JP6900422B2

JP6900422B2 - オゾン層の観測方法

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Description

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。

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。

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。

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。

特開２００３−８４０７５号公報

"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21日検索］、インターネット＜ＵＲＬ：http://www.data.jma.go.jp/gmd/env/ozonehp/3-15ozone_observe.html＞三浦修、"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

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。

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。

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。

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。

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。

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、５２０〜６５０ｎｍの緑色〜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）：

（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。

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緑色系光、橙色系光又は赤色系光の５２０〜６５０ｎｍ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。

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。

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。

本発明の第一の実施形態に係るオゾン層の観測方法を概略的に示すフローチャートである。第一の実施形態に係るオゾン層の観測装置を概略的に示す図である。第一の実施形態に係るオゾン層の観測方法を概略的に示す説明図である。本発明の第二の実施形態に係るオゾン層の観測方法を概略的に示すフローチャートである。第二の実施形態に係るオゾン層の観測装置を概略的に示す図である。第二の実施形態に係るオゾン層の観測方法を概略的に示す説明図である。月食の際のターコイズフリンジを示す説明図である。実施例における測光工程で得られた（ａ）ＩＳＳのカウント値の変化を示すグラフ、（ｂ）比較星ベガのカウント値の変化を示すグラフである。

以下、図１〜図３を参照し、本発明の第一の実施形態に係るオゾン層の観測方法について説明する。本実施形態では、地球周回天体９として、地上から約４００ｋｍの上空を周回する国際宇宙ステーション（ＩＳＳ）を選択している。図１に示すように、本実施形態に係るオゾン層の観測方法は、ＩＳＳのターコイズフリンジ出現時刻を算定する工程Ｓ０、第１のバンドパスフィルタを用いて撮影されたＩＳＳの第１の撮像画像データに係る画像解析工程Ｓ１（工程Ｓ１ａ〜工程Ｓ１ｆ）、第２のバンドパスフィルタを用いて撮影されたＩＳＳの第２の撮像画像データに係る画像解析工程Ｓ２（工程Ｓ２ａ〜工程Ｓ２ｆ）、太陽光のオゾン層の通過距離を算定する工程Ｓ３及び上述した工程Ｓ１〜Ｓ３で得られたデータに基づいて、オゾンの濃度を算出する工程Ｓ４とから概略構成されている。また、各画像解析工程Ｓ１及びＳ２は、ＩＳＳ及び比較星の撮影工程Ｓ１ａ及びＳ２ａ、各撮像画像データ取得工程Ｓ１ｂ及びＳ２ｂ、特定の画素画像データ取得工程Ｓ１ｃ及びＳ２ｃ、各画素画像データの一次処理工程Ｓ１ｄ及びＳ２ｄ、各画素画像データに基づくＩＳＳと比較星の測光工程Ｓ１ｅ及びＳ２ｅ、並びに、ＩＳＳの各等級算出工程Ｓ１ｆ及びＳ２ｆとから構成される。

（ＩＳＳのターコイズフリンジ出現時刻の算定）
まず、ＩＳＳのターコイズフリンジ出現時刻を算定する工程Ｓ０について説明する。ＩＳＳは、地上から約４００ｋｍの上空を周回する地球周回天体であり、その周回軌道を計算することにより、地上の特定の場所でＩＳＳを観測可能な時刻及び方角を算定することができる。一例として、宇宙ステーション「きぼう」の観測に関する情報は、宇宙航空研究開発機構のウェブサイト（http://kibo.tksc.jaxa.jp/）で得ることができ、ウェブサイト画面上で観測地を選択すると、観測可能な時刻（見え始め・最大仰角・見え終わり）とその方角に関する情報を得ることができる。そして、ＩＳＳのターコイズフリンジ出現時刻については、月食同様にＩＳＳが地球の影に入った際又はＩＳＳが地球の影から出る際にＩＳＳにターコイズフリンジが現れることから、ＩＳＳの観測可能な時刻のうち、見え始め又は見え終わりの近傍の時刻が選択される。

