2018年度 太陽系科学研究系 STPセミナー

■場所  :研究・管理棟 (A棟) 6F会議室1639 (変更の場合は赤字)
■時刻  :毎週火曜日 10:00-12:00
■連絡先 :齋藤研D2 星 康人 (hoshi [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考  :発表時間は一人当たり45分程度 * 2人
履歴と予定
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
4/24(火) 10:00- 6F 会議室 自己紹介
5/1(火) 休み
5/8(火) 10:00- 6F 会議室 自己紹介
福山 (M1)
5/15(火) 10:00- 6F 会議室 村上 (助教)
5/22(火) JpGUの為お休み
5/29(火) お休み
6/5(火) 10:00- 6F 会議室 中村 (教授)
6/12(火) 10:00- 6F 会議室 佐藤 (PD)
6/19(火) 10:30- 4F 会議室 川畑 (D3)
6/26(火) 10:00- 6F 会議室 Ngan (D1)
7/3(火) 10:00- 6F 会議室 桑原 (PD)
7/10(火) 10:00- 6F 会議室 中間審査
Walia Nehpreet (M2)
7/17(火) 10:00- 6F 会議室 川手 (PD), Carlos (PD)
7/24(火) 10:00- 6F 会議室 大場 (PD)
7/31(火) 10:00- 6F 会議室 高島 (准教授)
8/7(火) 休み
8/14(火) お盆休み
8/21(火) 休み



