂｔａｉｎｅｄ ａｎｄ ｄｉ １ ＳＩ－１. 経. は. じ. め. に. 過. 昭和３ヱ年 （ヱ９５６年） に理化学研究所より仁科型宇宙線計を借り受けて札 幌において宇宙線強度 の連続観測の研究を始める計 画がたてられ準備が進められた， 翌昭和３２年７月より国際地球物理年 ｓた餌 Ｙ８鯖） が始まり， 国際的に宇宙 線， 地磁気， 電離層， 太 （１ ） （ヱ煽 げ〃賜わ〃αＺ Ｇβゆゐ ッ ．Ｇ．γ． 陽活動等地球並 びに地球近傍における物理現象の共同観測 が行なわれる時になっ ていた， その年の ５月 に我々の仁科型宇宙線計も調整を終わり連続 観測に 入るようになっ たので， 国際的に電離箱に よ る 宇 宙 線 観 測 の 一 観 測 所 と して 登 録 さ れ （ＳＺのめ〃 刃Ｄ ． Ｃ－０５２）， 国 際 的 に デ ー タ ー 交 換 を お こ ９ ８ ヱ ５ 年ヱ２月）， Ｚ な っ て き てＺ９６０年 迄， ｒ ．Ｇ．Ｃ．（ヱ９５９年ヱ月 ～ヱ９５９年 ，Ｇ．Ｙ，（ヱ９５７年 ７月 ～ ヱ２月）， Ｐ．Ｚ ．Ｇ Ｃ，（ヱ９６０年ヱ月 ～ヱ９６０年ＺＺ月）と 協力 期 間 は 続 き， こ の 間 デ ー タ ー を 提 供 して き. たが， ヱ９６２年 （昭和３７年） 春頃より次第にデーターが不精確となっ てきたのに気 づき， その原因 を調べたところ， 電離箱の槽内に於 て電極の導線が断線したものと判断 してヱ９６３年 （昭和３８年） には電離箱を開いて修理する事に し現在鋭意修理中である． この為ヱ９５７年より始められた宇宙線. の連続観測はここに一時中止される事となった． 今後再び観測が始め られても， それは新 らしく組 立調整された 装置によるものであり， 従来のものと比較する時には補正 し標準化 しなければな らな. し・ ，. 従 っ て こ の 機 会 に こ れ 迄 の デ ー タ ー を ま と め て おく こ と が 必 要 で あ る と 思わ れ る の で， 本 論 文 で.
(3) . 吉. 田. 元. 郎. ま と め る， 詳 細 の 観測 値 デ ー タ ー は 学 術 会 議 よ り 出 版 さ れ て い る デ ー タ ー ブ ッ ク（ １ ）に 記載 さ れ て ，. いるので， ここでは個々のデータはすべてさけて５年間の観測結果を総括的に見るという意図の下 に グラ フ を 主 に して 書 い た，. ＳＩ－２ 仁科型宇宙線計及びそのデーター処理. 仁科型宇宙線計の構造・原理・観測方法及び観測データーの処理等に関 しては既に本紀要にも発 ２ ）したので それを参照 していただくことに してここでは一切省略する ただ本論文に現わ 表（ れる ， ． デ ー タ ー 記 号 及 び 定 義 に つ い て は ま とめ て 説 明 して おく ． Ａ） 時刻 （び・Ｔ）. すべて本論文 に使用 している日時は原則と して世界時 （び・ｒ） を用いる 即ち グリニ ッチ標準時 ． １ 刻にて日時をあ らわしている． 日常使用する当地の時刻 （日本標準時 （′・Ｓ・７ ） になおす為には本 論文時刻より９時間進めねばならぬ， 従って本論文にあ らわれるヱ日の日付は日本時刻のその日の 午前９時より翌日の午前９ 時迄がヱ 日になっている， Ｂ） 宇宙線強度：ヱ. 宇宙線の連続観測の観測 値データーは２時間値を用い るのが普通であり 我々の測定は毎時読み ， 取 られているが， 偏差を少なくする為， このヱ 時間値２つを加え合わせて２時間値として使われて い る， す な わ ち ０ 時 － ヱ 時， ヱ 時 ２時の値を加え合せ たものをヱ 時の観測値と見な している そ ． して ２ 時 間毎 の デ ー タ ー を用 い る， 従 っ て す べ て デ ー タ ー に は 奇 数 時 刻 の 値 で 観 測 さ れ る こ の 観 ．. 測されたものをヱの記号で表わ し観測された宇宙線強度とする ． ‐ Ｃ） 気圧補正済宇宙線強度 ｉ ｐ. 前出の観測された宇宙線強度ヱは， 地球えきた宇宙線が観測地点に達する迄には地球の大気層 を 通りぬけてきてい る． この大気層 を通過する時吸収を受けていると考えねばならない 従って入っ ， て来る宇宙線の強さを知るためにはこの 吸収の分を補正しなければな らない この補正 を行なった ． 宇宙線強度を ′Ｐ であ らわす， この補正は観測点における気圧によってなされる この気圧の値は ， 札幌管区中央気象台で観測した同時刻の地上気圧の値を用いた， これには記号 Ｐ を使う この気 ， ４ ３ ）にあるので略すが 補正式と しては 圧補正の方式は前出報告（ ’ ， を用 い る， 但 しこ こ で β は 気 圧 補 正 係 数 で 一０，ヱヱ％／“あ と Ｌ Ｐ。 は標準気圧で ｉｏｚｏ 伽る と して. 使う．. Ｄ） 気圧及び温度補正済宇宙線強度 ヱＰＴ. 更に気圧を一定にしても温度が異なれば大気の密度分布が変って来て 大気層の厚さが異なって ， くる， それ故自然崩壊のように， 粒子の通過距離に関 係するような吸収・発生があ ると 気温の変 ， 化を受けて宇宙線強度がかわる， これを気温効果といい， 入射宇宙線強 度を知るためにはこの補正 もしなければならぬ， この補正をおこなった宇宙線強度をヱＰＴ でしめす この気温補正の為には ． 大気上層迄のデーターが必要であ る． このため高層気象の観測データーが必要である 幸い札幌気 ， 象 台 に 於 て は ヱ 日 ２ 回， ′（Ｇ・ハイ ・Ｔ Ｏ 時 及 びヱ２時） バ ル ー ンに よ る 観 測 が あ る の で こ れ を 使用す ， ２ る， 従 っ て 時 間 値 の デ ー タ ー の 補 正 は 行 な わ ず， 日 平 均 値 に の み 補 正 して い る ， よ っ て ヱＰＴ は. 日平均値にのみ得られている． 気温補正の実際 に就てはかなり複雑であり最初のデーターについて ４ ）しているが 後には和田の方法（ ５ ）で補正 している は等圧面高度を用いて補正（ ， ． ）に 報 告 して い こ の よ う に し て 得 た デ ー タ ー は す べ て デ ー タ ー セ ンタ ー で あ る 理 研 宇 宙 線 研 究 室（ ６. る が， こ の う ち ２ 時 間 値 の ｌｐ 及 び 日 平 均 値 の ヱＰ ヱＰＴ の 値 は 表 及 び グラ フ に な っ て ヱ９５７年 ７ ， ７８９ ） 月 よ りヱ９６０年 末 迄 日 本 学 術 会 議 よ り ３ 回 に 分 け て 出 版 さ れ て い る （ ． ’’.
