地球起源散逸酸素イオンと 太陽風との関連性

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1 地球起源散逸酸素イオンと 太陽風との関連性
中村研　M2　麻生直希 2009/6/17

2 発表の流れ イントロダクション 　　研究テーマ 　　研究意義 　　先行研究 　　問題点 解析 　　解析手法 　　解析結果（太陽風との関連） 　　ジオコロナの除去 まとめ

3 研究テーマ：地球酸素イオンの散逸過程 NASA/ESA [Abe,et al. 1993]

4 散逸過程を研究する意義1 惑星大気科学 散逸過程を知る ＝ 大気進化を知る 火星の散逸 これまでに散逸により大気の90％が失われた
　　　　　　　　　　　　　　 　　[Luhmann et al, 1992] 地球の大気散逸 Akebonoのデータをもとに計算すると 地球から1日に400トンの酸素イオンが流出している 　　　　　　　　　　　　　　　　　[Yau and Andre,1997] ⇒　1億年で現在の地球大気の２％が流出？ 散逸過程を知る　＝　大気進化を知る

5 散逸過程を研究する意義2 宇宙プラズマ科学 GEOTAILにより、地球磁気圏尾部で冷たい 酸素イオンのビームを発見
どういう経路でやってくるのか？ [Seki et al,1998]

6 散逸過程を研究する意義2 [Seki et al,1998] 地球近傍の加速メカニズムを知ることが、磁気圏イオン分布を理解する事につながる

7 先行研究 1960年代 O+はHとの電荷交換により存在量が少なく、質量が大きいため、散逸量は少ない
[Banks and Holzer,1968] 1980～1990年代 DE ，Akebonoなどの極軌道衛星の観測により多量のO+の散逸が確認　[Abe et al, 1993] その後も衛星の直接観測により、カスプ、極域、オーロラ帯などで散逸O+を発見 Akebono [Andre and Yau,1997]

8 散逸が「いつ、どこで」起こっているのかを知るためには、
直接観測の長所と短所 　長所　･･･　速度、密度、磁場など多くの物理量を得られる 　短所　･･･　その場の情報しか得られない 　　　　　　　　　　　→　時間的変化と空間的変化に分離できない 地球 ひまわり6号　気象庁HP 直接観測 撮像観測 散逸が「いつ、どこで」起こっているのかを知るためには、 撮像観測が必要不可欠

9 本研究 散乱光量（観測量）＝比蛍光率 × コラム密度 ↑ 温度、バルク速度
テーマ：　　撮像観測データを用いてO+散逸量と太陽風および地磁気変動との因果関係を調べる 観測機器： 月周回軌道SELENE搭載UPI-TEX 観測対象： 地球近傍に存在するO+およびHe+の共鳴散乱光（83.4nm,30.4nm） 散乱光量（観測量）＝比蛍光率　×　コラム密度　　　　　　　　　　　　　　 ↑　温度、バルク速度 太陽光 共鳴散乱光 83.4 nm 基底状態 励起状態 光路 SELENE 共鳴散乱光

10 平均輝度値[Rayleigh/Pixel]
O+散逸量の摘出 　磁力線を書いて、積分領域を決定 　平均輝度値を求める O+ LT06 6RE どう説明する？ LT00 LT12 平均輝度値[Rayleigh/Pixel] ＝全輝度値÷ピクセル数 LT18 He+

11 結果 8日間の平均輝度値時系列 平均 輝度値 [R/Pixel] 1日変動 5/26 6/3

12 1日変動 磁極が地軸の周りをまわる事に伴う、積分領域の増減が原因

13 太陽風動圧増加に伴う輝度値増加 |B| Bx By Bz V intensity density temperature pressure
5/26 5/28 5/30 6/1 6/3 太陽風動圧増加に伴う輝度値増加 5/26 5/28 5/30 6/1 6/3

14 ノイズの除去 観測値＝O+共鳴散乱光　＋　ジオコロナ（ノイズ） [R] [R] [R] ジオコロナの寄与はどれほどあるのか見積もってみる

15 ジオコロナ n = 1→2 Lyman-α （121.6nm） n = 1→3 Lyman-β （102.5nm）
地球をとりまく酸素原子の発光 Ly-β Ly-α n = 1→2 Lyman-α　（121.6nm） n = 1→3 Lyman-β　（102.5nm） 酸素原子光（130.4nm）とLy-α（121.6nm） [Rairden et,al 1986]

16 Ly-α、Ly-βの観測値への寄与 Ly-βはO+と同程度のカウント値を与える 解析でLy-βを除去する必要あり 発光量[R]
[Rairden et,al 1986] Ly-α、Ly-βの観測値への寄与 zenith emisson rate [kR] 10 発光量[R] 感度[cps/R/pixel] 観測値[cps/pixel] Ly-α 104 （観測値） 10-8 10-4 Ly-β 10 （見積り） 10-3 10-2 O+ （83.4nm） 1 Geocentric radial distance [RE] Ly-βはO+と同程度のカウント値を与える 　　　　解析でLy-βを除去する必要あり

17 Ly-αの輝度値の算出 Ly-βの輝度値を算出するために、以下の論文で輝度値の算出方法を学ぶ
著者、出典：Rairden et al. JGR,91,A12,1986 タイトル：Geocoronal Imaging With Dynamics Explorer 内容：　DE１の観測によって得られたgeocoronaのLy-αの輝度値とChamberlain modelから得られたLy-αの輝度値を比較。

18 放射伝達方程式 S(τ)：発光源関数、τで励起した原子から 射出するphoton数
τ’ dτ S(τ)：発光源関数、τで励起した原子から 射出するphoton数 地球 T(τ,τ’)：τ’で射出したphotonが吸収さ 　れずにτまで到達する確率 S1 S2 τ’ τ dτ G(τ,τ’)：τ’で射出したphotonがτで 吸収される確率 太陽 地球 S0

19 モデルと観測値の比較 水素原子の分布をモデルで与え、放射伝達方程式を解く モデル 球対称Chamberlain model
パラメータ：外気圏の上端高度rcs、下端　高度rc、下端高度での温度、Tおよび密度N（rc） exosphere （外気圏） 地球 衛星 r=rc=1.08RE r=rcs=3.0rc

20 モデルと観測値の比較 １ ２ ３ ４ モデルと観測値がよく合っている ただし、 １.酸素原子発光 ２.銀河面 ３.太陽の迷光
４.太陽風動圧によるantisunwardでの水素原子密度のモデルとのずれ の影響を受けている ２ ３ Emission rate [kR] ４ Rotation angle 地球 Rotation angle from zenith

21 以上のように、モデルをたて、放射伝達方程式を解くことでLy-αの輝度値を算出できる。 Ly-βへの適用は諸係数を置き換えればよい。
[Rairden et,al 1986] zenith emisson rate [kR] 10 Geocentric radial distance [RE]

22 まとめ 今後の課題 かぐや搭載UPI-TEXを用いて、酸素イオン撮像画像の解析を行った
太陽風動圧の増加に伴って、散逸酸素イオンの輝度値が増加していた Ly-βがO+共鳴散乱光と同程度カウントしてしまうため、Ly-βの輝度値を除去する必要がある。 Ly-αの輝度値の算出方法を理解した 今後の課題 Ly-βを除去するプログラム作成