2019年度 太陽系科学研究系 STPセミナー

■場所  :研究・管理棟 (A棟) 5F会議室1537 (変更の場合は赤字)
■時刻  :月頭火曜日 17:00-18:00
■連絡先 :齋藤研D1 滑川 拓 (namekawa [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考  :発表時間は一人当たり45分程度

2019年度 太陽系科学研究系 宇宙プラズマセミナー

■場所  :研究・管理棟 (A棟) 5F会議室1537 (変更の場合は赤字)
■時刻  :月頭を除く毎週火曜日 17:00-18:00
■連絡先 :齋藤研D1 滑川 拓 (namekawa [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考  :発表時間は一人当たり45分程度
履歴と予定
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
4/23(火) 15:00- 5F 会議室 自己紹介
江川 (M1)
4/30(火) お休み
5/7(火) 15:00- 5F 会議室 STP seminar
鳥海 (PD)
5/14(火) 17:00- 5F 会議室 自己紹介
西野 (PD)
5/21(火) 17:00- 3F 会議室 JpGU発表練習
福山 (M2),石城 (D1),滑川 (D1)
5/28(火) JpGUの為お休み
6/4(火) 17:00- 4F 会議室 STP seminar
菅原(特任助教)
6/11(火) 17:00- 5F 会議室 北 (PD)
6/18(火) 17:00- 4F 会議室 村上 (助教)
6/25(火) 17:00- 5F 会議室 篠原 (准教授)
7/2(火) 17:00- 5F 会議室 STP seminar
Peralta (PD)
7/9(火) 17:00- 5F 会議室 齋藤 (教授)
7/16(火) 17:00- 5F 会議室 滑川 (D1)
7/23(火) 17:00- 4F 会議室 早川 (教授)
7/30(火) お休み
8/6(火) お休み
8/13(火) お休み
8/20(火) お休み
8/27(火) お休み
9/3(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
9/10(火) 17:00- TBD TBD
9/17(火) 17:00- TBD 山崎(助教)
9/24(火) 17:00- TBD TBD
10/1(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
10/8(火) 17:00- TBD 修論中間発表(仮)
TBD
10/15(火) 17:00- TBD 修論中間発表(仮)
TBD
10/22(火) お休み
10/29(火) 17:00- TBD 修論中間発表(仮)
TBD
11/5(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
11/12(火) 17:00- TBD 修論中間発表(仮)
TBD
11/19(火) 17:00- TBD 修論中間発表(仮)
TBD
11/26(火) 17:00- TBD 修論中間発表(仮)
TBD
12/3(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
12/10(火) AGUのためお休み
12/17(火) 17:00- TBD TBD
12/24(火) 17:00- TBD TBD
12/31(火) お休み
1/7(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
1/14(火) 17:00- TBD TBD
1/21(火) 17:00- TBD 修論発表練習
TBD
1/28(火) 17:00- TBD TBD
2/4(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
2/11(火) お休み
2/18(火) 17:00- TBD TBD
2/25(火) 17:00- TBD TBD
3/3(火) 17:00- TBD STP seminar
TBD
3/10(火) 17:00- TBD TBD
3/17(火) 17:00- TBD TBD
3/24(火) 17:00- TBD TBD



発表の概要
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
4/23(火) 15:00- 5F会議室 江川 (M1)
アパタイトによる月ハンレイ岩に対する制約と室戸岬ハンレイ岩との比較
概要: 月のマグマオーシャンからの分化では、カンラン石や輝石、長石が結晶化し、最後に結晶化するマグマは月で特徴的なKREEPと呼ばれる複数の不適合元素に富んだマグマと考えられている。また、マグマ中ではKREEPの他にH2Oも不適合元素として振る舞うので、もし月のマグマオーシャンがH2Oを有していたなら、KREEPに富む岩石は他の月岩石に比べてH2Oに富むと考えられる。本研究では月岩石や室戸岬ハンレイ岩の含水鉱物であるアパタイトの組成をEPMAによって分析し、比較した。その結果、月のハンレイ岩ではOHよりFに富むアパタイトが支配的であったが、H2Oを有している室戸岬ハンレイ岩でも同様な結果を得られたので、月のハンレイ岩を形成したマグマはH2Oを有していたと考えられる。また、KREEPに富む月岩石のアパタイトはOHよりもClに富むものが多く、月のハンレイ岩よりもH2Oが少ないことから、KREEPに富むこととH2Oに富むことは関係しないと考えられる。
5/7(火) 15:00- 5F会議室 鳥海 (PD)
How to Create Flare-productive Sunspots?
