European SpaceCraft for the study of Atmospheric Particle Escape

Presentation on theme: "European SpaceCraft for the study of Atmospheric Particle Escape"— Presentation transcript:

1 European SpaceCraft for the study of Atmospheric Particle Escape
I. Dandouras, M. Yamauchi, and ESCAPE proposal team A mission proposal to ESA's M5 call to understand the atmospheric escape from the Earth, a magnetized planet.

2 ESCAPEとは ESAの次期中型ミッション（M5, 約 700 億円, 2029年打ち上げ）に応募された衛星の一つで、高度1500km以下の領域を本格的にカバーする唯一のミッション。STPのミッションは他に２件のみ。当然ながら、地上観測の共同観測が期待される。 : deadline of proposal 2017 Jun : 3-candidate for phase-A study 2019 Nov : selection : launch

3 ミッションの目的： 大気流出の熱的・非熱的メカニズム両方の量と組成を推定するするた めに、以下の「世界初」観測を重視する
km の中性とイオン（非熱的粒子の速度分布まで求める） の高度分布（100km精度）と、その緯度構造・時間変化 酸素と窒素（と水素）に関しては、中性とイオンの両方とも、同位体 比まで求める（D/H比以外は地球超高層では初）、それにより実質的な 質量フィルターの度合いを算出する その際に直接観測と遠隔光学観測の両方から求める（軌道上を遠 隔観測した１時間後にその軌道上で直接観測する） 宇宙環境での実質電離度を観測から求める これらは、地上からの電離層（イオン）・熱圏（中性）観測にも重要な項 目でもある 3

4 m-0.5 m-0.5 to m0 m-0 ? 流出の種類 流出メカニズムの説明 メカニズムの高度 （関連惑星） 加速の質量依存度
Jeans escape (n) Thermal tail exceeds the escape velocity. exobase (M>E≥V) exp() Photochemical heating (mainly n) Release of energy through chemical reaction gives kinetic energy to the atom. exosphere (M>V~E) m-0.5 Hydrodynamic blow off (n & ion) When thermal energy exceeds escape energy and subsequence collision. near exobase (ancient, all) m-0.5 to m0 Ion pickup (newly ionised n) Ions exposed to solar wind start ExB drift. outer exosphere (M, V) m-0 Local E// & EM field energisation (ion) Field-aligned potential acceleration (DC) and wave-particle interactions (AC). magnetosphere (E>M>V) ? Small-scale momentum transfer (n & ion) The energetic particles (both n & i) spatter or interact with the atmosphere or plasma. above exobase (M, V>E) Large-scale momentum transfer (ion) The solar wind push the planetary plasma anti-sunward (e.g., instability, reconnection, and cold outflow). magnetospheric boundary (E>M~V) Magnetopause showing (ion) The drifting ions overshoot the magnetospheric boundary. ring current or plasmaspere (E) Internal pluming process (n & ion) Detachment of layers by internal process (volcanic eruption, ionospheric blob, plasmaspheric plume). exobase up to plasmashere (all) Charge-exchanged ions (n) Hot ions strive electron from cold neutrals and start travel straight. mirror altitude of trapped ions (all)

5 具体的な測定対象 500–2000 kmの高度分布と、その緯度構造・時間変化
中性・熱的イオンの密度と温度。密度については成分別 (H, He, O, N, O2, N2, NO, and CO2). 同位体比 (17O/16O, 18O/16O, 15N/14N, D/H). 外的要因やエネルギー流入量との相関 非熱的イオン（> 10 eV)の流出量を km Differential fluxes を成分別(N+, N2+, O+, H+).

