極端紫外分光による 木星内部磁気圏の観測 2009年07月08日 ISAS STP seminar 東大/吉川研/吉岡和夫.

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1 極端紫外分光による 木星内部磁気圏の観測 2009年07月08日 ISAS STP seminar 東大/吉川研/吉岡和夫

2 Chap. 0 : CONTENTS 2 Contents  Introduction 極端紫外光（EUV）を用いた観測 EUVスペクトルを用いた温度・密度パラメタの導出 木星内部磁気圏 -研究の動機-  極端紫外分光器の開発 EXCEED 主鏡 回折格子 検出器  MCP with photocathode  RAE 防護壁 Model spectrums  解析手法 EUVスペクトルを用いた電子温度、密度の導出  今後の課題 パラメタ決定精度の確定 CASSINI探査機のデータの解析 2

3 3 Contents  Introduction 極端紫外光（EUV）を用いた観測 EUVスペクトルを用いた温度・密度パラメタの導出 木星内部磁気圏 -研究の動機-  極端紫外分光器の開発 EXCEED 主鏡 回折格子 検出器  MCP with photocathode  RAE （←本日のメイントピック） 防護壁 Model spectrums  解析手法 EUVスペクトルを用いた電子温度、密度の導出  今後の課題 パラメタ決定精度の確定 CASSINI探査機のデータの解析 Chap. 0 : CONTENTS

4 MCPとRAEを組み合わせたEUV検出器  2次元EUV検出器 MCP MCPの入射面で光を電子に変換し（光 電効果）、10 7 倍程度に増幅する。 RAE 電子雲の落下位置を、RAEで読み取る  SELENE/UPI/TEXでも用いられた 3段MCP （~0.1 pC） 7 bits分解能（128×128 pixels） RAE : 抵抗値1~100 k Ohm 4 MCP + RAE (PHEBUS/BBM) MCP + RAEアッセンブリの模式図 Chap.2 : 飛翔体搭載に向けた極端紫外分光器の開発

5 MCPとRAEを組み合わせたEUV検出器 ~10bitsの分解能を目指す~  RAE  RAE (Resistive Anode Encoder) （セラミック基板+RuO 2 ）でできた、面抵抗体の位置検出素子 1次元の場合（左下図）  とても単純 2次元の場合（右下図）  基本的には1次元と同じ  周辺抵抗値を面抵抗よりも軽くすることで電場を平行に保ち、像のゆがみを抑える 電荷・電圧変換（ Q  V ） ADC Analog to digital converter 14 bits 位置演算（ FPGA ） 1-D RAE 電子雲 (~1 pC, 10 7 ele.) L1L2 Q1Q2 Q = Q1 + Q2 (x,y) 5 L L Chap.2 : 飛翔体搭載に向けた極端紫外分光器の開発

6 面抵抗と線抵抗が同じ値だと電場が乱れ距離に反比例した電荷配分にならない 2次元RAE MCPからの電子雲が作る電場の時間変化 ~線抵抗を小さくする必要性~ 6 Chap.2 : 飛翔体搭載に向けた極端紫外分光器の開発

7 7 RAEの開発のポイント  目標 10 bits (1024 * 1024 pixels)の分解能 SELENE/UPI/TEXは7 bits  考えるべきこと(開発のPoint) 浮遊容量によるパルスの遅延 浮遊容量によるパルスの遅延 RAEと周辺の物質（MCP, 接地面）との間には10 pF程度の浮遊容量が生じる。 電極に到達するパルスに遅延が生じる。 各電極に接続されたチャージアンプが十分に電荷を 積分しない。 演算結果が淵側に集中する。（落下位置と演算結 果が1対1対応しなくなる） 従来の使用方法では無視できるレベルだったが、10 bits分解能を達成するためには注意が必要。 浮遊容量小浮遊容量大 RAE の模擬回路（ 1 次元） 電極に到達する電荷量の時間変化 （シミュレーション結果）抵抗値、浮遊容量が大きいほど遅延が顕著になる 7

8 Chap.2 : 飛翔体搭載に向けた極端紫外分光器の開発 8 RAE 抵抗値と浮遊容量 1  浮遊容量 セラミック基板を薄くする → 1mm (minimum)  抵抗値 塗布する抵抗体物質（RuO 2 ）の量を増やすことで、抵抗値を小さくする。 RAEの抵抗値 500 k100 k50 k10 k5 k1 k 浮遊容量 の合計値 10 pF18.13.611.790.420.180.04 3 pF6.931.380.700.100.070.02 各抵抗値、浮遊容量において電極に到達する電荷量の時間変化 総電荷が極に到達するまでにかかる時間 [μs] 抵抗値は小さければ小さいほどよい・・・？ 浮遊容量を 10pF と仮定すると、一般的に飛翔体搭載に用いられるチャージアンプ（ Amptek/A225 ） の放電時定数（ 2.4 us ）よりも十分速いパルスを生成するためには 10 k Ohm が上限となる。 8