概要: Solar flares, especially the strong ones, emanate from active regions including sunspots, where high magnetic non-potentiality resides in a wide variety of forms. In this talk, I will introduce some of our recent works on the flare-productive sunspots: (1) the statistical survey on flare-productive spots [Toriumi et al. 2017]; (2) the 3D MHD simulations of such flaring spots [Toriumi & Takasao 2017]; and (3) the flare loop modeling and reproduction of SXR light curves [Reep & Toriumi 2017]. I will start my talk from what I was doing as a student and then move to the introduction to the above three topics. I will also discuss relevant science targets of Solar-C_EUVST as well as potential collaborations with other missions.
5/14(火) 17:00- 5F会議室 西野 (PD)
アルフヴェン・マッハ数が低い太陽風に対する地球磁気圏の応答
概要: 地球磁気圏の周辺で太陽風密度が通常のわずか数パーセント程度にまで減少することがある。このような場合には太陽風動圧が大幅に減少することに加えて、アルフヴェン速度が上昇することでアルフヴェン・マッハ数(Ma)が低くなる。このような低Ma太陽風かつParker spiral磁場の場合、磁気圏が単に膨張するだけでなく、その形状に顕著な朝夕非対称が発生することがわかった。また、磁気圏尾部の磁気圏境界面近傍で観測されるイオンビームは、太陽風のβ値が極めて低いためにリコネクションが頻発していることを示しており、通常とはプラズマ輸送の経路が異なることを示唆している。将来的には、地球軌道よりMaが低い水星磁気圏環境への応用や恒星風・惑星磁気圏相互作用への応用を目指したい。
5/21(火) 17:00- 3F会議室 福山(M2)
Development of a Neutral Particle TOF-MS for Future Solar System Explorations
概要: In-situ observation is important in solar system exploration because of the difficulty in returning samples from a gravitational celestial body. Especially, in-situ mass spectrometry of celestial surface material is indispensable to understand the evolution of the moon and planets since mass spectra bring us various information such as the isotope composition. For the purpose of in-situ material analysis, mass spectrometers are used for recent planetary explorations. In addition, observations by lunar explorer in recent years reports the result of remote sensing suggesting the existence of H2O in the moon polar permanent shadow, but the existence is ambiguous since the observations have problems such as difficulty in discriminating between H2O and OH. The need for a mass spectrometer to demonstrate the presence of water by in situ observation is increasing. Mass spectrometers on planetary explorers must be compact and lightweight, but mass spectrometers that have both the compactness and high mass resolution have not been developed yet. Therefore, we are developing a compact and moderately high mass resolution TOF-MS (Time-Of-Flight Mass Spectrometer) for measuring neutral particles on the moon and planets. TOF-MS accelerates ions with an electric field. The accelerated ions fly at a fixed distance and the mass information is obtained from their flight time. In general, the flight path of ions must be long for realizing high mass resolution. In order to increase flight distance without enlarging equipment, a reflectron type TOF- MS, which reflects ions by electric field is adopted. Since the ion trajectory is dispersed as the ion flight distance increases, the detection efficiency decreases when the number of reflection increases. Therefore, our new reflectron type TOF-MS is equipped with a triple reflection mode with high mass resolution and a single reflection mode with high sensitivity. These measurement modes can be switched electrically depending on the observation targets. Simulation results show that the mass resolution is 360 in the triple reflection mode and 180 in the single reflection mode. Currently, we are manufacturing a test model whose size and potential are optimized. In this presentation we will report the design of our new reflectron type TOF-MS that is optimized by analytical calculation and numerical simulation.