(4) . よる宇宙線観測 札幌に於け る仁科型宇宙線計に．. この表は膨大になるので本報告には記載出来 ない． 又図についても重複 しないように記すので， 必要に応 じ同文献も併せて参照され ることをのぞむ． 江 ・ ：ＳＩＩ Ｉ. 日 平 均 値. 測. 観. 結. 果. ＋. 気圧 第ヱ図にこの期間中の宇宙 線強度 ヱ ， ＩＰ 及び ヱＰＴ と気圧 Ｐ の日平均値を年毎に しめ した． て な く 即ち下向きに気圧は高 プ っ い Ｐ は宇宙線と変化をそろえるために逆向に ロ ッ トしてある． Ｚ 一 盛 で あ らわ し補 正 の 効 果 が 直 接 見 られ る よ う に した． ヱ は 細 線， ＺＰ は ／ る． ヱ ， Ｐ 及 び ＰＴ は 同 目 中 太 線， ヱｐｒ は 太 線 で し め して あ る．. ・３ の要素も書き加 えてある． 一一 の所は宇宙線嵐と見られ 更に宇宙 線嵐の様子を見るための ２・. ‐ る 所 で あ り， ● は 太 陽 フ レア ー の タ イ プＺｙ の ア ウ ト バ ー ス トの あ っ た日， ×は 地 磁 気 嵐の あ っ た １ １ ）得 た も の で あ り こ れ 等 は 次 章 で検 討 す る， １ ０ ’ 日 で あ る． こ れ 等 の 要 素 は 他文 献 よ り（ ， ＳＩ１ ２. 月 平 均 値. ‐ 第２図は月毎の平均値をとり， これを観測期間中 を通 して並べてある． ！ 及び ＺＰ に関 しては， ．. ｂ ｍ. 鵬. －. ン. Ｐ へ ．. ５‐ １ ０ １ １ ０ １ ０‐ ０ ５－ ー ０. １鯛 － － １. は っ き り した季 節変 化. １. １. －. 〈 パ が肋 蹴に 姻明 ハ ハ ＾へ ハ Ｖ ＼ ノヘしへ ～ 線の発生層 ／ ヘ ‐ らか に 宇 宙 ｝ ～ へ －. Ｌ. １. ｉ. の 高さを示す 気温変 化. であり， 気温補正を行. ｈ ハ ー. ／. ハ ‐. ／ . ： Ｖ ノ ＼ハ Ｊ ア 〉Ｖ〉 〉 〉 雌る鋤 ・ ・ 〃ｔ ，＾. . －－ｌ Ｊ ｆ. ９ ９－. . ハ ー ．・ハ. . ー〆－ ー. －. 一ス トの月 毎 の変 化 も. ，. ９ ８‐. ９ ７‐ ・. につ い て は 後 で 述 べ. ｌ Ｉ ＰＴ. ｍ ｏ. ）▼. ：. ｌ. ｌ Ｉ. ｖ. ｌ. る．. ｌ. － ／ 、 Ｖ ーしノ ー＼／へ 〆 ＼. ：. Ｊ ｉ. ： Ｊｐ. 」 「 －ｎ一］′「一 ｒ 「. ー. ，. ：. １ ３ 年平均値 ８１ 第３ 図はこの期間中. の年平均の宇宙線強度 の変 化 を し め し て あ. る． 経年変化を見るた めには期間が短かくは. ＢＵＲＳＴ. っ き り した 傾 向 は つ か めないが Ｚ９５８年 は. ， 太陽活動 が最も活発な. ヨ ０ ． Ｃ ｔ ｏ ｕ ｎ Ｌ ” ” ＝ ＝，＝Ｌ，，＝，，，＝ － ” ＝ ＝ ＝，＝ ，，，，，，” ，， － －，，＝，” ＝， ＦＭＡＭＪＪＡＳＯＮ ＪＦＭＡＭＪＪＡＳＯＮＤＪＦＭＡＭＪＪＡＳＯＮＤＪＦＭＡＭＪＪＡＳＯＮＤＪＦＭＡＭＪＪＡＳＯＮ. Ｊ Ｆ Ｍ. Ｊ Ｊ ｏ Ｄ Ｎ Ｎ Ｄ Ｊ Ｆ Ｍ Ａ Ｍ Ａ ｓ Ｎ ｏ Ｄ Ｊ Ｆ Ｍ Ｆ Ｍ Ｊ Ｆ Ｍ Ｄ ｒ Ｉ Ｉ９６１ Ｉ 々峯 喜言 ｒｒ ：峯嘗 ニ デ Ｉ Ｉ９５８ １９６１ Ｉ９６０ １ １９５ ９. １９５７. 月平均値の変動 宇宙線強度その他の月平均値の 第２図 宇宙線強度その他の （２０）. 時期であり， その後次 第 に 静 穏 に む か い， ヱ９６４年には太陽 活 動 が極 小 に な る 時 で あ.