9 Chap.2 : 飛翔体搭載に向けた極端紫外分光器の開発 9 RAE 抵抗値と浮遊容量 2  抵抗値の下限 –チャージアンプ入力インピーダンスの測定- すべての入力周波数において100 Ohm以上 RAEの抵抗値が大きいほど、チャージアンプの入力インピーダンスの影響（オフセット効果）が小さ くなる。 A225Fの入力インピーダンス周波数特性 RAEの抵抗値が10 k Ohmのとき、入力パル ス幅が約0.5 usになるため、入力インピーダン スは200 – 300 Ohmと最小になる。 このとき、RAEの抵抗値と入力インピーダンスの 比も最大になる。 基板厚さ 1mm, 面抵抗値 10 k Ohm が最適と結論 ( 現在試作品製造中 ) 9

10 Chap. 0 : CONTENTS 10 Contents  Introduction 極端紫外光（EUV）を用いた観測 EUVスペクトルを用いた温度・密度パラメタの導出 木星内部磁気圏 -研究の動機-  極端紫外分光器の開発 EXCEED 主鏡 回折格子 検出器  MCP with photocathode  RAE 防護壁 Model spectrums  解析手法 EUVスペクトルを用いた電子温度、密度の導出  今後の課題 パラメタ決定精度の確定 CASSINI探査機のデータの解析 10

11 11 極端紫外光（EUV）を用いた観測  EUV (Extreme Ultraviolet) 30 – 150 nm (8 – 40 eV)（人によってはFUVともいう？） 希ガスを含め、様々な原子やイオンの輝線のうち、発光効率の高いものが 多く存在する HeII 30.4, NeI 73.4, SIII 68.0 nm, HI 121.6 nm, etc. 太陽光共鳴散乱、電荷交換等、電子衝突 地球大気に吸収されるため、宇宙空間からの観測が必須。  過去のEUVによる惑星観測の例（の一部） Voyager 1（探査機）, 1977, フライバイ観測により水星・金星大気 中に含まれるHe, H, Oを定量 EUVE（天文衛星）, 1992, 地球周回から火星大気中に含まれる HeIを定量 Planet-B, 1998, 火星に向けた航行の途中で地球のプラズマ圏 (HeII)を撮像 Cassini, 2004, フライバイ観測により木星近傍のプラズマ圏(HeII)を分 光撮像 SELENE/KAGUYA, 2007~, 月周回から地球のプラズマ圏(HeII, OII)を撮像 これまでEUVは惑星大気及びプラズマの定量、撮像の手段として用いられてきた。 Chap. 1 : INTRODUCTION

12 12  EUVスペクトルから電子温度・密度を求める 電子衝突による輝線強度は 原子の密度 背景電子の温度 背景電子の密度 に依存する。 原子、イオンが複数の波長の輝線を発する。 観測で得るスペクトルから、フィッティングによりプ ラズマのパラメタを導出できる。 EUVによる温度・密度導出 例： 2価硫黄が放出する4種類の輝線の、 背景電子温度と強度の関係 この手法を用いて木星内部磁気圏の電子温度・密度を導出する。 Chap. 1 : INTRODUCTION

13 13 木星 ~ターゲットとしている物理~ 木星地球 赤道半径71500 km6400 km 自転周期9h55min24 h 磁力線密度*420,000 nT31,000 nT プラズマ供給イオ [1 ton/s] なし 太陽からの距離5.1 AU**1 AU 木星内部磁気圏は閉じた状態（回転系）であると考えられてきた。 * 双極子磁場＠赤道面 ** 1 AU = 1.5E+8 km ~ 2000 RJ 木星は地球と比べて、大きい・早い・プラズマ供給源がある。 さらに太陽からも離れている Chap. 1 : INTRODUCTION

14 14 木星内部磁気圏と衛星イオ  木星内部磁気圏 木星の磁気圏のうち内側10RJ程度までの共回転領域を内部磁気圏と呼ぶ  衛星イオとイオプラズマトーラス 5.9RJ付近を周回する衛星イオの活火山から中性硫黄、酸素および硫黄酸化物が放出されている 放出された中性粒子は背景電子とのクーロン衝突と電荷交換反応によりイオン化し、相対速度58.2 km/sで回転する木星磁場に捉えられる（ピックアップエネルギーを得る） イオンの温度は～100 eV（観測値） イオンは電子との衝突によりエネルギーを失う。 イオトーラス内の電子は～5 eV（観測値） 何らかの加速機構により加熱された高温電子（～100 eV）も存在する 何らかの加速機構により加熱された高温電子（～100 eV）も存在する イオンと電子の衝突励起に伴う発光および動径方向の拡散、高速中性粒子の拡散過程によりエネルギー が失われる Neutrals (Pick up) Ions (S+, O+, etc.) Core electrons UV radiation Transport Fast neutral 内部磁気圏 エネルギー供給 エネルギー放出 Hot electrons エネルギー供給 ??? Chap. 1 : INTRODUCTION

