低温高密度プラズマの地球方向輸送 の多点同時観測 ～磁気圏対流 vs. 波による拡散～ 井筒 智彦[1][2], 長谷川 洋[2], 西野 真木[2], 高田 拓[2], 藤本 正樹[2], V. Angelopoulos[3], J. P. McFadden[4], H. U. Auster[5], J. W. Bonnell[4] [1] 東大・地惑, [2] 宇宙研, [3] UCLA, [4] SSL/USB, [5]TUBS

目次 本研究の問題意識 手法 プラズマデータの解析 電磁場データの解析 まとめ 磁気圏に流入した太陽風起源の低温高密度プラズマはいかに地球近傍へ輸送されるか 手法 THEMIS衛星による多点同時観測のイベントスタディ プラズマデータの解析 磁気圏対流のみでは輸送を説明できない 電磁場データの解析 kinetic Alfvén waveによる拡散が輸送に寄与している まとめ

磁気圏におけるプラズマ輸送の研究意義 INPUT OUTPUT ダイナミックな現象の理解 磁気圏での エネルギー変換・輸送 太陽からの 無衝突プラズマの素過程の理解 磁気圏での エネルギー変換・輸送 INPUT 太陽からの エネルギー 地上での 磁気嵐・オーロラ OUTPUT ex) 波動粒子相互作用による プラズマの拡散・加熱

よくある問題：太陽風プラズマの磁気圏「へ」の輸送過程 IMF北向き時に太陽風プラズマはいかに磁気圏へ侵入するか？ 高緯度カスプリコネクション[e.g., Li et al., 2005] ケルビンヘルムホルツ渦による拡散過程 [e.g., Nykyri & Otto, 2001] kinetic Alfvén waveによる拡散過程 [e.g., Hasegawa et al., 1976, 1978] 高緯度カスプリコネクション ケルビンヘルムホルツ渦 kinetic Alfvén wave Li et al., 2005 Nykyri & Otto, 2001 Lee et al., 1994

ここでの問題：太陽風プラズマの磁気圏「で」の輸送過程 その後の低温高密度プラズマはいかに地球近傍へ輸送されるか？ 低温高密度プラズマが地球近傍に達すると、強いリングカレントに寄与する[Lavraud et al., 2006] TARGET 磁気圏侵入後の 低温高密度プラズマの輸送 ・？？？ マグネトポーズでの輸送 ・高緯度カスプリコネクション ・KH渦 ・kinetic Alfvén wave 尾部プラズマシートでのプラズマ輸送機構 ・磁気圏対流 [Wang et al.,2006] ・高速プラズマ流 [Angelopoulos et al.,1994] ・磁場勾配・曲率ドリフト [Wang et al.,2001] ・乱流拡散 [Borovsky et al.,1998]

？ プラズマ輸送をきちんと理解するために 複数点でプラズマ・電磁場を観測して、その間の物理過程を矛盾なく説明する 過去のプラズマ輸送の調査例 １衛星：Geotailデータの重ね合わせによる平均的対流パターン [Wang et al., 2006] ２衛星：ISEE2, 3による太陽風と磁気圏の同時観測データの相関 [Borovsky et al., 1998] 撮像：IMEGE/MENAのENA撮像による磁気嵐時のプラズマ輸送 [Denton et al., 2005] 4衛星：Cluster編隊観測による局所的な拡散過程 [Chaston et al., 2009] 本研究は THEMIS多点観測のよるMHDスケールの輸送 ？

Simultaneous multipoint observations by THEMIS THEMIS mission [Angelopoulos, 2008] Time History of Event and Macroscale Interactions during Substorms science objectives サブストームの誘発・発展の解明　@magnetotail 磁気嵐時のMeV電子生成の解明　@radiation belt 太陽風と磁気圏の相互作用の解明　@dayside launched on February 17th, 2007 from Cape Canaveral Air Force Station Instrumentation ESA [McFadden et al., 2008] ion: 1.6eV~25keV / electron: 2eV~32keV SST [Larson, 2007@pre-launch meeting] ion: 25keV~6MeV / electron: 25keV~900keV FGM [Auster et al., 2008] FGS: 0.33 Hz / FGL: 4 Hz EFI [Bonnell et al., 2008] 8 Hz data is reduced to 4 Hz in this study Dr. McFadden