(5) 第 ＪＡＮ．. Ｊ. ‐ＥＢ Ｆ ． ー ′ １ ′ １. ｍｂ 翌 ９５ ７ ９ ８ ０. 日 平 均. １ ９ ５ ７ ～ １ ９６ １. 図. 線 強 度 変. 宇 宙. 化. 風ＵＧ．. ＪＵＬ。. ＪＵＮ．. 間 ＡＶ． １ 』 ｌ ｆ ｌ ｌ. ＡＰＲ．. Ｍ ＡＲ．. １. ＤＥＣ．. ＮＯＶ．. ○ＣＴ．. ＳＥＰ．. 霊園圏ｃ ，Ｒ ＳＴ。ＢＭ. １ ０ ０ ０ ０ ０ １ ２. ◎Ｔ 苔 羊し さ じ. ｔ ｏ ｏ. ｃ Ａ ＸＭ 凝 砦 霜 ぎ 翫. Ｐ. Ｔ Ｂｓ. －工. 一. １Ｐ. 卿回国 －圏 ＩＰＴ Ｊ. ｍｂ ９５ ８ ９ ８ ０ １ ｔ ｏ ｏ ｏ‐. ハ. ｌ ｏ ２ ０ ％ ｔ ｏ ｏ. 輪. ｂ １ ９５ ９ ｍ ｌ . ｘ ， ， ，. メメ ◎. が …. 彰. ◎ぜ，. １ １ ◎ １ １. Ｘ Ｘ １ １ １ １ ◎ －. メ. 刃 １ －◎ － － １ １ ０ １ １ １ － １ １. ＼÷八 彰〆. 全然決綬《誠. 〉ー. 圏. せ －〆× メメ （ 〕 ， ▲ ，◎， ， ， 予◎※. × メ ×〆 ，◎￥ ， Ｘ － － － － ◎ １ １ １ １ １. メｘ ， ×. 圏鴎. 国. ｔ ｏ ｏ ｏー. ＸＸ 線 ◎◎ ◎ｉ － － － ， ． ； － ， １ １ １. ぜ◎ ，ザ ，為×. ｘ ぜ， － ，. メ ー※. 閥. － －◎ － － ； １. ’. ０ ２ ｔ ｏ. 辱慧※. ｏ ｏ ｔ. ◎． ， － － ‐ ◎－竜× ，. ～ハ、′. 、. × ◎ ，. る ，×◎ 轟 鴇ギ ， ， ，ｘ. １ ． ‐ Ｘ １ － １ １ ‘ １ ー １ １. １ ｉ １ １、 ‘ ’ １ １ １ ー. 鱗；～. ヤ メー ザ. 、 － ！ ．－ 八‐ Ａ ＞″▽亀 Ｗ たイロ ′ ” ／ ＼ ／ Ｙ. ，◎ － ◎，. ｍｂ １ ９ ６０ ８ ９ ０ ０ ０ １ ０. ゐ －. 、メメ. 桝 ‐好 〆. ヲ繍 彩 ヘメメ … …. ！圃 ［ 「］ 「 －－ｎ ｘ ， 『声 夢 ， ， ，. 誘ｘ， ， ，. 武；. 」訣ご縦. 〆 ＼〆《｛ｒ ＼′ 〆． ≠浮 ： ‘ 》ム ベゾ しノ′ ，. 臨. Ｊ. 針 甜一別． ぽ. 〆 ぐ ※ 鱒ず写 壱 ， ， ◎ ◎．二：；二 ，. ， ， ◎. ，. １ １ １ 一 １. × １ １ １ ，. ～人ノ＼一人 Ｖ－. ２ ｔ ０ー ０ ％ ｏ久 ｔ ｏ －－六 り ふ Ａ 一 ′▲ ｙ ｖ』 ９ ８ 、ドー 、Ａ 』 ９ ６. Ａク彬へ. 極 秘 ，メ，. さめ. ヘ. 撰さ ヨ謁 公に. ぬ夢. － 診 畔珍. × ４〆ご ， ， 坪 ， ，◎. ※. げ亀 も － － Ａ 〆 ′ 、 も〃 ザー″ ／＼ 、 、 、 、 ′ 、／ ．、 武 ＼ ′ノ Ｍｙ 、′. 灸葛釈＊先塚 タ ペ 桧. 箕 ×・×－ご 為×＊ ， も ， ， 衝 ◎× ， ， ， ， ◎蕎. ラ『 ￥リ. 『修二托 薄. Ｘｘ ◎ － ， ， ー １. 権. 磯. ，. なメ 檎鍬. × ◎ ， ， ，. ，も ，ぜ， ， ＊. Ｘ ，. ， ギ轡￥. 【 ◎ ， 泌. ， ，. １ ９６１. ～. ｔ ｏ ｏ ‐鴎. ； ご二. 〆彰 メタ 獅. Ｖ ▽. ｝. Ｘ Ｆ ， ，× Ｘ Ｘ． ， ． ， Ｘ ｆ ． －× ← 〆 ＸＸメ ーメー 敷， － ０ ｏ ー ５ ２ ０ ５・ｌ ０２ ５３ ５ ２ ０２ ０ １ ５ ３ ｌ ｏ １ ５２ ０２ ５２ ０ ２ ５ ３ ０ ５ １ ５３ ｏ １ ０ ５ ｔ ｏ － ０ ２ ５０ ５ ー ５ ２. ０ ３ ０ ｏ － ５２ ５ １. 、. ； 《二 ；. 〉》 ；. ‘ 科. へノ・、、、 ＊ ．－－－. 図 ｎ ‐ 罪「 副［ ｒ － ［ｒ Ｋ ※ ， Ｘ，Ｘ Ｘ Ｘ Ｘ ０ ５ ３ Ｇ １ ５２ ０ ２ ５ ３ ０ ５ の ‘ ５ ２ ０ ２ ５ １. Ｖ▽ ） ＼▽ 〆》～. － メメ▽. ′ ′. 翻 【. 一［. 凹. × ※ ， １ ， ， ぐ ， ， １ － ， ×× －× － ー×～ － ， １ ※ｔ ， ｘ， ０ ５ ３ ０ ２ ｏ １ ５ ２ ０ ５ ｔ ５３ ０ ２ ５ ２ ０２ ０ ５ ｔ ｏ １ ０ ５ １ ５ ３ ５ ２ ０ ２ ０ １ ５ ２ ｏ １ ５ ３ ５ ｔ.
(6) . 吉. 田. 元. 郎 － ４ ０ －. り， 宇宙線強度は太陽活動が静穏になると増えるが， この図にもわ ずかながらその傾向が見 られるようであるが， 経年変化を見る為に は こ こ で 観 測 が 中 断 した 事 は 甚 だ 残 念 で あ る．. ｍ. Ｐ. Ｉ－４ 太陽日変 化 ＳＩ. ｍ １ ０. 一日の中で宇宙線強度がどのように変るかを調べるため， この期 間中の同時刻の値を 集めて平均した値を求め日変化を出 して見た． 第 ４ 図 に こ の 太 陽 日 変 化 を しめ す，. 月 毎 の 日 変 化 に就 て は Ｄ Ｃ Ｃ よ り の デ ー タ ー ブ ッ ク に 記 して あ る. の で， こ こ で は 全 期 間 を 通 して 全 デ ー タ ー で 平 均 した， 又 日 変 化の ふ；ハ．′ 斗冬；云 暑 ， 輸 樹眺ザ ロ″ ん｛ 鳥＊小粘妥 に隼 、事Ｖ」ノ 」” 叉 ル リ 臥すロッ 建 鴇 ｒＷ’ 風町Ｙ し光 い い Ｌ 態 僅 々 明血 ま が－ 守〉 九 もあ る が こ れ は 別 の 機 会 にす る， こ の 図 は 太 陽 と の 関 係を 見 る た め. ヱ 日 は ノ・Ｓ・ｒ で‐ Ｚ日になるよう時刻をず らせて書いてある ． 気圧. －. ．. 一 一＼. ＼ ／／ ＼ Ｙ′. ＩＰ. ／ Ｔ. ‘ ｌｐＴ ． . Ｐ に関しては小さいなが ら半日変化が見 られる これは気圧の太陽 ． による潮汐現象を示すものである． ヱ については気圧にひきず られ た形でわづかなが ら半日変化も見 られるが， ヱｐ に な る と 半 日 変 化. ／ ／. 鱒. ９ ９. ％. －％. ▼. ↓. ９ ９. ’ ５ ７ ’ ５ ８’ ５ ９ ’ ６ ０ ’ ６ １. はまず完全に消えて 日変化のみ見える． 日変化の極大値は地方時で 第３図 宇宙線強度の年平均値の変動 ヱ２時～ヱ４時 にあり又振中は大体ｏ ２ な て い に る こ の 値 ％ は か っ ． ． なり小さいがこ れは仁科型電離箱では全 方向強度をとっているため 日変化はかなり弱め られてい ， るものと考え られる，. ９ ９ ０ ，. １. ・ ．. ９ ８ ５ ， . ８ ９ ０ ，. １ ５. １ ７. ９ ー. １ ２. ２ ３ １ ３ ５・ ７ ＵＮＩＶＥＲＳＡＬ ＴＩＭＥ（Ｇ．Ｍ．Ｔ， ）. 第 ４ 図 ８１１－５. ９. １ １. － ３. １ ５Ｈｒ ．. 太 陽 日 日 変 化. バ ＝ス ト. 電離箱内で突然イオン対が大量に作 られる事があり， この現象は電位計にも表われフィルム上に. Ｚ 記 録 さ れ る， こ の 現 象 を バ ー ス ト （β“γ ） と 呼 ぶ． バ ース トは さ ま ざま な 原 因 に よ り 作 られ る が， ｓ. バ ーストの大きさと頻度を調べる事は宇宙線のエネルギー分布を知る事になり興味がある この期 ． Ｚ 間中のバーストの大きさ （Ｓ ） －－頻度， 分布の積分値， 微分値を夫々第５・６図にしめす， なお比 Ｂ Ｚ 較のため東京及び乗鞍での仁科型 宇宙線計によるバ ーストの値もしめす， 又月毎のバ ースト頻度の （２ヱ）.