15 15 これまでの衛星観測  これまでの衛星観測（の一部） Voyager 1, 2 粒子観測機、紫外線分光器 GALILEO 電波観測機、粒子観測機 CASSINI 電波観測機、紫外線分光器 IUE, HUT, HST 紫外線  問題点 その場観測 空間変化把握困難 低温（~eV）電子温度測定困難 断片的観測 時間変化把握困難 宇宙望遠鏡 検出効率が低い 観測割り当て時間が短い（天文がメイン） CASSINI/UVISによる観測 EUVスペクトルから求めた電子温 度、密度の分布（Steffl et al., 2004） CASSINIによる観測はこの1例の み Voyager 探査機の粒子観測機によって得られた電子温度、密 度の動径分布 （Sitteler and Strobel, 1987） 数eVの電子温度分布および数100 – 1000 eVの高温電子の存在を示唆。ただし1パスのみ。 ☆より長期的、断続的な分光撮像観測が必要。 Voyager 1 の軌道 Chap. 1 : INTRODUCTION

16 Chap. 0 : CONTENTS 16 Contents  Introduction 極端紫外光（EUV）を用いた観測 EUVスペクトルを用いた温度・密度パラメタの導出 木星内部磁気圏 -研究の動機-  極端紫外分光器の開発 EXCEED 主鏡 回折格子 検出器  MCP with photocathode  RAE 防護壁 Model spectrums  解析手法 EUVスペクトルを用いた電子温度、密度の導出  今後の課題 パラメタ決定精度の確定 CASSINI探査機のデータから・・・ 16

17 17 地球周回小型衛星からのEUV観測  地球周回の小型衛星 –EXCEED- 2012年打ち上げの小型衛星シリーズ1号機 1年以上の観測期間 高波長分解能分光撮像 0.3 nm FWHM, 10 arcsec.  EXCEEDの構成 主鏡 回折格子 検出器 防護壁 開発要素対応する部位目標値 検出効率主鏡・回折格子・検出器（MCP） 波長分解能主鏡・回折格子・検出器（RAE）0.3 nm FWHM 空間分解能主鏡・回折格子・検出器（RAE）10 – 30 秒角 SN比外壁重量との兼ね合い・・ Chap. 2 : 飛翔体搭載に向けたEUV観測機の開発 ① ② ③ ④ ⑤

18 18 ① 主鏡 ~反射率向上に向けて~  光学設計を制約する（相反する） 2つの要求 受光面積を大きく 収差を小さく(60 um以下) 直径20cm, 入射角5.4度, F値8が最適と結論 直径20cm, 入射角5.4度, F値8が最適と結論 収差を抑える条件からF/8、軸外し角5.4度が決まる。 上記の条件で、現実的な衛星の大きさを考えると、自ずと主鏡直径が制約される。 （本日は光学設計に関しては触れず、結論のみ掲載） Pt, Sic, Si  高反射率が期待できる材質の候補として、Pt, Sic, Siを検討した。 過去の衛星計画で用いられてきた一般的な材料 広い波長帯を観測するEXCEEDにとって多層膜は不向きなので評価対象から外した Pt 02% @30.4 nm 22% @58.4 nm 15% @83.4 nmSi ---% @30.4 nm 02% @58.4 nm 15% @83.4 nmSiC 00% @30.4 nm 13% @58.4 nm 30% @83.4 nm

19 19 CVD-SiCの反射率  上記3種類のサンプルでは不満・・・  CVD-SiCを新たに検討 CVD 材料物質(SiO2, H2, CH4, etc.）の封入環境下で基盤を熱することで化学反応エ ネルギーを与え、基板上に選択的にSiCを蒸着する。（→高純度なSiC） これまで斜入射光学系に主に用いられてきた。 面粗さを0.5 nm以下に抑えることで直入射光学系に対応可能にする。 どこにお金と時間をかけるか？というところ・・・ 面粗さと反射率の関係 □ 短波長ほど致命的 □ 直入射ほど致命的 CVD-SiC サンプル