THEMIS observations on 2008/12/05 THEMIS衛星が朝側わき腹に沿っている。ここではTHE, A, Dに注目 1800UT: IMF北転 1825UT: 低温高密度プラズマがTHETHATHDの順に観測される 低温高密度プラズマの地球方向への輸送

太陽風 |B| Bx Np V By Bz Tp 1700UT@ACE：IMF 南向き→北向き

粒子データの解析

低温高密度プラズマの地球方向への輸送 高温低密度プラズマ 低温高密度プラズマ

分布関数の比較による磁気圏対流（断熱輸送）の検証 低エネルギープラズマが詰まった磁力管が磁気圏対流（ExBドリフト）で輸送されるとき、第一断熱不変量 μ は保存 （各 μ の位相空間密度 f は不変） ↓　境界面での分布関数を比較すると位相空間密度は等しくない 低温高密度プラズマの輸送は磁気圏対流だけでは説明できない 非断熱過程を考慮する必要がある ↓ 磁力線垂直方向の拡散 の検証を行う 波動粒子相互作用による拡散 future work：乱流拡散 マグネトポーズ側 地球側 位相空間密度 ~ 2 keV 　　↓ ~ 4 keV 　　↓ 磁気モーメント

多点観測から拡散の大きさを見積もる 移流拡散方程式 を以下の仮定の下で解く Ni: イオン密度 Vc: 移流速度 D: 拡散係数 　　を以下の仮定の下で解く 拡散係数Dは時間・空間に一様 移流速度Vc=0　 < future work>Vc≠0 （Vc=0のDは上限値になるはず） THE（地球から一番遠方）での観測値Ni を境界条件として代入 ↓ D~ 1.0 x 1010 m2/s のとき計算値がTHA・THDでの観測値とよく合う cf) マグネトシース→磁気圏境界層 　　D~(1-10)x109 m2/s　 イオン密度 時間

温度異方性 境界付近で イオンの垂直温度異方性 低エネルギー電子の平行温度異方性 180 ° イオン 電子 ピッチ角 90 ° 垂直 0 ° これらの異方性をつくりうる波・不安定の候補 ・kinetic Alfvén wave ・lower hybrid instability ・electromagnetic ion-cyclotron wave ・・・ [Treumann 1999] 180 ° イオン 電子 ピッチ角 90 ° 垂直 0 ° 平行 0.1 keV 1 keV

電磁場データの解析

境界付近の電場・磁場振動 On-board FFTのデータ THEの境界で強い電場・磁場振動 地球方向への伝播に従い、振動の強度が弱くなっている

境界付近で強度が増す電場・磁場振動 B=50nTのとき ・イオンジャイロ周波数 f_ci~0.7 Hz ・低域混成周波数 f_lh~30 Hz ・電子ジャイロ周波数 f_ce~1400 Hz

kinetic Alfvén wave (Shear) Alfvén wave Dispersive Alfvén wave 電磁流体的横波 垂直方向の空間変化（∇⊥≠0）があるとイオン分極ドリフトによる電荷の偏りが生じ、電子の平行方向の運動（平行電場）がそれを打ち消す 空間変化のスケールが小さいと、無視できない平行電場E//が必要となる 電子温度の高温極限（Vth>>VA）：電子圧力が平行電場を支える  kinetic Alfvén wave 電子温度の低温極限（Vth<<VA）：電子慣性が平行電場を支える 　  inertial Alfvén wave

低周波振動(f<fci)のAlfvén wave的特徴 δEy/δBx~VA 低周波振動（f=0.1~0.4 fci）について電場・磁場振動比が Alfvén速度と同程度 ↓ 境界付近にAlfvénicな振動が存在する