（ＩＳＳ及び比較星の撮影）
次に、ＩＳＳの撮影工程Ｓ１ａ及びＳ２ａについて説明する。図２には、本実施形態で用いられる観測装置１が示されている。本工程Ｓ１ａ及びＳ２ａで用いる撮像手段としては、デジタルカメラ２が選択されている。デジタルカメラ２は三脚５に固定して用いられるが、天体の日周運動により星が線状に流れるのを防ぐため、図２に示すように、赤道儀４を介してデジタルカメラを三脚５に固定することが好ましい。また、本実施形態では、撮影対象である地球周回天体９はＩＳＳであることから移動速度が速く、ターコイズフリンジが出現している時間は数秒間と短くなっている。そのため、図２に示すように、三脚５に固定されたデジタルカメラ２からなる撮像手段を２台用意し、各デジタルカメラ２に後述するパンドパスフィルタ３ａ、３ｂをそれぞれ取り付け、２台同時のタイミングでターコイズフリンジが出現しているＩＳＳを撮影する必要がある。２台のデジタルカメラ２の撮影タイミングを正確に同期させると共にブレを防ぐため、リモートレリーズ２２を用いることが好ましい。また、撮影の際には、デジタルカメラ２内部のミラーの跳ね上げによるブレを防ぐため、ミラーアップ機能を設定して撮影を行うことが好ましい。また、後述する測光工程及び等級算出工程において、撮像画像データ中の等級が判明している恒星を比較星として利用するため、ターコイズフリンジが出現しているＩＳＳと比較星とが同じ写野に入るように各デジタルカメラ２で撮影する。比較星は、各デジタルカメラ２とも同じ星とする。なお、ターコイズフリンジが出現しているＩＳＳの周囲に適当な比較星がみられない場合には、別途、等級が判明している比較星を各デジタルカメラ２で撮影し、その撮像画像データを取得することにより測光工程及び等級算出工程で使用することができる。

本発明では、ターコイズフリンジを有する地球周回天体９について、所定の２種類のバンドパスフィルタ３（３ａ、３ｂ）を介した撮像画像をそれぞれ取得することが重要である。そのため、本実施形態では、図２に示すように、各デジタルカメラ２のレンズ２１に第１のバンドパスフィルタ３ａ又は第２のバンドパスフィルタ３ｂをそれぞれ取り付けて、地球周回天体９からの反射光ＲＬのうち、特定の波長の光のみ通過した撮像画像を取得できるように構成している。所定の２種類のバンドパスフィルタ３とは、５２０〜６５０ｎｍの緑色系光、橙色系光又は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３ａ、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３ｂである。第１のバンドパスフィルタ３ａの通過帯域は、オゾンによる弱い吸収がみられるシャピュイ帯の吸収ピーク（約５７０ｎｍ・約６００ｎｍ）近傍の波長に相当する。それゆえ、図３に示すように、この第１のバンドパスフィルタ３ａを介してＩＳＳ９のターコイズフリンジを含む反射光ＲＬを撮影することによって、太陽光ＳＢのうち、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による撮像画像データを得ることができる。第１のバンドパスフィルタ３ａの通過帯域としては、シャピュイ帯の吸収ピークが約５７０ｎｍ及び約６００ｎｍであることから、通過帯域の中心波長が５７０±３０ｎｍ及び６００±３０ｎｍであるものが好ましく、後述するＲ画素画像データにおける輝度値への変換が精度よくなされる観点から、より赤色側の６００〜６２０ｎｍであることがさらに好ましい。なお、本実施形態においては、一例として、通過帯域の中心波長が６００ｎｍのバンドパスフィルタを第１のバンドパスフィルタ３ａとして用いている。他方、第２のバンドパスフィルタ３ｂの通過帯域は、オゾンによる吸収がほとんどないか、非常に弱い波長である。そのため、この第２のバンドパスフィルタ３ｂを介してＩＳＳ９のターコイズフリンジを含む反射光ＲＬを撮影することによって、太陽光ＳＢのうち、オゾンに吸収されることなくオゾン層ＯＬを通過した光による撮像画像データを得ることができる。第２のバンドパスフィルタ３ｂの通過帯域としては、後述するＢ画素画像データにおける輝度値への変換が精度よくなされる観点から、通過帯域の中心波長がより青色側の４５０±２０ｎｍであるものが好ましく、オゾンのシャピュイ帯の低波長側に含まれないようにする観点から、４４０〜４６０ｎｍであることがさらに好ましい。なお、本実施形態においては、一例として、通過帯域の中心波長が４５０ｎｍのバンドパスフィルタを第２のバンドパスフィルタ３ｂとして用いている。なお、デジタルカメラ２のレンズ２１の代わりに小型の望遠鏡を用いることもでき、その場合には、第１のバンドパスフィルタ３ａ及び第２のバンドパスフィルタ３ｂは望遠鏡とデジタルカメラ２との間、望遠鏡の接眼レンズ部分に取り付けて使用される。

ＩＳＳ及び比較星の撮影に関する撮像手段２の設定は、通常の天体写真の設定と同様でよく、撮影環境や使用機材等により調整される。一例として、本実施形態では、デジタルカメラ２としてペンタックス（登録商標）Ｋ−５（リコーイメージング株式会社）に、３５ｍｍレンズを取り付けた機材を用いており、ＩＳＳのターコイズフリンジ出現時刻近傍に、ＩＳＯ１６００、撮影時間２秒、撮影間隔２秒にて連続撮影（インターバル撮影）を３６回行っている。なお、撮像手段２の設定は２台の撮像手段２とも同じ設定であり、撮影時間及び撮影間隔についても２台の撮像手段２が同期しており、同時のタイミングでターコイズフリンジが出現しているＩＳＳを撮影している。また、デジタルカメラ２には、一般的なデジタルカメラのほか、冷却ＣＣＤカメラや冷却ＣＭＯＳカメラ等の冷却カメラも含まれる。