6 観測項目 skip What to measure Target range
Particle SI* Other SI* Density of major neutrals and cold ions, simultaneously neutrals 1–106/cc ions 0.1–103/cc INMS, WCIMS UVIS, SLP ASPOC Density of minor isotopes (neutrals and ions) neutrals 10-2–103/cc ions 10-4–101/cc INMS SLP, ASPOC Neutral temperature 500–1500 K WCIMS density+model The energy distribution of major outflow ions 105-9 keV cm-2 s-1 str-1 keV-1 MIMS, NOIA MAG, SLP The flux of major returning energetic ions 106-9 keV cm-2 s-1 str-1 keV-1 EMS MAG The energy distribution of electron and photoelectron keV cm-2 s-1 str-1 keV-1 ESMIE Ionospheric auroral condition 102-6 R AMC DC/AC field energy flux into to the ionosphere 1–102 W/km2 MAG, WAVES Electromagnetic wave associated with ions 0.1–103 Hz ENA flux for charge-exchanged keV ions 102-5 cm-2 s-1 str-1 ENAI

7 Why Exosphere? 熱的（光化学も含む） escape のモデルに不可欠 構造を持ち、時間変化するらしい（太陽紫外線以外の要因）
地球では Lyman-alpha 以外のまともな観測が無い（やっと熱圏 < 400 kmが少し分かってきた） イオン（非熱的 escape のキャリア）を生成する大元 charge-exchange を通して捕捉イオンの流出に寄与 7

8 Why Exosphere? poor knowledge
No systematic in-situ observations > 800 km (except H) He < 800 km O < 700 km N2 < 500 km O2 Old 1970’s measurements, and we need to update. MSIS model (smooth > 200 km).

9 Why Exosphere? poor knowledge
( TIMED) GUVI GUIV obs. vs. MSIS model 熱圏ですら、モデルと観測がずれている（観測値はモデルを元にfitしたもの） discrepancy changes with time

10 Exosphere: structured & dynamic
(TWINS) Lyman-alpha 極大期 極小期 高度分布 (太陽活動のminimum vs. maximum) 極小期 極大期 夜間部の分布 (太陽活動のminimum vs. maximum)

11 No dedicated Exospheric missions
UV instrument Particle instrument IMAGE Lyman-alpha ENA TWINS GOES hot ions TIMED multi-wavelength (thermosphere) Hisaki (planetary) Polar Cluster Akebono cold ions with N/O separation, hot ions e-POP cold ions with N/O separation 11

12 Why isotope ratio? 同位体比は、惑星からの過去の流出量の見積もりに使われてきたが、定性的な議論しかできていない
(流出メカニズムの違いによって、流出の同位体比が異なるから) hydrostatic thickness が高度分布を決め、流出の同位体比を決める ⇒同位体比は時間変化や緯度・経度構造を持つと予想される (MAVEN で時間変化が観測されている) 地球ではまともな高度分布観測が無い 12

13 D/H vs. 15N/14N skip comets Mars (atmos.) Venus Earth Mars (solid)
theoretical fractionation during planetary formation Mars (atmos.) Proto-solar nebula values Venus Earth Mars (solid) 15N/14N = 2·10–3 Proto-solar nebula values D/H = 2·10–5 Same 15N/14N ⇒ same initial composition (Füri and Marty, 2015). Alpha H and alpha N are deviations of D/H and 15N/14N from protosolar nebula values. 13

14 Why isotope ratio? skip Hydrostatic pressure scale heights h is inversely proportional to the mass of atoms/molecules. H, D, 16O and 18O, hH = 2*hD = 16*h16 = 18*h18 (where hH~300 km for the Earth’s ionosphere) when T is constant, nD/nH ~ exp(-z/hH) & n18/n16 ~ exp(-2*z/hH) A hydrostatic layer of thickness hH makes nD/nH decrease by e-1 and n18/n16 decrease by e-2. 同位体比の scale heigh ~ 水素原子の scale height ~ 300 km (地球） Isotope ratio can be dynamic and structured.