20 20 CVD-SiCの反射率測定 直達光強度と反射光強度を比べる 他の材質よりも2倍以上の高反射率を達成 CVD-SiCを用いれば直入射でも30 – 50%の反射率を得られる

21 21 ② 回折格子  回折格子に求める性能 空間分解能、波長分解能をそれぞれ 10 arcsec, 0.3 nm FWHM に抑える +1 次光の回折効率が 60 – 145 nm の波長範囲において一様に高い 他の次数の光及び散乱成分が少ない  これらを満たす最適な回折格子として ホログラフィック製法によって作るラミナー型トロイダル回折格子が最適である 光の干渉を利用して感光体を除去し、イオンスパッタにより溝を作る。機械を用いた掘削 に比べて迷光成分が少ない 最適な溝深さを選べば、 +1 次光の回折光強度が最大になる さまざまな溝深さにおける正弦波型回折格子とラミナー型回 折格子の +1 次光回折効率 ○ 理論式からできること・・・ 最適な形状の決定 最適な線密度の決定 ← 波長分散 ← 検出器の大き さ及び分解能 最適な線深さの決定 ○ 実測が必要なこと・・・ CVD-SiC 基板へのホログラフィック手法での溝作成は世界 でも過去に例がない。 → 実際にどの程度の回折効率が 得られるか、どの溝深さが最適か、はわからない。 サンプルを用いた回折効率の実測が必須 ☆ 主鏡用のサンプルに溝を作った。

22 22 CVD-SiC回折格子評価  +1次光回折効率 溝深さ8, 15, 20, 22, 26, 39 nmのサンプルを用いて+1次光回折効率を測定 溝深さ 22 nm が最適という結論を得た。 絶対値が理論値よりも低い → 完全に垂直なラミナー型になっていないことが原因

23 Chap.2 : 飛翔体搭載に向けた極端紫外分光器の開発 23 ③ MCP (Micro channel plate)  MCP －微小な電子増倍管の集合－ 直径10um程の鉛ガラス製の電子増 倍管を数百万本束ねて輪切りにした 構造。 管の内壁との衝突を繰り返して電子を 増倍する。 増倍の効率化のために、管に一定の 俯角（バイアス角）をつける。 一本一本が独立した増倍管なので、 全体として2次元の像を得られる。 入射面に光電物質を蒸着すれば、量 子効率が向上するはずである。 極端紫外光は適当な窓材がないため 、真空管内でなく入射面上に直接蒸 着しなくてはならない。 最適な蒸着条件や、保管・取り扱い 方法は確立されていない。 23

24 実験結果（CsI） 光電物質を蒸着していない領域とCsI, KBrを蒸着 した領域における量子効率の比をとった。このときの入 射角は13度である。 30-84 nm105-135 nm CsI / Bare1.5 - 25 - 80 30~84 nm105~135 nm 入射角依存性を考慮し、チャンネルの俯角を20度とすれば、1.5倍から数10倍の量子効率が達成できる。 光電物質の光学定数を用いて 2 次電子再放出確率の入 射角依存性を計算した。（実線） さらに、実験により確認した。 その結果、長波長側では特に効果が大きいことがわかった。 24

25 25 EXCEED全体としての検出効率  各部位（主鏡・回折格子・検出器）の効率を掛け合わせる CASSINI/UVISの有効面積 Esposito et al., 1996 EXCEEDの有効面積 EXCEEDの検出効率（赤線） CASSINI/UVISに比べて300倍の有効面積（約3倍の検出効率）を達成

26 Chap. 0 : CONTENTS 26 Contents  Introduction 極端紫外光（EUV）を用いた観測 EUVスペクトルを用いた温度・密度パラメタの導出 木星内部磁気圏 -研究の動機-  極端紫外分光器の開発 EXCEED 主鏡 回折格子 検出器  MCP with photocathode  RAE 防護壁 Model spectrums  解析手法 EUVスペクトルを用いた電子温度、密度の導出  今後の課題 パラメタ決定精度の確定 CASSINI探査機のデータの解析 26

27 27 EXCEEDによる木星磁気圏観測  過去の観測で得た情報（電子密度・温度・イオン組成）を元にEXCEEDで 得られるスペクトルを予想 イオンと電子が衝突することによる発光を電子の温度、密度、およびイオンの密度を 入力パラメタとして計算。 輝線波長、発光効率の情報： CHIANTIデータベース 例：木星から6.3倍木星半径の位置でのスペクトル 積分時間：1時間 視野角：30” * 30” 電子密度・温度 イオン組成を仮定 電子密度・温度 イオン組成を仮定 平衡状態を仮定して各イオン からの輝線発光量を計算 EXCEED の観測視野と波長 毎の検出効率、および装置 関数を定義して取得するスペ クトルを作成

