太陽風プロトンの月面散乱による散乱角依存性の研究

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1 太陽風プロトンの月面散乱による散乱角依存性の研究
東京大学大学院地球惑星科学専攻 齋藤研修士課程１年　上村　洸太

2 月周回衛星「かぐや(SELENE)」 打ち上げ：2007/09/14 軌道：極軌道
高度：2007/12/ /12/26 100km 2009/02/ /04/16 50km 2009/04/ /06/10 10km 周期：２ｈ 姿勢：３軸制御 プラズマ観測器(MAP-PACE) -IMA-S(月面) -IEA-S(反月面) -ESA-S１ -ESA-S2 MAP-PACE(MAgnetic field and Plasma experiment - Plasma energy Angle and Composition Experiment): IMA(Ion Mass Analyzer):イオン質量分析器 IEA(Ion Energy Analyzer):イオンエネルギー分析器 ESA(Electron Spectrum Analyzer):電子観測器 イオン 電子

3 イントロダクション 固有磁場なし Atmosphereless 太陽風は月面と直接相互作用 観測に基づく理解はされていない

4 イントロダクション It has been tacitly assumed that the plasma is almost completely absorbed (<1% reflected) in the surface material.[Crider and Vondrak, 2002; Schmitt et al., 2000; Feldman et al., 2000; Behrisch and Wittmaack, 1991] 太陽風

5 イントロダクション Chandrayaan-1
During nominal solar wind conditions SARA observed that up to 16–20% of the proton flux impinging on the lunar surface is reflected back to space as energetic neutral hydrogen atoms. [martin et al 2009]

6 イントロダクション SELENE…月周辺のプラズマ環境の詳細観測 0.1~1%程度が月面で散乱[saito et al 2008] 特徴的なエネルギー幅を持つ 太陽風

7 イントロダクション 最大エネルギーは太陽風より少し低く一定 最小エネルギーは赤道付近でもっとも小さい

8 太陽風プロトンの月面散乱 散乱イオンの月面に対する散乱角は？ エネルギー幅は何に依存しているのか？ 太陽風 かぐやの軌道面内に入射してほしい
☞かぐやの軌道と月の位置により選出 散乱プロトン 月面で散乱後、直線的にIMAに入射してほしい ☞太陽風の誘導電場が小さい観測日を選出

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10 太陽風プロトンの月面散乱 散乱角の定義 散乱角 前方散乱 90° 0° 太陽風 入射角 後方散乱 180° 月面

11 結果 – 角度 赤道 極域 前方散乱 後方散乱

12 結果 – エネルギー 1 0.4 0.1 1 0.4 0.1 1 0.4 0.1

13 結果 – 纏め 太陽風 Eforward ≒ Eback Eforward ＞ Eback 前方散乱と後方散乱の両方が見られる
前方散乱が多く、ただし後方散乱もわずかだが起こっている Eforward ＞ Eback

14 まとめ 発展 散乱プロトンの月面に対する散乱角は？ エネルギーは何に依存しているのか？ ・太陽風プロトンは様々な角度で散乱
・月面に対する太陽風プロトンの入射角が散乱角を決める一因 ・入射角によって散乱プロトンのエネルギーは決まる 発展 ・中性粒子とあわせた理解 ☞ Chandrayaan-1,IBEX ・月面の微視的な起伏の影響 ☞実験を計画中 ・誘導電場の影響 ☞誘導電場のある観測日での解析

15 補足

16 自己ピックアップ加速 太陽風電場が反転 月面で散乱/反射されたイオンの太陽風電場による加速

17 自己ピックアップ加速 磁場 エネルギー低 北極 太陽風 電場 エネルギー高 南極 初速度を持って太陽風電場で加速

18 月起源イオンの観測 北向きの　　太陽風電場 月面で生成されたイオンの太陽風電場による加速

19 月起源イオンの観測 加速距離⇒短 エネルギー⇒低 磁場 北極 太陽風 電場 加速距離⇒長 エネルギー⇒高 南極 初速0で太陽風電場で加速