(7) . 札幌に於け る仁科型宇宙線計による宇宙線観測. ′. ２. ０ １ ３ ４ ５６７８９ ＳＩＺＥ. １ １ ０－ １. ２ ０ ３ ０. ２. １ ０ ３ ４ ５６７８９ ＳＩＺＥ. ２ ０ ３ ０. 第６図 Ｂｕｒ ｔ大きさ－頻度 微分分布 ｓ. 第５図 Ｂｕ ｔ大きさ－頻度 積分分布 ｓ ｒ. 変化も第２図に加えた， 月毎の値は観測されたバ ースと回数 をその月の観測時数で割ったもので示 して い る．. ＳＺ Ｚ 頻度は全期間の観測時 間数３４βヱＺ時間を データーＺ時間中には 自動アースの時間及びスケ. ールアウ ト其他でＺ時間に満たない観測時間があるのでＺ時間中５５分観測が行なわれているとする ３ ２ と 実 時 間 は ３．ヱ３×Ｚ０４時 間 に な る． 又 仁 科 型 の 断 面 積 は ヱ．２×ヱ０ ｃ粥 で あ る の で， こ の 両 方 の 積. で総個数を割った もので， サイ ズ毎の毎秒毎平方糎 当りの頻度を求めてあ らわ している．. 困. 観測結 果に対する考察. Ｉ Ｉ Ｉ 大気 効果 ＳＩ. 大気効果に就ては， 既に初めの２年間程のデーターを用いて種々解析 を行ない， その結果は本紀 ）ように 気圧効果については全体として 良し・相関が得 られており， 気圧補正係 ４ ８ ’ 要にも発表 した（ ， ． ＺＺ％／”後 はわずかに小さい値のようであるが大体良く， 数としても本 データーに使用 した β＝－０ ． ▼ しか し更にくわしく調べると季 節的にも多少の相異のある事 このことは ′ｐ を見ても良くわかる，. は前の報告にも述 べておいたとおりである． 月毎の平均値や年平均値を見ると ヱ と Ｐ と の 相 関 は 非 常 に 悪く な っ て い る が， こ れ は こ の よ う （２２）.
(8) . 吉. 田. 元. 郎. な長期になると宇宙線に影響を与えている気圧以外の大気の影響があ らわれてきている為気圧との 相 関 は かく さ れ て しま っ て い る，. 気温との関係即ち宇宙線が大気層に入ってか らの通過距離を調べるのは図も多くなり又複雑なの で一切ここでは述べないが前出報告を参照して戴く． ただ気温補正は最初は上空の等圧面高度で行 ）による方法を用いて補正している この補正を ５ なったが， その後高層気温を直接使う理研の和田（ ． ほどこした値 ヱＰＴ については比較すべき規準（例えば上空大気圏外での宇宙線強度の連続観測値の ようなもの） がないため， はっ きりした結論はだせぬが月平均値を見た場合に殆ど季節変 化が見 ら れないことはほぼ完全に補正が行なわれたと考えてよい． しかし大気効果に関しては大気要素としては種々考えられるのであるか ら， 単に気圧・気温の ２. つで代表 して補正して完全に補正 しつくされているとは考え られなく， なお不充分な点があ る筈で. あるが， 既に大気効果に関してはこれ迄種々議論されており又地上データーのみでこれ以上の詳 し い議論も意味がないので， ここでは大気効果の補正は正しくなされたものと考える， 即ち′ＰＴ は大 気の影響は完全に取り除かれたものであり， この観測地点で大気外にい った時に測定にかかる入射 宇宙線強度を与えているものであると考える． Ｉ Ｉ－２ 宇宙線強度の時間的変化 ＳＩ. 地上で観測される宇宙線強度の変動は大気の状態変化の影響を非常に大きく受けているが， 上記 のようにして大気効果を引去 った宇宙線強度 ヱＰｒ については入射宇宙線強度を測定して い る と 考 え られる， この入射宇宙線強度 （又は一次宇宙線ともいう） の時間的変化の観測こそ現在国際的に 協力 して 各地 で 観 測 を 行 な っ て い る 大 きな 目 的 で あ る， 従 っ て 我 々 の デ ータ ー も ヱＰＴ と な っ て 始. めて意 義があるのであり， 今後このデーターに就て主に検討する． 宇宙線強度変化にはその変化の様子によりこれを周期的変化と非周期的変化とに 分けられる． 前 . 者は地球近傍における宇宙線の異方性によるものが主で， 地球自転や太陽自 転にともなう時間的変 化として観測される， 又非周期的変化は主と して太陽に起る異常現象と関連 しており， 普通は突然 ヱ％～ヱ０％位減少する現象がありこれを宇宙線嵐 （Ｃｏ ｓ粥た 尺の ＳＺ研粥） と 名 付 け られ て い る， 又 これとは逆に急に数ヱ０％～数倍宇宙線強度の増加する現象がきわめて稀に （数年にヱ回） 観測され ． ′. ．. ・. ・. ） と 呼 ん で い る． る事 が あ る． こ れ を 異 常 増 加 （ワ７ ２“ｓ“αＺＩ”ｃｍｓ ｅ. ●◆. これ等一次 宇宙線の時間的変化を個々に調べて見る．. Ｉ Ｉ－３ 過期的変化 ＳＩ Ａ） 日 週 変 化. 週期的変化の内でまず考えられるのは日週変化である． 全期間を通じて， 太陽日で作った日週変 化の図は４図であり， 明 らかにきれいな日変化が見 られている． その極大時刻は地方時でＺ４時頃に Ｆ ‐ ‐，． 、一 ， ． ， ： ′ ‐ ● ノ ２％ で大体予想通りである． 更に日変化の季節的変化及び経年変化又嵐の 時の日 あり振中では約 ０ ． 変化等は多くの研究者達により研究されており又筆者の研究等もあるがそ れ等は こまかくなりヱ 観 測 所 の み の デ ー タ ー で 云 々 さ る べ き も の で もな い の で， そ れ らに つ い て は 言 及 しな い で おく． 一. ◆ ▲？． ，. ・. － ．◆. ‐、 ． ｒ. 「 ．. 日変 化に就ては太陽時日変化の他に恒星時日変化のある事も知られているが， この影響は小さし・ ので仁科型宇宙線計のような全方向成分をと っている観測ではあらわれないと思わ れるので恒星時 日変化は求めて見ない， ● ‐ ．▼・ Ｂ） ２７ 日 週 期. 、 ● ’． ・ Ｅ．. ・. ●． ・，. ・. ． ．・ 、二 → － ・●. ． 宇宙線強度には太陽の平均自転周期 ２７ 日を週期とする変化のある事は知 られているのでここで ３ も全期間を２７日週期で重ねて見ると第 ７図のようにはっきりした周期現象が現われる振中は約０ ， ％であり， 大体他の値と一致 している， 而しこの変化は週期的なものの 外に地磁気の活動や宇宙線 （２３）.