（第１及び第２の撮像画像データの取得）
次に、第１の撮像画像データ取得工程Ｓ１ｂ及び第２の撮像画像データ取得工程Ｓ２ｂについて説明する。この工程では、上述した撮影工程Ｓ１ａ及びＳ２ａにおいて撮影されたＩＳＳ及び比較星の撮像画像データが得られる。図２に示すように、本発明の観測装置１は、撮像手段２と、この撮像手段２に接続可能なデータ処理・演算手段６と、データ各種を格納するためのメモリ７とが備えられている。撮像手段２であるデジタルカメラにも通常メモリが備えられているので、デジタルカメラ２で撮影された画像データはカメラ内部にいったん格納され、その後の画像解析時に演算手段６及びメモリ７に格納されて使用される。ここで、第１の撮像画像データ及び第２の撮像画像データは、いずれも画像解析における精度を高めるため、ＲＡＷフォーマット形式によるＲＡＷ画像として取得することが好ましい。なお、本実施形態において、第１の撮像画像データ及び第２の撮像画像データという用語は、２台の撮像手段２によって同時のタイミングで撮影されて取得された一組の撮像画像データのことをいう。

（Ｒ画素画像データの取得）
次に、Ｒ画素画像データの取得工程Ｓ１ｃについて説明する。この工程では、上述した工程Ｓ１ｂで取得された第１の撮像画像データのＲＧＢの各受光素子のデータから、Ｒ画素画像データが選択的に取得される。これによって、太陽光ＳＢのうち、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赤色の光の輝度データを得ることができる。このＲ画素画像データは、後述するＩＳＳの測光等の解析を容易とするため、ＦＩＴＳフォーマット（天体画像用のフォーマット）形式で取得することが好ましい。一例として、ｒａｗ２ｆｉｔｓ（星空公団、https://www.kodan.jp/）というソフトウェアを用いることにより、ＲＡＷフォーマット形式のデータをＦＩＴＳフォーマット形式の画像データとして取得することができる。ｒａｗ２ｆｉｔｓを用いて第１の撮像画像データ等のＲＡＷ画像をＦＩＴＳフォーマット形式に変換すると、ＲＡＷ画像のＲＧＢ画素画像データが受光素子ごとのデータに分割されてＦＩＴＳ形式に変換される。具体的には、ＲＡＷ画像がベイリー配列（ＲＧＧＢ）によるＲＧＢ画素画像データの場合には、ＦＩＴＳフォーマット形式に変換すると、ｒｅｄ（Ｒ画素）、ｂｌｕｅ（Ｂ画素）、ｇｒｅｅｎ１（Ｇ１画素）、ｇｒｅｅｎ２（Ｇ２画素）、ｇｒｅｅｎ（Ｇ画素）の５つのフォルダに格納されたデータとして得られる。このデータのうち、ｒｅｄ（Ｒ画素）のファイルには、ＦＩＴＳフォーマット形式に変換されたＲ画素画像データのみが格納されるので、このようにして、Ｒ画素画像データを取得することができる。

（Ｂ画素画像データの取得）
次に、Ｂ画素画像データの取得工程Ｓ２ｃについて説明する。この工程では、上述した工程で取得された第２の撮像画像データのＲＧＢの各受光素子のデータから、Ｂ画素画像データが選択的に取得される。これによって、太陽光ＳＢのうち、オゾンに吸収されることなくオゾン層ＯＬを通過した光の輝度データを得ることができる。このＢ画素画像データは、上述した工程Ｓ１ｃにおけるＲ画素画像データと同様の方法により取得することができ、ｒａｗ２ｆｉｔｓソフトウェアを用いることにより、第２の撮像画像データがＦＩＴＳフォーマット形式に変換され、Ｂ画素画像データがｂｌｕｅ（Ｂ画素）のファイルに格納されて得られる。

