SELENE衛星搭載UPI-TEX撮像観測による散逸酸素イオンと太陽風 および地磁気変動との関連性

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1 SELENE衛星搭載UPI-TEX撮像観測による散逸酸素イオンと太陽風 および地磁気変動との関連性
中村研　M２　麻生直希

2 O+散逸 1960年代 圧力勾配によって質量の小さいH+、He+は散逸するが質量の大きいO+は重力を振り切れず散逸しない [Banks and Holzer, 1968] 観測 大量の散逸O+を観測（地磁気活動度が高い時はH+を上回る散逸量）[Abe et al., 1993a,1993b] 極域だけに限らずオーロラ帯やカスプ領域でもO+散逸を観測 [Collin et al., 1984, Lookwood et al., 1985] 地磁気活動度が高いとき、リングカレントやプラズマシートでO+存在比が増大　[Hamilton et al., 1988; Nose et al., 2001] 磁気圏尾部で冷たいO+ビームを観測[Seki et al., 1998] 惑星大気、磁気圏へのプラズマ供給、宇宙天気にとって重要な問題 NASA/ESA 2

3 O+散逸のエネルギーによる分類 Thermal Ion Outflow Suprathermal Ion Outflow
Polar Wind Auroral Bulk Upflow （数eV） Suprathermal Ion Outflow Ion Beam Ion Conics Upwelling Ion 　　　（~ eV）

4 太陽風との相関 低緯度ほどO+密度増大 O+密度と太陽風動圧、VBとの相関が高い
Elliott et al., 2001 Polar/TIDE 1996年(太陽活動度極小期） 磁気緯度70度以上、高度　5.5 – 8.9 RE 450 eV以下のH+、O+のEnergy flux 太陽風電場の大きさとO+密度の相関 　低緯度ほどO+密度増大 　O+密度と太陽風動圧、VBとの相関が高い Giles [1993]: Cusp領域のO+密度と　太陽風動圧の相関が高い Cusp起源のO+が支配的であると結論 [Elliott et al., 2001]

5 動圧 O+散逸量と最も相関がよい IMAGE衛星搭載LENA 低エネルギー（数eV－150eV）のENAを撮像
[Fuselier et al., 2001] 動圧 O+散逸量と最も相関がよい POLAR [Moore et al., 1999, Elliot et al., 2001] IMAGE [Fuselier et al., 2001] IMAGE衛星搭載LENA 低エネルギー（数eV－150eV）のENAを撮像 太陽風密度（動圧）の変動に対して、瞬時に電離圏起源ENAも変動　　　（電離圏が数分で対応）

6 対流電場 対流電場の増加に伴って cusp起源O+が夜側へ拡大 cusp O+ 2D simulation O+ parallel flux
Kp<1 Kp=1+ 対流電場　弱 2-<Kp<2+ 3-<Kp<3+ 4-<Kp<4+ Kp>5- DE1のO+観測領域 対流電場　強 [Lockwood et al, 1985] [Horwitz & Lockwood, 1985]

7 問題提起 欠点 撮像観測を行えば、大局的にO+散逸を観測できる 太陽風動圧や太陽風電場は本当にO+散逸に寄与するのか？ 直接観測
欠点　 　直接観測　 　ある時刻において1点での情報 　　 しか得られない 　ENA撮像観測　　 　　ピッチ角に依存してしまう 撮像観測を行えば、大局的にO+散逸を観測できる 太陽風動圧や太陽風電場は本当にO+散逸に寄与するのか？

8 本研究 利点 目的： O+散逸発生のタイミングおよびメカニズムの解明 何がO+散逸を引き起こすのか？
　　　　　　 太陽風，地磁気活動度の時間変化と比較 観測機器:　SELENE搭載UPI-TEX 観測対象：　地球近傍のO+、He+の共鳴散乱光 ( 83.4nm,30.4nm ) 利点 　広範囲（3-5 RE）の画像を2時間おきに取得できる　 　場を乱さない　→　熱的粒子が観測可能 　ピッチ角の制限がない 　赤道域からの観測　

9 UPI-TEX 仕様 口径： D120mm f168mm 検出器： 2次元位置検出用RAE付MCP 反射鏡： Mo/Si 20層コート
フィルター：　2分割　Al 150nm/C 27nm + In 300nm 観測波長：　30.4nm(Hell) nm(Oll) 視野角：　10°×10°角度分解能　0.08°(128×128 pixels) 　　月軌道より地球周辺を観測する場合，0.08Reの空間分解能に相当 感度：　~0.1 cps/R/pixel ~0.01 cps/R/pixel カウンター容量：　10bit/pixel Data rate：　3kbps　1分に1枚の画像を取得

10 解析 使用データ ◆ 期間 ： 2008/5/26 ~ 5/31 （6日間） ◆ 衛星の位置： LT05 ~ LT09
◆　期間 　：　　2008/5/26 ~ 5/31 （6日間） ◆　衛星の位置：　　LT05 ~ LT09 ◆　積分時間　 ： ～30分　（１パス分） ◆　時間分解能：　　2時間　　（衛星の公転周期） 5/26 Oll 83.4nm Moon N 5/31 night day S N Sun Earth Hell 30.4nm UPI-TEX image