(9) . 札幌に於ける仁科型宇宙線計による宇宙線観測. ＤＡＹＳ. 第７図. 宇宙 線 強 度 日周 期 変 動. 嵐のよ うなものも混 っている為に余りきれいな正弦曲線を示 していない． Ｃ） 長週期変化. 宇宙線強度変化について太陽活動度 （サロ ン週期） と一致するような長週期変化も調べ られてい るが， 本観測でも５年間に渉っての年平均の変動 を見ることによりこの間の経年変化が見 られるわ けであり， それは第３図に示されてある． ヱ９５８年は太陽活動極 大の年でありその後次第に減少し てＺ９６４年は太陽活動極小の年 （ヱＱＳＹ） になるので， 宇宙 線はＺ９５８年頃を極小として次第に増 加する事 が予想されるが， この図でもわずかなが らその傾向 が見 られるとも云えるが， Ｚ９６２年か らの データーが装置故障で使えなくなっ た事はこの変化 をたしかめる事が出来ずは なはだ残念だと 思う． 勿論更に長周期の予測される変動等につ いては何等の データーをも提供し得ないものである． Ｉ １ ４ 非過期的変化 ＳＩ これは宇宙線の連続観測で最も重要な事であり 汎世界的な観測網により連続観測を行 な う こ と も， このような非週期的変化の原因な らびに機構を調べるためにはぜひとも必要な事である． この ような変化は他の種々の宇宙空間物理的現象の変化即ち磁 気嵐とか太陽爆発をともなっておきてお. り， 又その変化の規模も極地的なもの汎世界的なもの等種々の形で起っているが， ここでは前に述 べたように強度が減少する宇宙線嵐と， きわめてまれではあるが強度が急激に増加する宇宙線異常 増 加 に つ い て し らべ る， ◆Ａ） 宇 宙 線 嵐. 第ヱ図を見て 宇宙線嵐と思われる現象は処々に見受け られる， 大体眼見当で 宇宙線嵐と思われる 所に大線 （－－”） を ひ いて 見た、 尚 Ｚ 日値ではあまりは っ きり しないが２時間値では明 らかに嵐 と 分るようなものもある． 大体本データーをもとに して宇宙線嵐のあ っ たと思われる日時をひろ って 第Ｚ表に記して見た． 宇宙線の変化の割合は第ヱ図のカー ブより目分量で定めたものであるが， 比 較の為乗鞍・東京に於 ける仁科型のデーターより得た ものも記してある． 又宇宙線嵐と最も関連深 ～ １ ）並に太陽表面で起っ た ｒ妙８ ヱＶ の １ １ ３ ６ ０ ’＝’ いとされている地磁 気嵐の発生時刻及びその大きさ（ 爆発の発生場所・時刻な らびに大きさを記入してある． 又第ヱ 図には宇宙線嵐には関係なく， この 期間中に発生 した磁気嵐は×で Ｔｙｐｅ ヱ▽ の爆発は ０印で示 した． これによるとこれ等の現象が宇 （２４）.
(10) . 吉 第. Ｎ一. Ｄａ ｔ ｅ月 日. 元. 田 一. 郎 表. １ １ Ｍａｇｎｔ ｉ Ｔｙｐ ｄ ｖ ｏｕｔ ｂｕｒ △ １ １ ％ ｔ ｃ ｓｔ 。ｒｍ ｓ Ｆ １ γ 開 始 時 刻 工 ｈｎ Ｐｏｓ ｉ ｉ 札 幌三東 京 乗 鞍 開 始 時 刻 △Ｈ △日γ Ｉ ｔ ａ ｒ ｉ ｅＰ園 ｏ ｎ ｔ ｐ 紐 ｍ 叩 ． Ｆ. １９５７ ６ ． ２８ ８ ， ３ ８ ， ２９. ２ ．Ｏ ２ ，２ ３ ，０. ２ ，Ｏ １ ，５. ３ ，Ｏ ３ ，Ｏ. ９ ． ２２. ２ ，Ｏ. １ ，５. １ ，５. １０ ， ２１ １１ ， ２２. ３ ，５ ３ ，Ｏ. ２ ，５ ２ ，５. ５ ，Ｏ ４ ，Ｏ. １２ ． １９ １９５８ １ ， １８ ２ ． １０ ３ ， ９ ３ ， ２５ ４ ， ２８ ５ ， ８ ５ ． ２９ ６ ， ２７. ２ ，Ｏ １ ，５ １ ，Ｏ １ ，２ ２ ，Ｏ ２ ，Ｏ １ ，Ｏ ３ ，Ｏ ２ ，Ｏ. ＬＯ １，Ｏ Ｏ ２ ，Ｏ １ ，Ｏ ０ ，８ １ ，Ｏ １ ，５. ３ ，Ｏ ２ ，Ｏ Ｌ８ ０ ，８ ３ ，５ １ ．Ｏ １ ，５ ２ ，Ｏ ２ ，Ｏ. ｒ ７ ， ７ ８ ． １６ ８ ， ２３. ２ ．Ｏ １ ，２ １ ，Ｏ. １ ，５ １ ，２ ０ ，８. ２ ，Ｏ １ ，５ ２ ．Ｏ. ９ ． １５ １０ ， ２２. ２ ，Ｏ ２ ，Ｏ. １ ，５ ０ ，５. ２ ，Ｏ １ ，５. １１ ， １０ １２ ， ９ １２ ． １７ １９５９ ２ ， １１. １ ，５ １ ，５ １ ．Ｏ ４ ．Ｏ. ０ ，５ １ ，Ｏ １ ，Ｏ １ ，Ｏ. Ｏ １ ，５ １ ．５ ３ ，Ｏ. ３ ， ２６ ５ ． ９. ２ ．Ｏ ３ ．