（Ｒ画素画像データの一次処理）
次に、Ｒ画素画像データの一次処理工程Ｓ１ｄについて説明する。本工程では、画像解析の精度を高めるため、Ｒ画素画像データ中に含まれるノイズや画像ムラの除去が行われる。まず、撮像手段２であるデジタルカメラの撮像画像には、暗電流によるノイズ（ダークノイズ）が含まれているため、ダークノイズの除去を行うことが好ましい。ダークノイズの除去方法としては、第１の撮像画像データを取得したときと同じ条件において、カメラレンズ２１にキャップをかぶせるなど入射光がない状態で撮影したダークノイズの撮像画像データを取得し、この撮像画像データをＦＩＴＳ形式に変換してダークノイズのＲ画素画像データを取得する。以下式（２）に示すように、前述した第１の撮像画像データから得られたＲ画素画像データから、このダークノイズのＲ画素画像データを減算することによりダークノイズの除去が行われる。一方で、デジタルカメラの撮像画像には、デジタルカメラ２の受光素子やレンズ等に起因する画像ムラも含まれているため、この画像ムラの除去を行うことも好ましい。この画像ムラの除去としては、十分かつ均一な光が入射したときの画像（フラット画像）を撮影してフラット画像データを取得し、このフラット画像データをＦＩＴＳ形式に変換してフラット画像のＲ画素画像データを取得する。また、このフラット画像にもダークノイズが含まれているため、フラット画像の撮影と同じ条件でフラット画像のダークノイズの撮像画像データを取得し、この撮像画像データをＦＩＴＳ形式に変換してフラット画像のダークノイズのＲ画素画像データを取得する。以下式（２）に示すように、フラット画像のＲ画素画像データからフラット画像のダークノイズのＲ画素画像データを減算することにより、画像ムラに基づくＲ画素画像データが得られるので、この値でダークノイズが除去されたＲ画素画像データを除することにより、ノイズや画像ムラが除去されたＲ画素画像データが得られる。なお、一次処理工程Ｓ１ｄは実行することが望ましいが、画像解析を簡略的に行う場合には省略することも可能である。

（Ｂ画素画像データの一次処理）
次に、Ｂ画素画像データの一次処理工程Ｓ２ｄについて説明する。本工程では、上述した工程Ｓ１ｄ同様に、Ｂ画素画像についても画像解析の精度を高めるため、Ｂ画素画像データ中に含まれるノイズや画像ムラの除去を行う。除去方法については、上述したＲ画素画像データの一次処理工程Ｓ１ｄで説明した方法と同様に行うことができる。ダークノイズの除去方法としては、第２の撮像画像データを取得したときと同じ条件において撮影したダークノイズの撮像画像データを取得し、この撮像画像データをＦＩＴＳ形式に変換してダークノイズのＢ画素画像データを取得する。以下式（３）に示すように、前述した第２の撮像画像データから得られたＢ画素画像データから、このダークノイズのＢ画素画像データを減算することによりダークノイズの除去が行われる。また、画像ムラの除去としては、フラット画像を撮影してフラット画像データを取得し、このフラット画像データをＦＩＴＳ形式に変換してフラット画像のＢ画素画像データを取得する。また、フラット画像の撮影と同じ条件でフラット画像のダークノイズの撮像画像データを取得し、この撮像画像データをＦＩＴＳ形式に変換してフラット画像のダークノイズのＢ画素画像データを取得する。以下式（３）に示すように、フラット画像のＢ画素画像データからフラット画像のダークノイズのＢ画素画像データを減算することにより、画像ムラに基づくＢ画素画像データが得られるので、この値でダークノイズが除去されたＢ画素画像データを除することにより、ノイズや画像ムラが除去されたＢ画素画像データが得られる。なお、一次処理工程Ｓ２ｄは実行することが望ましいが、画像解析を簡略的に行う場合には省略することも可能である。

上述した一次処理工程Ｓ１ｄ及びＳ２ｄは、一例として、Ｍａｋａｌｉ｀ｉ（マカリ、国立天文台、http://makalii.mtk.nao.ac.jp/）というソフトウェアを用いることにより、各画素画像データの減算及び除算をアプリケーション上で容易に実行することができる。

（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。

（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（Ｆ_ａ、Ｆ_ｂ）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。

（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。

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（５２０〜６５０ｎｍの緑色〜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。

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／ｍ^３）、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。

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Ｇ_１〜Ｇ_３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。さらに、比較星として、測光システムによって定められる複数の波長帯において、電磁波の強度が綿密に測光されており、変光星ではない恒星の一群である、ベガ（０等級）のような測光標準星を選択することによっても、黒体輻射の式による補正は不要となるため、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。

（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Ｉ_０、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。

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。

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Ｆ_２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）Ｆ_１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Ｆ_２、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Ｆ_１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。

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／ｃｍ^３）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。

（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。

なお、本実施形態では、地球周回天体９として、国際宇宙ステーションが選択されているが、上述したように、地球周回天体の等級等に基づいてオゾンの濃度を求めていることから、精度を高めるため、地球周回天体の等級は少なくとも１０等以上であることが好ましく、６等以上であることがより好ましい。また、地球周回天体としては、国際宇宙ステーションのほか人工衛星を選択することもでき、人工衛星の場合には低軌道のものを選択することが好ましい。