発表の概要
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
7/24(火) 10:00- 6F会議室 大場 (PD)
???
概要:
7/17(火) 10:00- 6F会議室 川手 (PD)
???
概要:
6/26(火) 10:00- 6F会議室 Ngan (D1)
Planet migration rate in a gas disk
概要: The study of planet formation has a long history but recent ALMA observations of protoplanetary disk allowing to image planetary systems, revealing more details in the planet-forming regions have brought this topic new revolutions. Two main theories, the core accretion and disk instability models, explain successfully the formation of a planet in a planetary disk. However, the discovery of “Hot Jupiter” and “Super Earth” suggests that the planet has migrated from its original location to current one. When a planetary embryo reaches a critical size (about Mars size, approximately 10% of the Earth mass), it has sufficient gravitational interaction with its parent gas disk, which causes an exchange of angular moment and influences on the planet’s orbit. This is known as “migration”. Migration comes in to two different types: low mass planets migrate in so called “Type I migration”, and massive planets which can open a gap migrate in “Type II”. My current focus is going to be if the presence of gravitational instabilities in the disk make a difference to the Type I and Type II migration rates. The analytical calculations assume a fairly homogenous gas distribution, but we know heavy discs will fragment into spiral structures. These could interfere with the wake set up by the planet and alter its rate of progress.
6/19(火) 10:30- 4F会議室 川畑 (D3)
太陽低層大気における非線形フォースフリー磁場外挿の妥当性の検証~活動領域出現時の彩層磁場観測と外挿結果の比較~
概要: 太陽面において強い磁場が集中して分布する領域は活動領域(黒点群)と呼ばれる。太陽フレアやコロナ質量放出など、多くの突発的エネルギー解放現象は活動領域の上空で発生していることが知られている。 これらの突発現象は、上空大気(コロナ)に蓄えられた磁気エネルギーが、磁気リコネクションにより解放されることで起こると考えられている。 しかしフレアを駆動するメカニズムや駆動に至るまでどのように磁場構造が変化しているかは未解明な部分が多い。 理論的には駆動機構の候補として、磁場のねじれ度合い・鉛直方向の磁場の減少率といった磁場の3次元分布に起因する磁気流体力学的不安定が提唱されている。 つまりフレア発生前に磁場の3次元分布が定量的にどう変化しているかを知ることが重要となる。太陽大気の磁場測定は主に偏光観測から行われているが、観測は主に太陽表面である光球に限られており、偏光信号が小さいコロナでは磁場の取得は現状では難しい状況にある。 代替策として、観測された光球磁場から上空の磁場を推定するという非線形フォースフリー磁場(Nonlinear Force-Free Field: NLFFF)外挿という手法が最近開発され、広く使われ始めている。NLFFF外挿では、太陽大気においてローレンツ力が、重力・ガス圧に比べ十分大きいことが仮定されている。 しかし、光球や彩層下部といった低層大気ではこの仮定は妥当ではないことが予想されている。 本研究では、スペイン、テネリフェに設置されたヨーロッパ最大の地上望遠鏡GREGORを用いて、光球より~1000km上空の彩層磁場分布を取得した。 この彩層磁場分布を光球磁場観測からNLFFF外挿した結果と比較することで、外挿結果と観測結果の違いを議論する。
6/5(火) 10:00- 6F会議室 中村 (教授)
あかつきによる金星観測 -EPS特集号より-
概要: あかつきは金星年で4年の観測を無事終え、今年3月いっぱいで定常観測フェーズを終了した。現在、延長観測に入っている。昨年度Earth Planets, and Space誌にあかつき観測の特集がくまれた。今日はその中から電波観測、UVI観測からの風速ベクトル導出、様々な波長で見える雲のモフォロジーの3本に絞ってレビューをする
5/15(火) 10:00- 6F会議室 村上 (助教)
いよいよ打ち上げ!BepiColombo/MMOが挑む水星磁気圏探査
概要:  プロジェクト化から15年を経て、いよいよ国際水星探査計画BepiColomboの打ち上げが今年10月に迫っている。そこで本講演では、メッセンジャー探査機により得られた最新の科学成果と未解決問題をレビューしつつ、水星磁気圏探査機MMOの概要と観測計画について紹介する。
5/8(火) 10:00- 6F会議室 福山 (M1)
0次元モデルを用いたイオプラズマトーラス粒子数密度の平衡状態の研究
概要: イオプラズマトーラス内の粒子数密度は、イオ火山の噴出する火山ガス由来の中性粒子・トーラス内での化学反応・拡散によるトーラスからの流出がつりあった平衡状態にあると考えられている。本研究では、イオ大気からの中性粒子の供給レートSn、そのO原子とS原子の比O?S、粒子の輸送時定数τの3つのパラメータによってトーラス内の主な粒子(S+,S++,S+++,O+,e-)の数密度の時間発展を記述する0次元モデルを用いてトーラスの平衡状態を再現した。また、3次元パラメータ空間の調査により、EXCEEDの分光観測から計算されたトーラス内の各粒子の数密度を最もよく再現するパラメータを決定し、過去の研究により決定されているVoyager・Cassiniの数密度データを再現するパラメータとの比較を行った。
4/24(火) 10:00- 6F会議室
ひさき衛星を用いた木星紫外オーロラの太陽風応答に関する研究
概要: これまでのハッブル宇宙望遠鏡や地上赤外観測により、木星のオーロラは太陽風動圧増大時に増光することが知られている。しかし、これらの観測は断片的だったためオーロラ変動の統計的描像は不明瞭だった。そこで、ひさきの2014-2015年のデータを用い、木星オーロラと太陽風の関係を統計的に調べた。オーロラの強度変化量と太陽風動圧の変化量・太陽風が静穏な時期の長さに着目し、相関関係を調べた。その結果、太陽風静穏期の長さとオーロラの変化量の間に正の相聞があることがわかった。一方で、太陽風動圧の変化量とオーロラの相関関係は弱いことがわかった。これらを総合すると、太陽風変動は木星オーロラの増大を「トリガー」するが、どの程度明るくなるかについては太陽風が静穏な期間の長さに要因があることを示唆している。これらの統計解析は、「ひさき」の連続データによって初めて成し得たもので、木星オーロラと太陽風の新たな関係が明らかとなった。木星探査機Junoの太陽風観測データを使用し、2016年のデータを使用して同様の解析を行った結果、同じような結論が得られた。本発表ではこれらの解析の状況を報告する。






最終更新日 2018.06.20 <編集: 星>