5/21(火) 17:00- 3F会議室 石城(D1)
Particle-Particle Particle-Tree法を用いた惑星系形成のN体計算コードの開発
概要: 一般に,惑星系は,中心星を取り巻く原始惑星系円盤から形成したと考えられている.特に,固体惑星やガス惑星のコアは,原始惑星系円盤内でkmサイズの天体(微惑星)の集積により形成したとされている.微惑星の集積過程は,主に微惑星系の重力多体計算(N体計算)によって議論されている.また,従来の惑星系形成標準理論にも様々な未解決問題が指摘されており,近年,それらの問題を解決するために様々な惑星系形成モデルが提唱されている.しかし,これらの新しいモデルにも問題点のないものは存在しない.また,十分な粒子数のN体計算が行われていないため,汎惑星系形成論となるモデルは未だ構築されていない. 本研究では,惑星系形成シミュレーションのためのparticle-particle particle-tree (P3T)法を用いた新しいN体計算コード,GPLUMの開発を行った.GPLUMでは,カットオフ半径より近距離の粒子間の重力相互作用を4次エルミート法で計算し,それより遠距離の粒子間重力相互作用をツリー法を用いて計算する.また,従来のP3T法を用いたコードでは,系内の粒子について質量比が大きくつくと計算速度が低下するという問題があるが,GPLUMでは,カットオフ半径を粒子間の相互作用ごとに質量と軌道長半径に基づいて定める新たなアルゴリスムを実装することで,従来のP3T法コードの問題点を解決している.GPLUMの性能は,従来のP3T法コードと比較して,大きな質量比のついた質量分布を持つ粒子系のシミュレーションに対しては大幅に改善される. N体計算コードの性能を改善することにより,惑星系形成過程の大域的なシミュレーションが可能になる.GPLUMによって,N体計算で~10^6-10^7粒子を扱うことが可能となり,これまでN体計算で扱うことができなかった広範囲,高解像度のN体計算を行うことができる.さらに,計算コストが向上したことで,たくさんの数値実験が可能となり,パラメータスタディによる新たな議論も可能となることが期待される.
5/21(火) 17:00- 3F会議室 滑川(D1)
PARM-HEP Observation of Precipitating High Energy Electrons over Pulsating Aurora
概要: The phenomenon called microbursts that radiation belt particles precipitate to the Earth’s atmosphere is thought to be largely related to the dissipation of high energy electrons in radiation belt. It is suggested that this phenomenon is caused by pitch angle scattering of the magnetospheric particles by plasma waves, which is a mechanism similar to the cause of the pulsating aurora observed in the Earth’s polar region. There is a possibility that the origin of microburst can be clarified by proving simultaneous occurrence of microburst and pulsating aurora, but observational verification has not been made yet. For that purpose, we have developed a high-energy electron detector (HEP) for the observation of sub-relativistic - relativistic energy electrons that make up the microburst. HEP is designed to measure electrons between 300 keV and 2 MeV with energy resolution of 20% or less and with signal processing time of ~ 5 μs. Energy analysis is performed by the detection part of this instrument using SSD (Solid State Detector). Performance tests of this instrument are carried out using a sealed radiation source and a high energy electron beam line. This instrument is installed as one of the core instruments of the PARM instrument package developed for the simultaneous observation of the pulsating aurora and microburst by an international student sounding rocket experiment RockSat-XN and LAMP (Loss through Auroral Microburst Pulsation) sounding rocket experiment. We have succeeded in obtaining the flight data on 13 January 2019 from RockSat-XN sounding rocket experiment. In parallel, we are now preparing HEP analyzer for LAMP sounding rocket experiment. In this presentation, we will show the outline and observation results of RockSat-XN-HEP as well as the LAMP-HEP development status.