次に、図４〜図６を参照し、本発明の第二の実施形態に係るオゾン層の観測方法について説明する。本実施形態では、地球周回天体として月を選択している。図４に示すように、本実施形態に係るオゾン層の観測方法は、月食のターコイズフリンジ出現時刻を算定する工程Ｓ１０、第１のバンドパスフィルタを用いて撮影された月食の第１の撮像画像データに係る画像解析工程Ｓ１１（工程Ｓ１１ａ〜工程Ｓ１１ｆ）、第２のバンドパスフィルタを用いて撮影された月食の第２の撮像画像データに係る画像解析工程Ｓ１２（工程Ｓ１２ａ〜工程Ｓ１２ｆ）、太陽光のオゾン層の通過距離を算定する工程Ｓ１３及び上述した工程Ｓ１１〜Ｓ１３で得られたデータに基づいて、オゾンの濃度を算出する工程Ｓ１４とから概略構成されている。また、各画像解析工程Ｓ１１及びＳ１２は、月食及び比較星の撮影工程Ｓ１１ａ及びＳ１２ａ、各撮像画像データ取得工程Ｓ１１ｂ及びＳ１２ｂ、特定の画素画像データ取得工程Ｓ１１ｃ及びＳ１２ｃ、各画素画像データの一次処理工程Ｓ１１ｄ及びＳ１２ｄ、各画素画像データに基づく月食のターコイズフリンジ部分と比較星の測光工程Ｓ１１ｅ及びＳ１２ｅ、並びに、月食の選択部分の各等級算出工程Ｓ１１ｆ及びＳ１２ｆとから構成される。

（月食のターコイズフリンジ出現時刻の算定）
まず、月食のターコイズフリンジ出現時刻を算定する工程Ｓ１０について説明する。月食は月が地球の影に入ることによって生じるため、月と地球の軌道計算を行うことによって月食の日程を確認することができる。月食の日程や詳細な時刻については、例えば、国立天文台のウェブサイトなどで発表されており、手軽に確認することができる。月食のターコイズフリンジ出現時刻については、月が半影から本影に入った際又は月が本影から半影に入った際に現れるが、第一の実施形態のＩＳＳとは異なり、月の動きはゆっくりであることから月食のターコイズフリンジ出現時刻は比較的長時間（皆既月食であれば約１時間程度）となり、所望の時間を選択することができる。

（月食及び比較星の撮影）
次に、月食の撮影工程Ｓ１１ａ及びＳ１２ａについて説明する。図５には、本実施形態で用いられる観測装置１０が示されている。本工程Ｓ１１ａ及びＳ１２ａで用いる撮像手段としては、レンズの代わりに小口径望遠鏡８を取り付けたデジタルカメラ２が選択されている。デジタルカメラ２と望遠鏡８との間にはアダプター８１とバンドパスフィルタ３（３ａ、３ｂ）とが配置されている。また、本実施形態では、撮影対象である地球周回天体９０は月であることから、第一の実施形態のＩＳＳよりも移動速度が遅く、ターコイズフリンジが出現している時間も比較的長い。そのため、図５に示すように、撮像手段は１台のデジタルカメラ２とし、２種類のパンドパスフィルタ３（３ａ、３ｂ）を１種類ずつ数十秒程度で取り換えて撮影を行うことができる。なお、第一の実施形態で示すように、撮像手段を２台準備し、２台同時のタイミングで撮影を行うことも可能である。また、後述する測光工程及び等級算出工程において、撮像画像データ中の等級が判明している恒星を比較星として利用するため、月と比較星とが同じ写野に入るようにデジタルカメラ２で撮影する。なお、月の周囲に適当な比較星がみられない場合には、別途、等級が判明している比較星をデジタルカメラ２で撮影し、その撮像画像データを取得することにより測光工程及び等級算出工程で使用することができる。また、撮像手段２及びバンドパスフィルタ３（３ａ、３ｂ）を含めた観測装置１０の構成、使用方法等についてのその他の説明は上述した第一の実施形態のものと同様であり、その機能や作用効果も同様である。

（第１及び第２の撮像画像データの取得）
次に、第１の撮像画像データ取得工程Ｓ１１ｂ及び第２の撮像画像データ取得工程Ｓ１２ｂについて説明する。この工程では、上述した撮影工程Ｓ１１ａ及びＳ１２ａにおいて撮影された月食及び比較星の撮像画像データが得られる。図５に示すように、本発明の観測装置１０は、撮像手段２と、この撮像手段２に接続可能なデータ処理・演算手段６と、データ各種を格納するためのメモリ７とが備えられている。撮像手段２であるデジタルカメラにも通常メモリが備えられているので、デジタルカメラ２で撮影された画像データはカメラ内部にいったん格納され、その後の画像解析時に演算手段６及びメモリ７に格納されて使用される。ここで、第１の撮像画像データ及び第２の撮像画像データは、いずれも画像解析における精度を高めるため、ＲＡＷフォーマット形式によるＲＡＷ画像として取得することが好ましい。なお、本実施形態においては、第１の撮像画像データ及び第２の撮像画像データという用語は、撮影手段２における２種類のバンドパスフィルタ３（３ａ、３ｂ）を数十秒程度で交換して撮影を行うことにより、実質的に同じ時間に撮影されたとみなすことができる一組の撮像画像データのことをいう。