28 28 発光量の導出方法 電子密度・温度、イオン組成を仮定 SII, SIII, OII, etc. 電子密度・温度、イオン組成を仮定 SII, SIII, OII, etc. アインシュタイン係数 Aij （輝線発光確 率）を用いて各波長ごとの単位体積 当たりの輝線発光量を算出 視線方向に一様に分布する仮定から、 1 cm 2 当たりの発光量を求める イオン - 電子間クーロン衝突および輝線 発光によりイオンのエネルギー順位が遷 移する。 各エネルギー準位間で交換平衡状態 を仮定（平衡方程式よりエネルギー準 位毎の存在確率 ”Nj” が求まり輝線強 度を導出可能。） イオン - 電子間クーロン衝突および輝線 発光によりイオンのエネルギー順位が遷 移する。 各エネルギー準位間で交換平衡状態 を仮定（平衡方程式よりエネルギー準 位毎の存在確率 ”Nj” が求まり輝線強 度を導出可能。） ある波長における 輝線強度

29 29 EXCEEDによる木星磁気圏観測（1時間露光）  代表的な輝線の強度比から電子温度を特定 電子温度に敏感な輝線と鈍感な輝線を比べる SIII680A SIII700A SIII1191A ΔT E = 0.5 eV, Δt = 1 hを達成

30 30 EXCEEDによる木星磁気圏観測（1時間露光）  同一イオンの代表的な輝線の強度比で高温電子存在率を特定 SIII680A SIII700A SIII1191A T C = 5 eV T H = 100 eV Δf H = 1 %, Δt = 1 hを達成

31 31 EXCEEDによる木星磁気圏観測（まとめ）  目標とする物理 木星内部磁気圏に存在する高温電子の流入現象  アプローチ 地球周回衛星からの極端紫外分光撮像  解析方法 スペクトルから電子温度、密度、イオン組成を同定  得られる結果 動径方向の電子温度分布の時間変化から、高温電子の流入経路を同定する。 尾部リコネクション領域（~100RJ）から内部磁気圏まで10~100時間 1時間分解能でスナップショットを撮れば、輸送過程を捉えられる。 T E, T H, F H, etc.

32 課題  試作品の性能評価 RAE Photocathode  EXCEEDの観測による物理パラメタの決定精度を明確にする。 複数のパラメタ（電子温度・高温電子存在率・高温電子温度・各種イオン 密度）を含む逆問題 S/Nの評価  Cassiniの取得情報を用いて同様の解析を試みる。 オーロラの発光強度との関係 高温電子温度の存在確率 32

33 33 おわり

34 34 以下、補足資料

35 35 飛翔体を用いた過去の木星観測例 探査機もしくは観測機名略称打ち上げ時期観測時期ORBIT光学観測機器 波長領域 [Å] 粒子観測成果備考 Pioneer 10P101972年3月1973年Flyby 1.8 RJ Pioneer 11P111973年4月1974年Flyby 0.5 RJ Voyger 2V21977年8月1979年7月Flyby Voyger 1V11977年9月1979年3月FlybyEUV600 - 1700 木星オーロラの 発見 International Ultraviolet ExplorerIUE1978年1月 1978 - 1996年 GSO （~30000 km) UV 1150 - 1980 1800 - 3200 Einstein spacecraftHEAO-21978年12月 1978 - 1981年 Earth 500 kmX-ray2 - 50 初の木星Ｘ線 観測 GalileoGLL1989年10月 1995 - 2000年 木星周回UVS, VIS PWS, PLS Hubble Space TelescopeHST1990年4月1990年 -Earth ??? KmSTIS, UV ROSATRST1990年6月 1991, 1992年 Earth 580 kmX-ray UlysesesULS1990年10月1992年Flyby 木星磁気圏界 面観測 Hopkins Ultraviolet TelescopeHUT11990年12月 Space shuttle Columbia EUV, FUV 912 - 1850 415 - 912(2nd) 木星&イオAstro-1 EUVE 1992年6月 1992 - ?? 年 Earth ~350 km Hopkins Ultraviolet TelescopeHUT21995年5月 Space Shuttle Endeavour FUV820 - 1840 木星オーロラAstro-2 CASSINICAS1997年10月 2000-2001 年 Flyby 5RJEUV, FUV 584 - 1120 1100 - 1750 ? EXCEED 2013年夏 2013-2014 年 Earth 1000 km EUV584 - 1412

36 最適な抵抗値（比）の設定  辺に曲率を持たせる 線抵抗値と面抵抗値にある関係性を持たせることで、平行な電場を作る。 面抵抗 r [Ω] 線抵抗 R [Ω/mm] 半径 a [mm] 2つの経路の電位差が等しくなる条件・・・ Δθ a I [A/mm] A B 36