Ｏ. １ ，５ ２ ，５. １ ，５ ４ ，Ｏ. ７ ， １０. ３ ，Ｏ. ３ ，５. ７ ，Ｏ. ８ ， １９ ９ ， ４. １ ，５ １ ，５. １ ，２ １ ，２. １ ，８ ２ ，Ｏ. １２ ． ３. １ ，５. １ ，５. ２ ，５. １９６０ １ ， １４. １ ，８. １ ，５. １ ，Ｏ. ｒ ４ ， ｌ ５ ， ７ ７ ， １５ ｉｏ ， ５ ｕ， １１. １ ，Ｏ １，５ １．２ １ ，８ ３ ，Ｏ. ２ ，Ｏ １ ，５ １ ，２ １ ，５ ２ ，５. １ ，５ ２ ，Ｏ １ ，５ ２ ，Ｏ ３ ．５. １９６１ ２ ， １６. １ ，５. ４ ， １４ ６ ， ５ ６ ， １８ ７ ． １２ １０ ， ２５ １１ ， １３. １ ，５ ２ ，Ｏ ４ ，Ｏ ２ ，Ｏ １ ．Ｏ １ ．Ｏ. 日 時 分 ３０ ， １４ ， ２９. ９月 ２ ０３ １５ ， ． ４ ， １３ ， ００ ２１ ， １０ ， ５ ２２ ， １３ ， ４４ ２４ ， ４ ， １５. ２４１ ６２ ２１４ ３３３ ２２７ ２４８ ５０ １８３. 日 時 分 ２８ ， ０７ ， １６ ３ ． １７ ， ２０ ２８ ， ０９ ， ３０ ３１ ， １３ ， ０３ ９ 月２ ， １３ ， １０. ； 字. ２０ ， １６ ， ４６ ２４ ， ０９ ． ０３ ２４ ， １８ ， ｌｉ １７ ， ０７ ， ３５ ２０ ， ５３ ， １４ ９ ， ２１ ， ０９. ３十 ３＋ ３ ３ Ｃｏｎｔ ，２ ３十. Ｓ２５ 帆７ ４０ Ｓ１５ Ｅ３７ Ｓ１２ ・Ｅ２３ Ｎ１８ ＷＩ９ Ｎ２８ Ｅ４８ １４ Ｓ１３ 訳ノ. ２３ ， １０ ， ０２. ３. Ｓ１４ Ｅ７７. ８ ， ２２ ， ２７ ２７ ， ５２ ， ２２ ２９ ， ２５ ． ２０. ｃｏｎｔ ，３ ｃｏｎｔ ，３ ｔ ｃｏｎ ，２. Ｎ１５ Ｅ２２. ４ ９ ・ ＩＬ Ｏ１ ， ２６ １１ ， １１ ， ２５ ， １５ ， ４０ ２６ ， １２ ， ４８. － ６１７ ． １１４ ５４ ４０. ２９ ， ００ ， １２ ２８ ， ０７ ． １３ ２８ ， １７ ． ４２ ８ ， ０７ ， ４８ １７ ， ０６ ， ２３ ２２ ， ０２ ， ２７ ２４ ， ０１ ． ４０. １４４ １０５ １８２ ５６５ ２０６ ６７ １４５ ８５. ２２ ． ０３ ， １４ ２４ ． ３０ ． ０７ １１ ， ０１ ． ２９. ｝ ，２ｍ. １１ ． ０３ ， １８ １１ ， ０７ ． ５６. ｝班. ２６ ， ４２ ， ０８ ７ ， ２１ ． １１ ． ２３ ． ２９ １５ ． ０８ ， ０２ １６ ， ０４ ． ０４ ２０ ， ０４ ， １２ ３ ， １４ ． １７ ３ ． ２１ ， ５９ ２ ， ０４ ， ４ ， ００ ， ３５ ．１３ １ ８ ， ， ５９. ２５９ １０７ １７２ ５６３ ２５２ ２１４. ２ ， ２３ ， １３ ８ ， ２１ ， ０４ １４ ， １７ ， ００ ６ ． ０２ ， ３０ １２ ． １３ ， ４８ １５ ， １３ ， ０３ １６ ， ０２ ， ４３ １６ ， ３６ ， ０５ １３ ， １４・ ５０ ２０ ， １８ ， １６ １３ ． １１ ， ｉ３ ２８ ． ０８ ， １０. （２５）. ６６ １３２. ｝ｍ. １２４ １９８ １１１ ， １６７ １４９ １８３ ２２１ ４１７ ２２５. ｝鵬. １７２ １２６ ３３４ ２４４. ３ ３ ３＋. ‐９ Ｎ Ｎ２５ Ｓ３０ Ｎ２５ ＮＩＩ. Ｅ２７ Ｅ２６ Ｅ３５ Ｗ’２ 駅′ １９. Ｎ２５ Ｅ８０. ７ ． ００ ， ２７ １６ ． ０４ ， ３８ ２２ ， １４ ， ４０. ３＋ ３＋ ３＋. Ｎ２５ Ｅ ７ Ｓ１４ Ｗ５０ Ｎ１８ 訳′９. １４ ， ０８ ， ５５ ２１ ， ２３ ， ３２ ２４ ， １４ ， ４２. ３ ３＋ ３. ＳＩＩ 帆ァ ８０ Ｓ ３ 駅／ ２２ Ｓ ４ 訳杉８. １２ ， ｉ４ ． １５. ３. ＳＩ. Ｗｒ８. Ｎ７. Ｅ８４. ９ ， １３ ， １２ ９ ， １４ ． ００ １２ ． ２３ ， ０３ ２５ ． １５ ， ５６ １０ ． ２１ ． １６ ▼ １１ ． ２０ ． ２２ ２ ２ ９ ０ ３ ， ， １０ ， ２０ ． ０９ １８ ． １０ ． ２９. な. ｔ Ｃｏｎ ，Ｉ. ± ≧ ２ ３＋ ３. Ｎ１５ Ｅ５５ ＮＩ９ Ｎ８ Ｎ１４ Ｎ２２ Ｎｉ２. Ｅ４６ Ｅ３９ Ｅ６７ Ｅ７０ 訳７ ３８. １ ． ． １９ ， １４ １１ ， ０５ ， ２１ １２ ． １６ ． ５３ Ｍａ ｒ ・ ３０ ，１５ ，２６ ６ ， １４ ， １４ １２ ， １３ ， ４５. １（ ｝３＋ １十. Ｎ２３、ｒＥる ＳＩＯ Ｗ３７ Ｎ１２ Ｅ１３ Ｎ ９ 駅′ ２０. ２＾ 〕３. Ｎ２７ Ｗつ.