引き続いて行われる、第１の撮像画像データからのＲ画素画像データの取得工程Ｓ１１ｃ及びその画像の一次処理工程Ｓ１１ｄ並びに第２の撮像画像データからのＢ画素画像データの取得工程Ｓ１２ｃ及びその画像の一次処理工程Ｓ１２ｄについては、上述した第一の実施形態の工程と同様であり、その方法や作用効果も同様である。

（月食のターコイズフリンジ部分及び比較星の測光）
次に、月食のターコイズフリンジ部分及び比較星の測光工程Ｓ１１ｅ及びＳ１２ｅについて説明する。本工程では、月食のターコイズフリンジ部分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Ｓ１１ｅとしては、一次処理されたＲ画素画像データについて、月食のターコイズフリンジ部分における一定領域及び比較星に該当する範囲をそれぞれ選択し、その範囲の輝度値（カウント値）を算出することにより、選択領域における月食のターコイズフリンジ部分及び比較星の光量を求めることができ、工程Ｓ１２ｅとしては、一次処理されたＢ画素画像データについて、月食のターコイズフリンジ部分における一定領域及び比較星に該当する範囲をそれぞれ選択し、その範囲の輝度値（カウント値）を算出することにより、選択領域における月食のターコイズフリンジ部分及び比較星の光量を求めることができる。Ｒ画素画像データにおける月食のターコイズフリンジ部分の選択領域と、Ｂ画素画像データにおける月食のターコイズフリンジ部分の選択領域とは互いに対応する領域とする。なお、この月食のターコイズフリンジ部分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。また、この測光工程Ｓ１１ｅ及びＳ１２ｅにおいて、月食のターコイズフリンジ部分の選択領域を決定するにあたり、一次処理されたＲ画素画像データ及びＢ画素画像データのコントア（天体画像の輝度分布を示す等光度曲線）を作成することが好ましい。これにより、ターコイズフリンジ部分の輝度の分布状況が視覚的に一覧できるため、ターコイズフリンジ部分のどの部分を選択領域とすればよいか判別しやすくなる。さらに、第１のバンドパスフィルタを介して撮影された第１の撮像画像データに基づくＲ画素画像データのコントアと、第２のバンドパスフィルタを介して撮影された第２の撮像画像データに基づくＢ画素画像データのコントアとを比較することにより、オゾン層におけるオゾンの立体的な分布を視覚的に確認することができる。

引き続いて行われる、第１の等級（ｍ１）の算出工程Ｓ１１ｆ、第２の等級（ｍ２）の算出工程Ｓ１２ｆ、太陽光のオゾン層の通過距離を算定する工程Ｓ１３及びオゾンの濃度を算出する工程Ｓ１４については、上述した第一の実施形態の工程と同様であり、その方法や作用効果も同様である。

次に、本発明を実施例によりさらに詳細に説明するが、本発明は、これらの実施例によってなんら限定されるものではない。

ターコイズフリンジを有する国際宇宙ステーション（ＩＳＳ）をデジタルカメラで撮影し、その撮像画像データからオゾンの濃度ｎを求める実験を行った。宇宙航空研究開発機構のウェブサイト（http://kibo.tksc.jaxa.jp/）にて、ＩＳＳ「きぼう」の撮影可能な時刻（見え始め・最大仰角・見え終わり）とその方角に関する情報を得た。ＩＳＳのターコイズフリンジ出現時刻については、月食同様にＩＳＳが地球の影に入った際又はＩＳＳが地球の影から出る際にＩＳＳにターコイズフリンジが現れることから、ＩＳＳの観測可能な時刻のうち、見え始めの近傍の時刻を選択した。ＩＳＳの撮影は以下条件にて行った。撮影日時：２０１９年４月２９日、３時５２分、撮影場所：京都市左京区、方位：南南西、仰角３０度、ＩＳＳまでの直線距離：約５００ｋｍ。比較星としては、測光標準星であるベガ（こと座α星、−０等級）を選択した。