6/4(火) 17:00- 4F会議室 菅原(特任助教)
宇宙における有機分子の分子進化:これまでの研究とこれからの展望
概要: 生命を構成する元素である水素,酸素,炭素,窒素(H, O, C, N)は宇宙で最も多く存在する.これらの元素は星間分子雲から原始太陽系円盤,そして現在の太陽系に至るまでの様々な過程において,単純な分子からより複雑な分子へと進化し,彗星や小惑星などの地球外物質によって,初期地球へと運ばれ,生命誕生のための材料となったと考えられている.この宇宙における有機分子進化の解明は,太陽系の形成と進化から生命の誕生に至るまで,多くの未解決問題を内包する重要課題であり,はやぶさ2やMMXミッションにおいても主要なサイエンス目標の1つとなっている. 有機分子は,分子組成の他に,その分子を構成する元素の同位体比(e.g., D/H,18O/16O, 13C/12C,15N/14N ),キラリティ(光学異性体:D/L)など,多次元的な情報をもっている.これらはその分子がそれまでに経てきた分子進化の歴史を反映する.炭素質コンドライトや彗星などの始原的太陽系物質の中には,多種多様な有機分子が含まれることがわかっており,その中にはアミノ酸のような重要な生体分子も含まれる.私はこれまで,アミノ酸のように,窒素を含む有機分子に着目して研究を行ってきた.例えば,種々のアミノ酸やアミンが星間分子雲内での星間氷への紫外線照射により生成し,またその際には窒素に同位体分別が生じないことを明らかにした(Sugahara et al., 2019, Geochem.J.).また,アミノ酸は,彗星や小惑星によって初期地球に供給される際に生じる衝撃波によって,一部は分解されずに重合し,ペプチドへと進化することを明らかにした(Sugahara & Mimura, 2014, Geochem.J.; 2015, Icarus). 今後は,さらなる宇宙における有機分子進化の解明に向け,地球外有機分子の分析法の開発を進めると共に,将来的な火星圏,さらにはその先の外惑星領域を見据えた太陽系探査に向け,「その場」分析用衛星搭載ガスクロマトグラフ質量分析計(GC/MS)の開発を行っていきたいと考えている.
6/11(火) 17:00- 5F会議室 北(PD)
アルマを用いた木星放射線帯変動メカニズムの解明に向けて
概要: 木星は、地球と比較して強力な磁場や10時間の高速自転、太陽系外縁の弱められた太陽風といった諸要素に支配され、地球とは異なった磁気圏を形成している。地球は太陽風による影響を受けるため「太陽風駆動型」と称され、一方で木星は「回転駆動型」と対比されている。木星放射線帯には太陽系内最大であり、安定した領域だと考えられてきたが、1990 年代以降の地上観測によって数日から数週間の時間スケールで変動しているということが明らかになった。理論予測によると、太陽紫外線が熱圏大気を加熱して中性風の擾乱を引き起こし、ダイナモ電場の擾乱が誘発されることにより放射線帯内部で動径拡散が増大と考えられている。更に、熱圏風の昼夜対流により生じる電離圏ダイナモ電場のポテンシャルが朝夕間で異なることにより、磁力線を介して電離圏と結ばれた放射線帯粒子の空間分布が変化することも予想されている。これまでの研究から太陽紫外線と放射線帯の相関関係が明らかとなったが、上層大気の風速変動については解明されていない。従って、上層大気の風速場を観測することは上層大気のダイナミクスだけでなく、放射線帯の時空間変動の解明にも繋がる。このシナリオの解明にはアルマの高空間・周波数分解能が必要不可欠である。木星成層圏にはHCNやCSが存在しており、サブミリ波帯で観測が可能である。これらの分子をトレーサーとして、輝線のドップラーシフトから成層圏の風速場を知ることができる。本発表ではアルマの公開データを用いた検証結果について報告する。
6/18(火) 17:00- 4F会議室 村上(助教)
紫外線観測技術の最前線:将来の太陽系内・外惑星観測計画に向けて
概要: 「ひさき」による惑星分光観測を筆頭に紫外線による分光観測の有用性が示され、将来計画の検討も進められつつある。また太陽系外惑星、特に地球型惑星の超高層大気を対象とした紫外線分光観測の検討も進められている。そこで本発表では、こうした太陽系内・外惑星観測に向けた紫外線観測計画の最新状況と、それらへの参画に向けた新型観測機器、特に検出器開発の現状について報告する。
6/25(火) 17:00- 5F会議室 篠原(准教授)
MeV electrons observed in the plasma sheet boundary layer
概要: 1970年代の観測で、磁気圏尾部において MeV にもおよぶ電子の観測が報告されていたが、その後の観測で尾部における MeV電子の加速についての議論は進んでいない。近年の衛星観測でもリコネクションに伴う高エネルギー電子については数百keVまでの観測例は報告されているが、それより高いエネルギーまでの加速については、よくわかっていない。 磁気圏尾部のクロステール・ポテンシャルは差し渡しの全体を使っても数百keVにしかならないので、リコネクションによってどこまで電子が加速できるのか、という観点では数百keV かMeVかでは考えるべきクロステール・ポテンシャル以上の何かの加速を考える必要があるかどうか、というう点で大きく問題がかわってくる。 「あらせ」衛星は、地心距離が 6 Re以内の近地球領域の磁気圏内で、プラズマシート境界層 (PSBL) を観測することができる軌道を持ち、実際、夜側でしばしばローブ−プラズマシート境界を観測する。こうした例の中から、我々は MeV 電子のバーストがサブストームのオンセットにともなって観測される例をみつけた。 このMeV電子の期限が、リコネクション領域から直接きたものなのか、あるいは、別のパスをとるのかについて、解析を進めているが現在までの解析結果を紹介する。
7/9(火) 17:00- 5F会議室 齋藤(教授)
Plasma Observation at Very Low Altitude around Lunar Magnetic Anomalies