37 37 静電容量の測定  ブリッジ回路を作成 既知の抵抗（2つ）とコンデンサ（1つ）を用いる。 ファンクションジェネレータから正弦波を送る。 コンデンサと抵抗の間の電位差を測る。（イヤホンで・・・） C : C_MCP = R1 : R2となれば電位差は0になる。（音が聞こえなくなる）

38 38 入力インピーダンスの測定  測定対象のエレキの入力側に1pFのコンデンサを直列に接続する。  ファンクションジェネレータから正弦波を入れる。  1pFのコンデンサのインピーダンスを計算で求める。  エレキへの入力振幅を測り、1pFコンデンサにかかる振幅との比からエレキのイ ンピーダンスを求める。 F.G. 被測定エレキ 1 pF V, f V1 V2

39 39 以下、木星オーロラに関するメモ

40 40 – CVD-SiC coated mirror and grating -  極端紫外光実験 面粗さ0.3~0.5 nmのサンプル 反射率測定＠入射角10.4 degree. 回折効率（+1次光）測定 4通りの溝深さを試す。 （計算だけではわからない 製造過程の交差も含めて 評価するため）

41 41 木星のオーロラ －光っているのはイオトーラスだけじゃない－  1979年にVoyager 1/UVSによる 観測で発見  HSTのUVカメラで高空間分解能観 測。双極子磁場モデルを仮定してフッ トプリントを15RJ付近と推定。 （Clarke et al., 1998）  オーロラ発光のエネルギー源として磁気 圏電子は十分か？ オーロラ発光から見積もる放射エネル ギーと中間磁気圏での電子エネル ギーの比較（Bhattacharya and Thorne 2001）（次項） 15 RJ

42 42 木星オーロラ発光の起源  ピッチ角分布 10RJまではオーロラ発光に寄与できない 15 – 30 RJあたりのピッチ角分布はオーロラ発光に最適 Loss cone内の電子エネルギーを足すと、2 erg/cm2/secのフラックスに相当（18.4RJ）  振込み電子の分布 フラックスを動径方向に積分すると、40 – 100 erg/cm2/secとなり、オーロラ発光（~ 100 erg/cm2/sec）と同等になる 木星からの距離とピッチ角分布 （15 ~ 29 keV） 18.4RJにおける電子エネルギー分布 エネルギーフラックス動径方向のプロファイル ロスコーン内外を区別

43 43 木星磁気圏と太陽風  Control of Jupiter’s radio emission and aurorae by the solar wind, D.A. Gurnett et al., 2002, Nature 2000年にCASSINI探査機が木星をフライバイした際に、当時周回軌道にいたGalileo 衛星と同時観測することにより、太陽風と木星磁気圏（オーロラ）との応答を観測的に 確認した。 –CASSINI: RPWS, MAG, CAPS, UVIS –GALILEO: PWS

44 44 木星からの電波放射  CASSINI探査機がとらえた木星磁気 圏からの電波放射 0.5 – 5.6 MHzの放射 フットプリントが内部磁気圏領域 イオ起源の”特徴のある”放射と区別  電波放射強度を時系列に。 CASSINIとGALILEOが同時観測。 0.5 – 5.6 MHzの電波放射を1木 星日（9h55m）で平均化 3つの特徴的なイベントを確認 そのうち前者2つはGALILEO搭載の 磁力計で検出したショックイベントと同 期していた。 残りの1つは、同期せず。GALILEO が磁気圏内部に入っていたためか。

45 45 1つ目のイベントについて  CASSINI/MAG 太陽風磁場強度 ショックを明確に検出！  CASSINI/CAPS 太陽風イオン密度 ショック下流の高密度イオンを検出！  GALILEO: PWS 電波放射強度（1時間平均値） CASSINIから約16時間遅れてガリレオ 探査機にもショックが到達！！ 伝播速度721 km/s  ショックとして典型的な速度らしい  CASSINI/UVIS オーロラの極端紫外（110.8 – 113.1）発光強度 電波放射強度と同期！！

46 46 2つ目のイベントについて  イベントB近傍の GALILEO/PWSのデータ Trapped continuum radiation “fp”の有無で磁気圏 内 or 外を判断 ショック到達時は磁気圏の内側に いたことがわかる その13時間後に磁気圏が収縮し てGALILEOより内側に界面が移 動した 伝播速度528 km/s  Low-mach-numberのショック に典型的な値らしい Interplanetary shock が木星 磁気圏を圧縮していることが明 確！！

47 47 解釈  太陽風が木星磁気圏に到達  木星磁気圏が圧縮される  沿磁力線電流が卓越し、極域のオーロラを光らせる。 木星磁気圏が外部からの影響をもろに受けていることがはっきりした。