15 Non-thermal escape? skip ミッションの目標は大気組成の変化の推定
(しかしメカニズムによって mass-filtering effect は異なる) 熱的流出と非熱的流出は必ずしも相関しているわけではない ⇒ 非熱的 escape も同時にする必要がある 非熱的 escape の総合的観測は、実は地球では存在しない (過去の観測は、観測装置レベルで、ミッションレベルではない)

16 Where is the optimum orbit?
Red-line: optimum orbit to covering key regions

17 高さ方向 100 km 解像度が目標 Altitude resolution ~ 100 km

18 Line-of-sight integrated values
Payload in-situ particle TRL INMS: Cold ion & neutral mass spectrometer (M/∆M > 1000): U. Bern 7 - 8 WCIMS: Cold ions & neutral fdist: NASA-GSFC 7 MIMS: Light hot ions (M < 20, < 40 keV/q): IRAP, Toulouse 5 NOIA: Heavy hot ions (M > 10, < 30 keV/q): IRF, Kiruna > 6 EMS: Energetic ions (20–200 keV): U. New Hampshire, USA ESMIE: Electrons (~5 eV – 20 keV): UCL/MSSL, London, UK in-situ field TRL SLP: Sweeping Langmuir probe: e-density, spacecraft potential: BIRA-IASB, Brussels 4 - 5 MAG: Magnetic field: IWF, Graz 8 Waves (5 Hz –20 kHz): ASCR, Prague Search Coil: LPC2E, Orléans > 5 Line-of-sight integrated values TRL UVIS: UV imaging spectrometer (85 – 140 nm, 83, 58, 30 nm for H, N, O, O+, He, He+): U. Tokyo 6 - 7 AMC: Aurora monitoring camera (670 nm and 630 nm): Tohoku U. 7 - 8 ENAI: ENA imager (2–200 keV): INAF/IAPS, Rome > 5 outreach for camera

19 UVIS + AMC @ despun platform
19

20 Attitude: sun-pointing
Requirements: 3 rotations / minute Constant attitude with respect to the Sun No shadows on the SLP probes Allow auroral zone view for the inbound/outbound orbit legs No nitrogen or CH4 propellants Resulting Design: Sun-pointing spin axis Despun platform in the shadow 1°/ day attitude manoeuvres (cold gas) 20

21 Accomo-dation WCIMS ESMIE EMS Waves e-box SLP housing SLP e-box MIMS
UVIS AMC Search Coil MAG NOIA Particles DPU SLP housing ASPOC MAG e-box INMS ENAI 21

22 UVIS U. Tokyo (Yoshikawa) 20 slits of 0.1° x 1°
85–140 nm for H, N, O; and at 83 nm (O+), 58 nm (He), 30 nm (He+). Size: 10 cm x 20 cm x 50 cm with Ø = 5 cm mirror Mass: 7 kg (after 7 mm Al) EUV UV 22

23 Target of UVIS Altitude profiles of neutrals and ions in the exosphere (O, N, N2, H, He) in coordination with other instruments Too bright Too bright O+ N O O N N+ N2 23

24 AMC Tohoku U. (Sakanoi) O : 630 nm (high altitude)
10° FOV covering, e.g., a square area of 400 km measured from 2400 km altitude AMC Tohoku U. (Sakanoi) O : nm (high altitude) N2 : 670 nm (very low altittude) O : nm (relatively low altitude, optional) AI: space-proof CCD instead of commercial comp.

25 Search Coil (wave) CoI: Kanazawa U. (Yagitani) 25

26 極軌道かつ近地点<500kmである利点 例１：EISCT_3D (１万個のダイポールアンテナ): - commission 2020
- full operation 2023 高度300kmで直径300km（経度幅10°〜極軌道衛星の軌道の 3%）の領域で３次元空間の基本パラメータが（パラボナのようにアンテナを動かさず）一瞬で３次元をカバー。  同時観測により、電離層の３次元状態と、超高層での物理量との関係（特にirregulariy）を知る事ができる。

27 極軌道かつ近地点<500kmである利点 中性・イオン・オーロラ同時観測の利点
地上からの熱圏中性風観測との同時観測により、高さ方向での風（対流）や構造の違いを知る事ができ、それによって、熱圏から外気圏までのダイナミクスとイオン・中性相互作用がわかる。 地上からの光学観測ネットワークと合わせて、オーロラの高さ構造や微細構造をより詳しく知る事ができる。 極冠域での各種地上観測と合わせてカスプ並びに極冠域でダイナミックスと、それに関与するプラズマの振る舞い、ならびに、カスプ活動と大気流出の関係を調べられる。