ＩＳＳ撮影のための観測装置は、図２に示す観測装置と同様に組んだものを使用し、デジタルカメラとしては冷却ＣＣＤカメラを２台使用した。一方の冷却ＣＣＤカメラのレンズには、第１のバンドパスフィルタ３ａとして、通過帯域の中心波長が５５０ｎｍ、半値幅３３ｎｍ、ネジ径Ｍ２７（型番：Ｂｉ５５０Ｅ、Ｍｉｄｏｐｔ社製品）のバンドパスフィルタを取り付け、もう一方の冷却ＣＣＤカメラのレンズには、第２のバンドパスフィルタ３ｂとして、通過帯域の中心波長が４５０ｎｍ、半値幅３５ｎｍ、ネジ径Ｍ２７（型番：Ｂｉ４５０Ｅ、Ｍｉｄｏｐｔ社製品）のバンドパスフィルタを取り付けた。ＩＳＳと比較星であるベガが同じ写野に入るようにし、撮影（露光）時間０．１秒、撮影間隔２秒にて、カメラ２台同時のタイミングで５回の連続撮影を行い、デジタルカメラ毎に５つの撮像画像データを得た。各撮像画像データはＲＡＷフォーマット形式によるＲＡＷ画像として取得した。

第１のバンドパスフィルタ３ａを取り付けた冷却ＣＣＤカメラによる５つの撮像画像データから、Ｒ画素画像データをそれぞれ取得した。Ｒ画素画像データは、ソフトウェアｒａｗ２ｆｉｔｓ（星空公団、https://www.kodan.jp/）を用いて取得した。具体的には、撮像画像データの５つのＲＡＷ画像をＦＩＴＳフォーマット形式にそれぞれ変換することにより、形成されたｒｅｄ（Ｒ画素）フォルダに格納されたデータとして５つのＲ画素画像データを得た。同様に、第２のバンドパスフィルタ３ｂを取り付けた冷却ＣＣＤカメラによる５つの撮像画像データから、Ｂ画素画像データをそれぞれ取得した。Ｂ画素画像データも同様にソフトウェアｒａｗ２ｆｉｔｓを用いて取得し、撮像画像データの５つのＲＡＷ画像をＦＩＴＳフォーマット形式にそれぞれ変換することにより、形成されたｂｌｕｅ（Ｂ画素）フォルダに格納されたデータとして５つのＢ画素画像データを得た。

次に、ソフトウェアＭａｋａｌｉ｀ｉ（マカリ、国立天文台、http://makalii.mtk.nao.ac.jp/）を用いて、５つのＲ画素画像データ及び５つのＢ画素画像データにおける、ＩＳＳ及び比較星ベガの測光を行った。ソフトウェアの画面上にＲ画素画像データ又はＢ画素画像データを画像として表示し、画面上に表示されたＩＳＳに該当する星と比較星ベガに該当する星をそれぞれ選択し、そのカウント値（輝度値）を得た。以下表１にＲ画素画像データから得られたカウント値及びＢ画素画像データから得られたカウント値を示す。撮像画像ＮＯ．は連続撮影された撮像画像の順番を表しており、ＮＯ．１が最初に撮影された１つめの画像であり、ＮＯ．５が連続撮影の最後に撮影された５つめの画像である。

また、図８にＩＳＳのカウント値及びベガのカウント値の変化を示すグラフを示す。破線はＲ画素画像データに基づいて測光されたカウント値であり、実線はＢ画素画像データに基づいて測光されたカウント値である。これによれば、比較星ベガのカウント値は、Ｒ画素画像データのカウント値もＢ画素画像データのカウント値もほぼ一定であり、撮影中に亘り目立った変化は見られなかった。これに対し、ＩＳＳのカウント値は、ＮＯ．１、２及び５については、Ｒ画素画像データのカウント値もＢ画素画像データのカウント値もほぼ同程度であったが、ＮＯ．３とＮＯ．４のカウント値に大きな差が見られた。具体的には、Ｒ画素画像のカウント値はＢ画素画像のカウント値と比べて著しく低い値を示しており、これは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がＲ画素画像のカウント値として得られたことによるものである。このことから、ＮＯ．３とＮＯ．４の撮像画像において、ターコイズフリンジを有するＩＳＳが撮影されたことが明らかとなった。

次に、Ｒ画素画像データのカウント値に基づき、ＩＳＳの第１の等級（ｍ１）を上述の式（４）に基づき、算出した。他方、Ｂ画素画像データのカウント値に基づき、第２の等級（ｍ２）を上述の式（６）に基づき、算出した。結果を以下表２に示す。なお、比較星ベガの等級は−０である。なお、ベガは測光標準星であるため、黒体輻射の式による補正は不要である。また、上述の式（１）に基づき、第１の等級から第２の等級を減じた値である光度差（ｍ１−ｍ２）を以下表２に示す。