(11) . 札幌に於ける仁科型宇宙線計による宇宙線観測. 宙線嵐とかなり 密接な関係がある事 がよく分る． 宇宙線嵐に関 してはは っきり した定 義はなく どこ まで宇宙線嵐というかは人によって違うがここで取上げたものは大体ヱ％以上の減小の見 られたも の を取 上 げ て お り， 乗 鞍 ・ 東 京 の デ ー タ ー と も 良く 一 致 して お り， 我 々 の デ ー タ ー で も あ る 程 度 以. 上の嵐はすべてと らえている． 又地磁気擾乱 の度合を表わす地磁気 虻イ ンデ ックスと和田等が考案 ）宇 宙 線 の 擾 乱 を 示 す Ｊ イ ン デ ッ ク ス も 求 め ら れて い る 範 囲 で 第Ｚ図 に 記 入 して あ る． こ の 図 １ ２ した（. を総括的にながめると， 宇宙線嵐とこれ等の現象との関連性が良くわかる， 札幌のデーターのみで も大体の宇宙 線強度の変動の様子を知る事は出来る． 而し小さな嵐や個々の嵐について詳しく調べ ると場所的に種々ちがいがあり， その大きさや開始時刻其他の違いに気付く． 又関連現象について. もはっきり定める事 は出来ない． 従ってこの研究には更に精しい太陽現象の観測と， 全世界に渉 っ ての宇宙線観測網の確立が必要である． 当地でのこの観測もかかる意味で一連の観測と しての重要 な価値もある． １ １ １ ７ ’ 宇宙線嵐についての種々 の現象や機構に関しては多くの人々が色々の方面より研 究しており（ ２ ～２ ）筆 者 も ２ ～ ３ 研 究 中 で あ る が， こ こ で は 札 幌 の デ ー タ 【 を ま と め る の が 目 的 で あ る の で， こ の 事. は別の機会に発表する． Ｂ） 宇宙線異常増加. 異常増加とは宇宙線強度が短期間に急激に増加する現象であり， これはきわめて稀にしか起 らな. い， ヱ９５７年 の ｒＧＹ による協 同観測の行なわれる以前に宇宙線の連続観測は約２０年の歴史がある. が， この間に異常増 加の観測された例は， わずかに４～５例にすぎない． これは異常増加は主として 低エネルギー粒子により起るものである為， このような低エネル ギーが入り得る高緯度地方に多く 起り又地域的にも局 所的に起る事が多いため観測にかかる機会が非常にすくなか った為である． 而. しＺ９５７年以降観測網 が非常に広げ られ， 又観測精度もあ がった為にこの異常増加の現象もかなり 精 しく調べ られてきた． 本期間中に観測された異常増加は５例ありヱ９５９年７月ヱ７日， Ｚ９６０年５月 ４日． ヱ９６０年ＺＺ月ヱ２日 （２ 回） 及びヱヱ月ヱ５日である． 異常増加はい づれも当地では観測にかか っ ていないが その時の 宇宙線嵐は 大きく観測されている， この異常増加はい づれも札幌のみならず日. 本に於ては どの装置によっても観測されていな い． これ等の異常増加は太陽の異常爆発にともなっ て起る事は他の関連現象とともに調べ られわか ってきており， 太陽か らの宇宙線発生の根拠ともな り， これを精 しく調べる事により， 宇宙線発生の機構を研究して行く助けともなるので， 特にこの ～ ２ ４ ２ ３ ） 期間に就ては関係する 宇宙空間物理に関する 諸データーを集めて 特別研究がなされている（ ， 我々のデーターも異常増加が認め られなかっ たという点で異常増加の研究にもそれ相当の役割を果 ２ ５ ） しているのである． なお小型の異常増加の例は更に数例発表されている．（ ＳＩＩＩ－５. バ ー ス トに よ り 見 た 宇 宙 線 の エ ネ ル ギ ー 分 布. バ ース トの 原 因 及 び出 来 か た に 就 て 第５ ， ６図 に バ ー ス ト サイ ズ と 頻 度 の カ ー ブを 与 え て い る が，. は種々な場合が論 ぜ られるが， 一次近似的には バーストの大きさは入射粒子のエネルギーに比例し て い る と 考 え る 事 が 出 来 る． こ の よ う に 考 え る と 頻 度 と サイ ズの カ ー ブ は， 宇 宙 線 の エ ネ ル ギ ー 分. 布を与えているとも考え られる． このように して第５図第６図を見るとサイ ズ （Ｓ） の叢の形であり ｚとなり 図中に比較の為東京及び乗鞍に 札幌の値は積分分布に於ては Ｓ ４微分分布に於ては Ｓー＆ ， 於ける同 じ値のカーブ並に幕数も出 してあるが先 づ非常に良く一致 している． 札幌の値が東京及び 乗鞍の中間になっているのも非常にもっともらしい． ただ絶対値が東京よりわずかながら減ってお. り予想される東京と乗鞍の間に入 らなかった事は残念であるが， これはサイ ズの取り方やバ ースト. の判定等に問題があり多少のずれは考え得る． 傾斜が一致している事は大変意義がある， 又積分分 布に於て乗鞍の値には折れ曲りが得 られているが我々のデーターにも対応する折れ曲りが感じられ （２６）.