11 ジオコロナの影響 104 0.05 50 2.5 1 2×10-8 2×10-4 4×10-3 DE1によるLy-aの観測
地球をとりまく水素原子の共鳴散乱光 UPI-TEX画像に混入 [ Rairden et al,1986] 発光量[R] 感度[cps/R/pixel] カウント比[cps/pixel] Ly-a (121.6nm) 104 2×10-8 0.05 Ly-b (102.5nm) 50 2×10-4 2.5 O+ （83.4nm） 1 4×10-3

12 水素原子球対称分布モデルよりLy-bの輝度値を計算
[ Rairden et al.,1986] ジオコロナの除去 水素原子球対称分布モデルよりLy-bの輝度値を計算 解析で使用 [R] [R] Ly-b intensity 10 50 8 40 6 30 4 20 2 10 除去前 除去後

13 結果 6日間の平均輝度値時系列 平均輝度値 [R/pix] Universal Time 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30
00:00:00 00:00:00 00:00:00 00:00:00 00:00:00 00:00:00 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30 5/31 Universal Time

14 1日変動 視線と磁極のなす角と逆相関 ⇒ 地球の自転の伴う磁極の歳差運動が原因 平均輝度値 VS 積分面積（ピクセル数）
　⇒　地球の自転の伴う磁極の歳差運動が原因 平均輝度値 VS 積分面積（ピクセル数） 平均輝度値　[R/pix] 00:00:00 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30 5/31 Universal Time

15 ノーマライズ ・ ・ 地球からの距離を統一した時(3.5 RE)の明るさに換算 ・ Flux 保存 rc ・ r0
遠 明 重心の距離[RE] ・ 平均輝度値[R/pix] ・ 暗 近 近→明 遠→暗 5/26 5/28 5/30 地球からの距離を統一した時(3.5 RE)の明るさに換算 Rc ・ Flux 保存 （nとBの関数） 視線 rc R0 ・ r0 Frozen-in flux （RとBの関数） Dipole 磁場で近似

16 ノーマライズ 速度編 （第一不変量保存） （エネルギー保存） （分極電場）

17 ノーマライズ 結果 ノーマライズ前 地心距離3.5 [RE]での輝度値に変換 5/28 UT4:00頃 輝度値急増
その後も以前に比べて高い輝度値を維持 ノーマライズ後 平均輝度値[R] 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30 5/31

18 Solar Flux ( Hell 30.4nm, Hl 121.5nm)
5/26-29 : 68 5/30-31 : 69 光源の変動ではない。 太陽風および地磁気活動度と比較

19 太陽風との比較 nT 平均輝度値 動圧 Ey = vxBz VB |B| 6 Bx nT [R] -6 By nT 6 Bz nT -6
10 太陽風との比較 |B| nT -10 6 Bx 平均輝度値 nT [R] -6 10 By nT -10 6 Bz [nPa] 動圧 nT -6 6×106 温度 K [mV/m] Ey = vxBz 40 密度 /cm3 700 速度 km/s [mV/m] VB 300 10 動圧 nPa OMNI2_H0_MRG1HR 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30

20 Intensity VS 地磁気活動度 Dst：大きなStormはみられない AE：Substormが発生 輝度値との対応はよくない
[R/pix] Dst：大きなStormはみられない AE：Substormが発生 輝度値との対応はよくない Kp Dst OMNI2_H0_MRG1HR AE

21 輝度値との相関 平均輝度値 |B| Bx By Bz 0.75 -0.40 -0.29 0.16 |v| density T Pdy
[R/pix] 平均輝度値 |B| Bx By Bz 0.75 -0.40 -0.29 0.16 |v| density T Pdy 0.66 0.30 0.59 0.58 VB Ey AE SYM-H 0.80 0.18 0.32 0.17 [mV/m] 動圧 [mV/m] VB 5/26 5/27 5/28 5/29 5/30 　vB,|B|,|v|との相関が高い　⇒　対流電場がO+密度増加に寄与 　太陽風動圧Pdyは相関は低いが、ピークのタイミングは一致している

22 相関と時間差 輝度値と太陽風の時刻をずらして相関を取った場合 VB： 107分ずらした時が相関最大
　　⇒　対流電場変動はO+密度増減に寄与するのに時間がかかる Pdy：　7分ずらした時が相関最大 　　⇒　動圧はO+密度増加に瞬時に寄与 相関係数 Pdy 相関係数 時間差 [min]

23 まとめ 今後の課題 SELENE搭載UPI-TEXを用いて、O+撮像画像の解析を行った
Ly-bの除去、磁気圏の歳差運動による変動を正規化した O+輝度値の増大　　　　←　太陽風動圧の急増 O+輝度値増大の維持　←　太陽風電場の増加 O+輝度値と相関の良かったのは、 vB,|B|,|v|であった 相関係数が最大となる時のO+輝度値と太陽風との時間差は、VB(107分)とPdy(7分)で異なった。これは対流電場と動圧で異なるO+散逸メカニズムを駆動する事を示す。 今後の課題 データ欠損のない太陽風1時間値を用いてEy, V×Bの相関を求める