この結果より、ターコイズフリンジを有するＩＳＳが撮影されたＮＯ．３とＮＯ．４の光度差（ｍ１−ｍ２）の値は、１．５７及び１．４２を示した。最も光度差が大きい撮像画像ＮＯ．３の値を選択し、オゾン濃度を求める式（１）に代入すると、オゾン濃度ｎ（ｍｏｌ／ｃｍ^３）は、ｎ＝０．６２８α／σlとなった。なお、αは光度比を吸光度に補正する係数である。また、σは第１のバンドパスフィルタ３ａの通過帯域におけるオゾンのモル吸光断面積（ｃｍ^２／ｍｏｌ）であるところ、第１のバンドパスフィルタ３ａの通過帯域は、中心波長が５５０ｎｍ、半値幅３３ｎｍであるので、約１０^−２０（ｃｍ^２／ｍｏｌ）である（島崎達夫著、“成層圏オゾン”、財団法人東京大学出版会、１９８９年、ｐ．１７参照）。さらに、l（ｃｍ）は太陽光線がオゾン層を通過した距離であり、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である。ｌは、ＩＳＳの軌道計算よりも求めることができるが、概算としておおまかな値を算出すると以下のとおりである。地球の半径（ａ）：６３７１ｋｍ、地表から対流圏界面までの距離（ｂ）：１０ｋｍ、対流圏界面から成層圏界面までの距離（ｃ）：４０ｋｍとすると、ピタゴラスの定理により、（ｌ／２）^２＋（ａ＋ｂ）^２＝（ａ＋ｂ＋ｃ）^２となる。これよりｌを求めると、約１４３０ｋｍとなる。ｎ＝０．６２８α／σlに、これらの値、σ＝１０^−２０（ｃｍ^２／ｍｏｌ）、ｌ＝１．４３×１０^８（ｃｍ）を代入してｎの値を求めたところ、オゾン濃度ｎは４．４α×１０^１１（ｍｏｌ／ｃｍ^３）として得られた。

以上のように、ＩＳＳを撮影した撮像画像を解析することにより、オゾン層の状態を観測することができることが示された。本実施例では、解析を行った撮像画像は５つであったが、さらに画像の数を増やすことにより、より精度を高めた観測を行うことができる。また、定期的な定点観測を行うことにより、オゾン層の変化を観測することができる。このように、本発明のオゾン層の観測方法は、従来のような専用測定機器を必要とせず、簡単な方法で行うことができるものである。

本発明は、上記の実施形態又は実施例に限定されるものでなく、特許請求の範囲に記載された発明の要旨を逸脱しない範囲内での種々、設計変更した形態も技術的範囲に含むものである。

１、１０オゾン層観測装置
２デジタルカメラ
２１レンズ
２２リモートレリーズ
３バンドパスフィルタ
３ａ第１のバンドパスフィルタ
３ｂ第２のバンドパスフィルタ
４赤道儀
４１赤道儀操作部
５三脚
６データ処理・演算手段（画像解析手段・演算手段）
７メモリ
８望遠鏡
８１アダプター
９、９０地球周回天体
ＳＢ太陽光
l 太陽光ＳＢがオゾン層を通過した距離
ＲＬ反射光
ＴＦターコイズフリンジ
ＯＬオゾン層（成層圏）
ＡＬ大気の層（対流圏）
Ｐ月の半影
Ｕ月の本影

Claims

地上の特定の場所から観測される、ＩＳＳ（国際宇宙ステーション）又は人工衛星から選択される地球周回天体のターコイズフリンジ出現時刻及び方角を算定する工程と、
前記場所における、前記地球周回天体のターコイズフリンジ出現時刻及び方角にて、ターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体と、測光標準星から選択される等級が判明している比較星とが、同じ写野に入るように５２０〜６５０ｎｍの緑色〜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、
前記場所における、前記地球周回天体のターコイズフリンジ出現時刻及び方角にて、前記第１の撮像工程における撮影と同時のタイミングで、ターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体と、前記比較星とが、同じ写野に入るように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、
前記第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、
前記第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、
前記第１の撮像画像データの前記Ｒ画素画像データにおいて、ターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体に該当する領域Ａ１と、前記比較星に該当する領域と、をそれぞれ選択し、前記地球周回天体に係る選択領域Ａ１のＲ画素の輝度値及び前記比較星に係る選択領域のＲ画素の輝度値から、式（１）により、ターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体の等級を第１の等級ｍ１として求める工程と、

前記第２の撮像画像データの前記Ｂ画素画像データにおいて、ターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体に該当する領域Ａ２と、前記比較星に該当する領域と、をそれぞれ選択し、前記地球周回天体に係る選択領域Ａ２のＢ画素の輝度値及び前記比較星に係る選択領域のＢ画素の輝度値から、式（２）により、ターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体の等級を第２の等級ｍ２として求める工程と、

次式（３）：

（式（３）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は太陽光が地球表層のオゾン層をターコイズフリンジが出現している前記地球周回天体に到達するまでに通過したオゾン層の通過距離である。）
により、オゾンの濃度ｎを求める工程と、を備えることを特徴とするオゾン層の観測方法。
前記第１の撮像画像データ及び前記第２撮像画像データは、ＲＡＷフォーマット形式によるＲＡＷ画像データであることを特徴とする請求項１に記載のオゾン層の観測方法。