低周波振動(f<fci)のkinetic Alfvén wave的特徴 境界付近では、電場・磁場比はlocalのAlfvén速度よりも大きい  kinetic Alfvén waveの存在を示唆 密度境界では表面波や圧縮波のモード変換により垂直方向に波数を持ったkinetic Alfvén waveが生成されうる[Hasegawa, 1976; Lee et al., 1994, Johnson et al., 1997] kinetic Alfven waveは定性的に観測された温度異方性を説明できる future work: 定量的検証 2ch: 0.078125 Hz +- 0.023 ～ 0.1 fci (T～12sec) 3ch: 0.125 Hz +- 0.023 ～ 0.2 fci (T～8sec)

kinetic Alfvén waveによる拡散の大きさの算出 低周波振動（f<~0.3fci）をkinetic Alfvén waveとして拡散係数を算出 観測された電場・磁場比から、周波数ごとの垂直波数k⊥を求める 周波数ωSCと波数k⊥から、平行波数k//を求める 波数k⊥, k// と E ⊥から、平行電場E//を求める 周波数ωSCごとの拡散係数が求まる kinetic Alfvén waveの理論式 [Stasiewicz et al, 2000SSR] 低周波の電磁場の理論式 [Hasegawa and Mima, 1978; Lee et al., 1994]

kinetic Alfvén waveによる拡散 低周波振動（f<~0.3fci）をkinetic Alfvén waveとして拡散係数を算出 D(1～3ch) : f<0.2fci kinetic Alfvén wave 的性質が見られる時間帯で拡散係数D=109~1011m2/s ↓ kinetic Alfvén wave による拡散が輸送に寄与している （kinetic Alfvén wave だけで説明するのは難しい）

まとめ 磁気圏内でのプラズマ輸送機構の解明を目指し、太陽風起源の低温高密度の多点観測データを解析した 粒子の多点観測 　　磁気圏内でのプラズマ輸送機構の解明を目指し、太陽風起源の低温高密度の多点観測データを解析した 粒子の多点観測 マグネトポーズ側から地球方向へ輸送される低温高密度プラズマを観測 分布関数の比較から断熱輸送のみでは輸送を説明できない 拡散による輸送だと仮定して拡散係数を見積もると D~ 1.0 x 1010 m2/s 境界付近で、イオンの垂直方向、低エネルギー電子の平行方向の温度異方性 電磁場の観測 （＋理論） 境界付近の低周波帯で、dE/dB = 1~3 VA  kinetic Alfvén waveを示唆 f < 0.2 fci の低周波振動がkinetic Alfvén waveだと仮定すると　　　　　　　　　　　拡散係数 D > 1.0 x 1010 m2/s となる時間帯が存在 ・kinetic Alfvén waveによる拡散が低温高密度プラズマの地球方向への輸送に寄与している ・kinetic Alfvén waveは、太陽風プラズマの磁気圏への流入だけでなく、その後の磁気圏内での輸送に於いても重要な役割を担っている

一般的なプラズマ輸送　へ向けて 今回の観測は、「シャープな密度勾配＋種となる波・振動」があれば、kinetic Alfvén waveによる拡散によって磁気圏内でも大規模な輸送（≧2Re）が実現される、ことを示唆している IMF北向き時のマグネトポーズ付近全体で効くと考えられる IMF北向き時のプラズマ輸送 [Johnson et al., 2009] ・わき腹から真夜中プラズマシートへの輸送機構は、エントロピーを５倍ほど増大させる非断熱過程でなければいけない ・マグネトポーズでのkinetic Alfvén wave ＋（よくわからない） 対流 or 乱流拡散 の効果 で説明 夜側プラズマシート全体にも寄与するか？ <future work> THEMIS observations of sudden appearance of cold-dense plasma in the nightside plasma sheet on 20090321 or 20090327 IMF北向き時の低エネルギーイオンのエントロピー

課題 対流の効果 乱流拡散の効果 kinetic Alfvén wave による電子加速・イオン加熱の定量的評価 初期解析： 地球向きの一様な流れ場があるとＤの値に関係なく、観測よりも多く輸送してしまう → 対流による輸送に否定的 乱流拡散の効果 背景のプラズマは、一様な流れというより turbulent な状態になっている 初期解析：乱流拡散の大きさ D~ 1.0 x 109 m2/s kinetic Alfvén wave による電子加速・イオン加熱の定量的評価 初期解析：静電ポテンシャルΨ~50~200 eV 　　 ピークのエネルギー程度。1 keVまではいかない 初期解析：テスト粒子計算 Johanson et al., 2001のパラメータで垂直加熱ＯＫ

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