48 48 惑星間空間磁場と木星磁気圏 磁気圏にショックが到達してからオーロラが光るまで Dungey cycle  磁気圏界面に到達したIMFと木星 磁場が再結合し、開いた磁力線を 作る。  磁気圏尾部で再び結合する  熱くなったプラズマが木星側に移動 する  磁気の昼面側も高エネルギープラズ マで満たされる □ Galileo衛星の観測から、尾部の厚さは150~200RJ (Joy et al., 2002) □ リコネクションポイントは1500RJ付近（リコネクション率を10%と仮定） □ リコネクションポイントから木星まで1000時間近くかかる （Kivelson and Southwood 2005, JGR）

49 49 惑星間空間磁場と木星磁気圏 この過程ならばショック到達から10時間程度で極域に到達する McComas and Baganel., 2007 –何かの拍子で北向きIMFが到達→OPEN MAGNETIC FLUXを作る –また何かの拍子でIMFが南向きになり、CLOSED FLUXになる –つまり、尾部ではなく昼側磁気圏界面10RJあたりで2回目のリコネクションがお きる

50 50 おまけ UVIS観測でこんなことも オーロラ発光領域の中間圏大気の拡散係数が、 他の場所よりも大きいことを示した。つまり、木星 でも オーロラ帯＝エネルギーの流入帯 であることを確認した Parkinson et al., 2006 エネルギー流入が大きいと拡散係数は大きい → 普通は沈んでいるHeが上層に出てきてHの吸収を逃 れて58.4 nmの共鳴散乱光を発する。

51 51 まとめ  木星磁気圏は地球と比べて 大きい 回転が速い（磁場が強い） 内部にプラズマ供給源がある なので、自己完結型の磁気圏だと思われていた。が・・・  イオトーラスからの中性粒子の供給&ピックアップ過程のみですべてのエネルギー がまかなえると思われていたが、矛盾が生じることがわかってきた。（1980年代 －1990年代）  CASSINIとGALILEOの観測により、木星磁気圏が太陽風磁場からの影響 も受けていることがわかった。（2000年代） EXCEEDによる分光撮像 内部エネルギー供給の指標となるイオトーラスと外部からのエネルギー供給の 指標となるオーロラ発光を同時に捉えることができる。

52 52 以下、NCTシミュレーションに関するメモ

53 53 木星の磁気圏  強い固有磁場を持ち、太陽風と磁気圏 プラズマの明確な境界領域が存在する （~ 70 RJ）  地球や水星の磁気圏は、プラズマ粒子 やエネルギーの大半が太陽風由来なのに 対し、木星は惑星自体、もしくはその衛 星がその起源を担う  木星の磁気圏を3つに分けると以下のよ うになる 内部磁気圏（< 10 RJ） 中間磁気圏（10 – 40 RJ） 外部磁気圏（> 40 RJ） Khurana et al., 2003

54 54  内部磁気圏 プラズマ粒子が磁場と共回転 Plasma β<<1。（磁場が卓越） イオから供給される硫黄や酸素がイオン化したものが主成分。（供給率~1 ton/sec） 太陽風からの供給もあるが、磁気圏界面を越えて内部磁気圏にまで到達する粒 子はイオ起源の1%にも満たないと考えられている （Hill et al., 1983）  中間磁気圏 共回転が乱れている 高温（10 keV以上）なプラズマが存在するが、起源は不明 木星オーロラを光らせる起源と考えられている  外部磁気圏 惑星磁場の影響よりも方位各方向のプラズマ速度のほうが数倍大きい 45 – 100 RJにショック面がある 夜面側の構造は土星の軌道領域にまで及ぶという観測結果がある 木星の磁気圏

55 55 内部磁気圏とイオトーラス  イオトーラス 衛星イオ（~5.9 RJ）の活火山から中性の硫黄・酸素が放出されてい る 背景電子とのクーロン衝突と電荷交換反応によりイオン化し、木星磁場に 捉えられる（ピックアップ） イオンの温度は大体100 eV（観測値） イオンは電子との衝突により冷める。イオトーラス内の電子は大体5 eV程度（観測値） 電子からはイオンとの衝突励起に伴う発光および動径方向の拡散でエネ ルギーが失われる イオンが中性になったときに動径方向に散逸するという消失過程もある。 （Fast neutral: 400 RJでの観測例あり Mendillo et al., 1990）  Energy crisis ピックアップで得られるエネルギーが発光エネルギーを下回っている・・・。→ 高温電子の存在を示唆 （→ Vayager1のPWSが検出）