(12) . 吉. 元. 田. 郎. る． これ等の事は宇宙 線のエネルギー分布と良く対応 づく Ｗ. わ. お. り. に. はじめに記したよ うに当地での仁科型電離箱による宇宙線観測は機械故障の為５年間のデーター を残し一 時中止される状態になった， 本論文にはこの間のデーターをまとめて見て検討を加えて来. たが， 当地の観測も汎世界的な観測網のヱステーショ ンとして非常に有用な役を果しているのであ る． 特に我が国は地域的には極東の観測所の少ない所であるが南半球にはオーストラリヤがあり地 球を縦断する観測網の役をしており緯度的には中緯 度か ら低緯度の間をうめており， 殊に札幌は地 磁気緯度は３３０刃粥でありこの附近の緯度に於ける観測は全世界を見ても， アルマータ （ソ連） と ス≦４００Ｎ“ ⑦以 ベイルート （レバノ ン） 等であり非常に弱体である． 他方宇宙線強度では緯度効果 （ 下） の表われてくる所であり重要な所であるの で当地での宇宙線データーは有意義であり， 又仁科. 型電離箱は長期に渉り安定したデーターを提供するので長期に渉る観測には最も有効である． 以上 の見地より１日も 早く再び観測が続けるように努力 して行く，. 最後に本観測は文部省科学研究費の援助によりなされ， 又 宮崎博士を始め理研宇宙線研究所の 人々のはげまし及び 科研班 「一次宇宙線」 グル」プの人々の御後援による事 を記し厚く御礼申し あげます， 献. 文 １ ） ２ ） ３ ） ４ ）. ｌｏｆ Ｊａｐａｎ ｉ ｉｎａ ｉ ｉ ｔ Ｉ Ｃｏｍｍｉ ｏｎ Ｓｃ ｉ ｅｎｃｅ Ｃｏｕｎｃ Ｒｅｐｏｒ ｔ ｔ ｔ ｔ ， ｅｅｆｏｒｔｈｅｌｎｔ ｏｎａ ． Ｃｏｏｒｄ ， Ｇｅｏｐｈｙ ， Ｎａ. ５）. １９６０ １ ） ｉ ｗａｄａ：Ｓｃ ． ，４ ，（ ，Ｐ．Ｃ．Ｒ， ， Ｎｏ ，３３５ ，１ ， ＶＯ ，５４ ． Ｐａｐ. １９５７ ） Ｉ Ｎ，１ 中野， 吉田， 瀬川， 小宮：北学大紀要 （第２部Ｂ） ， ，ｐ ，（ ， ．１２ ， ＶＯ ．８ ． ｏ ５ ） １ Ｎ １ （ １ ９ ９ Ｖ １ 吉田， 小宮， 瀬川， 中野：北学大紀要 （第２部Ｂ） ， ， ｏ ． ，ｐ ，， ， Ｏ，１０ １９ ５９ Ｉ ） 吉田：北学大紀要 （第２部） ，ｐ ．３５ ，（ ． ．２ ， ＶＯ ， Ｎｏ ．１０. ３ ６ ） 東京都板橋区加賀１・７ ， 理化学研究所， 宇宙線研究室， ，１ １９６１ ） ｉ ｉ ｔｙ ｄｕｒ ７） ＣｏｓｍｉｏＲａｙ ｌｎｔ ｎｇ ｌ ｅｎｓ ． ，４ ．Ｇ，Ｙ， ， Ｎｏ ，（ Ｎ １ ９ ６ ３ Ｇ Ｃ ７ （ ） ｄ ｌ ｉ ｌ ｉ Ｒ Ｃ ｉ ｔ ｔ ｏ ８ ｕ ｒ ｎ ） ｇ ． ．． ｏｓｍ ｏ ａｙ ｎｅｎｓ ｙ ， ， ． ， １ １９６２ ） ｉｎｇ Ｐ． ｉ ｔｙ ｄｕｒ ｔ ９） ＣｏｓｍｉｏＲａｙ ｌｎ ｅｎｓ ．６ ． ，Ｇ．Ｃ， ，（ ， Ｎｏ. １０ ） １ １ ） １２ ） １３ ） １４ ） １５ ） １６ ） １ ７ ）. ９ ５９ Ｉ １ ） 大林：宇宙線研究， ＶＯ ， ．１ ．５２ ，ｐ ，（ ．４ ，Ｎｏ. １ ｌ 工 １ １９６１ ） Ｙ． Ｋａｍｉｙａ：ｊｏｕｒ ｅｃ ｐ ， ＸＩ ．１ ．３３ ． ，， ，（ ， ＶＯ ， Ｎｏ ． Ｇｅｏｍａｇ ．ａｎｄ Ｇｅｏｅ. １９６ ２ ９～５ ９６ ） 和田， 小玉， 金子：理化学研究所報告， 第３８巻， 第６号， ｐ ，（ ， ，５８. １９６０ ｉ ｉ ） ｔ Ｒｅｐｏｒ ｒｖａ ｏｎ ｄｕｒ ｎｇ ｌ ｔｏｎ ｔｈｅ Ｇｅｏｍａｇ ． ，Ｇ，Ｙ， ，１９５７－１９５８ ，（ ．ｏｂｓｅ ９ Ｇ Ｃ １ ９ ５ ９ １ ６ １ ｄ ｌ （ ） ｂ ｉ ｉ ｔ Ｒｅｐｏｒ ｔｏｎ Ｇｅｏｍａｇ ｏ ｕ ｒ ｎ ｏ ｓ ｒ ｖ ａ ｎ ｇ ｅ ． ． ， ， ， ， ， １ １９６２ ｉｏｎ ｄｕｒ ｉｎｇ Ｐ， ） ｔ Ｒｅｐｏｒ ｔｏｎ ｔｈｅ Ｇｅｏｍａｇ ｒｖａ ， ．Ｇ，Ｃ， ，１９６０ ，（ ，ｏｂｓｅ １９６３ ｉｎｇ Ｐ．ＬＧ．Ｃ， ｉ ） ｔ Ｒｅｐｏｒ ｏｎ ｄｕｒ ｔｏｎｔｈｅ Ｇｅｏｍａｇ ｅｒｖａ ． ，（ ，ｏｂｓ ，１９６１. ｌ １９６３ ） Ｍｕｒ ｅｃ ａｋａｍｉ ＆ Ｋｕｄｏ：１ ． ， ，４ ，１７７ ，（ ， Ｇｅｏｍａｇ ． ＆ Ｇｅｏｅ ， ＶＯＬ ＸＩＶ， Ｎｏ Ｉ Ｖ １９６０ ） Ｓｃ ｉ ｏ．５ ０４ ，８ ） ， ，２ ，Ｐ．Ｃ，Ｒ， ．１ ，．， ，１５５ ，（ ． Ｐａｐ ， Ｎｏ ， Ｏ “ ｌ ｌ １ １９６２ ） ｉｋｏ Ｋａｍｉｙａ：Ｊ ａｐａｎ ー９） Ｙｏｓｈ ．Ｓｕｐｐ ， Ｖｏ ，１７ ． Ａ－１ ，Ｓｏｃ ．Ｊ ，（ ，３９１ ， ， Ｐｈｙｓ. ２ ） ０ １ ２ ） ２ ２ ） ３ ２ ）. Ｉ １９６１ ） ｅｈ ｌ ｉ ‘ ＶＯ ｏｎ ｒｏ Ｋｏｎｄｏ： Ｒｅｐ ．３ ， ． ＸＶ， Ｎｏｓ ，ｉｎ Ｊａｐａｎ ，４ ，３１９ ，（ ． ＆ Ｓｐａｃｅ Ｒｅｓ ，ｌ Ｘ １ ＆ Ｒ Ｖ 工 １ １ Ｎ １ ５ １９５９ Ｓ ２ ０ Ｊ ） ｄａ： Ｒｅｐ．ｌｏｎ Ｙ． Ｋａｍｉｙａ ＆ Ｍ， Ｗａ Ｏ， ｐａｃｅ ｅｓ ， ， ａｐａｎ ， ． ， ． ， ｏ ，（. １ １ ９６ ３ ） ９３ 吉田：宇研， ＶＯ ， ．３ ，（ ，８ ，３ ， Ｎｏ. １９６０ ｉ ） ｔ Ｓｙｍｐ ｓｏｃ ｓ ＆ Ａｓ ａ ｅｄ Ｐｈｅｎｏｍｅｎａ ｙ ｌ９５９ ． ． Ｅｖｅｎｔ ，（ ．Ｊｕｌ ｌ １ Ａ １ １ ９ ６ ２ １ （ Ｖ １ ７ Ｓ ‐ ） ｈ Ｓ Ｐ ｊ ｕ ２４） １ ａ ｎ Ｏ ｏ ｃ ａ ｐ ｐ ， ． ， ， ， ， ｐ ， ． ． ｙｓ ）， ２５） 小玉： 宇 研， ＶＯ１ ， （１９６１ ， Ｎｏ ．１ ， ４６ ，６. （２７）.
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