概要: One day before Kaguya impacted the Moon on 10 June 2009. the perilune altitude became lower than 10km. During this time period, Kaguya was in the Earth’s magnetosheath. Since the observation at the lower altitude than 10km may give us information that helps to understand the ion heating mechanism, we have analyzed the data obtained at very low altitude <10km around magnetic anomalies. In addition to the deceleration of the ions and acceleration of the electrons in the region surrounding magnetic anomalies, trapped electrons were observed at the center of the magnetic anomalies. It has been found that the magnetic field structure and/or plasma structure is highly asymmetric around some of the magnetic anomalies. It has also been found that there exist ions observed only in the center part of the magnetic anomalies in some cases. Ion and electron data at very low altitude show more complicated plasma structure than the structure observed at higher altitude ~25km.
7/16(火) 17:00- 5F会議室 滑川(D1)
PARM-HEP Observation of Precipitating High Energy Electrons over Pulsating Aurora
概要: The phenomenon called microbursts that radiation belt particles precipitate to the Earth’s atmosphere is thought to be largely related to the dissipation of high energy electrons in radiation belt. It is suggested that this phenomenon is caused by pitch angle scattering of the magnetospheric particles by plasma waves, which is a mechanism similar to the cause of the pulsating aurora observed in the Earth’s polar region. There is a possibility that the origin of microburst can be clarified by proving simultaneous occurrence of microburst and pulsating aurora, but observational verification has not been made yet. For that purpose, we have developed a high-energy electron detector (HEP) for the observation of sub-relativistic - relativistic energy electrons that make up the microburst. HEP is designed to measure electrons between 300 keV and 2 MeV with energy resolution of 20% or less and with signal processing time of ~ 5 μs. Energy analysis is performed by the detection part of this instrument using SSD (Solid State Detector). Performance tests of this instrument are carried out using a sealed radiation source and a high energy electron beam line. This instrument is installed as one of the core instruments of the PARM instrument package developed for the simultaneous observation of the pulsating aurora and microburst by an international student sounding rocket experiment RockSat-XN and LAMP (Loss through Auroral Microburst Pulsation) sounding rocket experiment. We have succeeded in obtaining the flight data on 13 January 2019 from RockSat-XN sounding rocket experiment. In parallel, we are now preparing HEP analyzer for LAMP sounding rocket experiment. In this presentation, we will show the outline and observation results of RockSat-XN-HEP as well as the LAMP-HEP development status.






最終更新日 2019.04.08 <編集: 星>