56 56 内部磁気圏のエネルギー収支 Neutrals (Pick up) Ions (S+, O+, etc.) Core electrons UV radiation Transport Fast neutral ← Pick up過程に より得られるエネル ギー ←イオと木星磁場の自転との相対速度 内部磁気圏 エネルギー供給 エネルギー放出  Shemansky 1988, Delamere and Bagenal 2003 の０次元モデル 中性粒子の供給率・非熱的電子温度・非熱電子量・動径拡散時定数をパラメタ として平衡解を求める 各イオン種および電子間でのエネルギーの授受および系（内部磁気圏）の内外で のエネルギーの収支を計算 観測情報と原子情報（CHIANTI）の更新に伴い、ピックアップエネルギーだけでは観 測された放出エネルギーを説明できないことが示唆された。 Shemansky et al., 1988, Delamere and Bagenal 2003

57 57 方程式 ある構成要素（S, S+, S++, S++, O, O+, ele.）のエネルギーの増加 エネルギーの放出 電子温度の変化 温度（エネルギー）の変化

58 58 物理過程 Energy source and loss Electron impact ionization: Voronov 1997 の経験式 Recombination: Michael and shull 1982の経験式 Charge exchange reaction： Smith and Strobel 1985の実験値を用いる 例：Te=5 eV, Ts=100 eV, Ns=500, Ne=2000  1 eV/s/cm^3

59 59 物理過程 Electron temperature Coulomb collisionRadiationTransport Coulomb interaction： クーロン衝突周波数 例：Ns=500 /cm^3, Ts=100 eV, Ne=2000, Te=5 eV  0.05 [eV/cm^3/sec]

60 60 Coulomb collisionRadiationTransport Radiative rate coefficient： 温度と密度を指定して放射係数を決定する （温度と密度を指定して、 CHIANTI データ ベースから特定イオンの特定遷移の放射強度を 得る → すべての遷移における放射強度を積 分する） 例：Ns=500 /cm^3, Ne=1000, Te=5 eV  0.5 [eV/cm^3/sec] 物理過程 Electron temperature 特的の輝線のみに着目することも可能

61 61 入力するパラメータ  Neutral source rate  O/S ratio  Hot electron fraction  Hot electron temperature  Transport time 観測で得られた値 （Voyager1, 2 and Cassini） Voyager 1nene S + /n e S ++ /n e S +++ /n e O + /n e O ++ /n e TiTi Voyager 2nene S + /n e S ++ /n e S +++ /n e O + /n e O ++ /n e Cassininene S + /n e S ++ /n e S +++ /n e O + /n e O ++ /n e P UV 観測値に合うような最適パラメタを決定する

62 62 実行例 密度の平衡解 S, S+, S++, S+++, O, O+, O++の密度の平衡解を得る 観測値に最もよく合う平衡解を与えるようなパラメタを捜す

63 63 Voyger1, Voyager2, Cassini による観測の結果に最適なパラメタ Voyager 1Voyager 2Cassini Neutral source (10 -4 cm -3 s -1 )10307 O/S ratio4.0 1.7 Hot electron fraction (%)0.230.120.3 Hot electron temperature (eV)600 40 Transport time (days)502350 観測により最適なパラメタは異なる・・・

64 64 最適パラメタから同定するエネルギー収支 Voyager 1 Voyager 2 Cassini Energy flow (10 -4 eV cm -3 s -1 )0.411.120.66 S ionization121614 S charge exchange15138 O ionization793 O charge exchange485115 Hot electron thermal coupling181160 Fast neutrals20405 Transport10186 UV radiation704289 Neutrals (Pick up) Hot electrons UV radiation Transport Fast neutral Ions (S+, O+, etc.) Core electrons 内部磁気圏

65 65 EXCEED  長期間観測（1～2年）  電子温度・イオン組成  紫外線の総放射量  動径方向の分布 160 cm

66 66 まとめ  木星の内部磁気圏のエネルギー収支を、過去の観測結果に即してモデル計算すると、 非熱的電子の存在が示唆さる。非熱電子（出所？）からの寄与が全流入エネル ギーの６０％も占める可能性がある  これまで行われた内部磁気圏の観測（Voyager1, Voyager2, Cassini）の結果 に最もよくあうパラメタにはばらつきがある  地球周回の小型衛星EXCEEDは 長期的に極端紫外分光観測を行い、 硫黄や酸素イオンの組成比や電子温度の動径方向の分布を求める 紫外線領域での総放射量の時間変化を求める

67 67 実行例 エネルギーのやりとり 系全体へのエネルギー流入： Hot electron からの寄与が総エネルギーの 60%を占める 系全体からのエネルギー放出： UV放射によるエネルギー損失が90%を占め る エネルギー収支の平衡解を得る

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