2017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  :毎週火曜日 15:00-18:00
■連絡先 :齋藤研D1 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)
4/25(火) 14:30- 5F 会議室 自己紹介
石城 (M1),滑川 (M1),長谷川 (M1)
5/1(月) 15:00- 5F 会議室 自己紹介
大早田 (M1),田寺 (M1)
5/9(火) 15:00- 4F 会議室 自己紹介
島 (D3),阿部 (M1)
5/16(火) 15:00- 6F 会議室 塩谷 (准教授),長谷川 (M1)
5/23(火) JpGUの為お休み
5/30(火) 15:00- 6F 会議室 川手 (PD),中村 (教授)
6/6(火) 15:00- 6F 会議室 加藤 (D2)
6/13(火) 15:00- 6F 会議室 大場 (D3)
6/27(火) 15:00- 6F 会議室 佐藤 (PD),Carlos (PD)
7/4(火) 15:00- 6F 会議室 Ngan (M2),松岡 (准教授)
7/11(火) AGU Chapman Conferencesの為お休み
7/18(火) 15:00- 6F 会議室 高島 (准教授)
8/1(火) 15:00- 6F 会議室 Special Lecture
Peter Chi



発表の概要
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
8/1(火) 15:00- 6F会議室 Peter Chi
TBD
概要: TBD
7/18(火) 15:00- 6F会議室 高島 (准教授)
TBD
概要: TBD
7/4(火) 15:00- 6F会議室 Ngan (M2)
TBD
概要: TBD
7/4(火) 15:00- 6F会議室 松岡 (准教授)
TBD
概要: TBD
6/27(火) 15:00- 6F会議室 佐藤 (PD)
TBD
概要: TBD
6/27(火) 15:00- 6F会議室 Carlos (PD)
TBD
概要: TBD
6/13(火) 15:00- 6F会議室 大場 (D3)
TBD
概要: TBD
6/6(火) 15:00- 6F会議室 加藤 (D2)
TBD
概要: TBD
5/30(火) 15:00- 6F会議室 川手 (PD)
太陽フレアにおける加速電子の観測的・数値的特徴解析
概要: 太陽フレアにおいて粒子加速現象は硬X線や電波観測を用いて古くから確認されている。これまで様々な加速メカニズムがモデルとして考えられてきたが、どこで・どのように加速されているか未だ決着は付いていない。その一方で、フレアごとに加速メカニズムが必ずしも単一ではない可能性の存在も示唆されている。従って粒子加速現象を理解するためには、フレアの特徴毎にどのような加速メカニズムが考えられるか、観測値から系統的に理解することが必要になる。加速メカニズムごとに大きく差が現れるパラメータの一つとして、高エネルギー電子の加速直後のピッチ角分布がある。ピッチ角分布はフレアループ内の電子の輸送条件に大きく影響を及ぼし、その情報を観測的に得るためにはジャイロシンクロトロンによる電波放射の時間発展を理解しなければならない。本研究では、フレアループに沿った電子の輸送および電波放射・硬X線放射を数値的に解くことにより、異なる電子注入条件からそれぞれの放射の特徴を調査した。またその数値計算結果と野辺山電波ヘリオグラフ、Reuven Ramaty High-Energy Solar Spectroscopic Imagerで得られた電波・硬X線観測結果とを比較し、電子の注入条件に対して準統計的に太陽フレアの特徴解析を行った。その結果短寿命なフレアと長寿命なフレアで初期のピッチ角または電子注入場所が異なるという結果が得られた。
5/30(火) 15:00- 6F会議室 中村 (教授)
「あかつき」との20年
概要: 金星探査機あかつきは現在金星周回軌道を回っており、プロジェクトは順調に進んでいるが、ここに辿り着くまでは幾つかの困難な時期があった。本講演ではその経緯を振り返り、そこからどの様な教訓が得られるかを見る。
5/16(火) 15:00- 6F会議室 塩谷 (准教授)
惑星系科学に向けたスペースオプティクスの開発研究
概要: これまでに発表者が行ってきた、惑星系科学に向けたスペースオプティクスの開発研究から抜粋して概略を紹介する。   まず、系外惑星の大気組成を直接観測によって精査するための、宇宙望遠鏡搭載用コロナグラフの開発研究について述べる。特にバイナリ瞳マスク方式のコロナグラフに注力し、高精度微細加工、実証実験で成果を得た。得られた成果は、将来の赤外線、可視光の宇宙望遠鏡への搭載装置とすることで、地上望遠鏡では不可能な系外惑星大気の精査につながり得る。次に、木星氷衛星探査ミッション (JUICE) 搭載ガニメデレーザー高度計 (GALA) について述べる。科学目標、装置開発、また欧州主導のプロジェクトにおける日本の役割について示す。さらに、将来の宇宙望遠鏡・系外惑星観測に向けたスペースオプティクスの基礎研究についても紹介する。   これらのプロジェクト、研究の共通項は、科学目標においては、生命関連科学への志向である。手法としては、天文学的衛星か惑星科学的探査機かの区別にとらわれない宇宙機ミッション、装置開発、光学技術が挙げられる。
5/16(火) 15:00- 6F会議室 長谷川 (M1)
宇宙空間衝撃波の直接観測とデータ解析
概要: 今研究では地球近傍に存在する衝撃波であるバウショックについて、2015年に観測を行ったMMS衛星のデータを用いて解析を行った。その結果衝撃波のおおまかな構造がわかり、パラメータの1つであるθ_Bnが先行研究と矛盾しない範囲で求まった。
5/9(火) 15:00- 4F会議室 島 (D3)
分子雲衝突の3次元シミュレーションで探る大質量星形成条件
概要: 大質量星は超新星爆発などのフィードバックによって星間空間の物理状態や物質循環を支配し、銀河進化にも影響を与えるため非常に重要である。私達はその形成過程に注目しており、小質量星に比べてまだ不明な点が多い。大質量星形成のためには原始星からの輻射圧を超えて質量降着が持続しなければならず、そのためには小質量星形成の場合と比べて100倍以上高い降着率(10^{-4} Msun/yr)が必要となる。この高い質量降着率を実現する方法として、分子雲衝突が注目されている。分子雲同士が超音速で衝突することで衝撃波が発生し、その衝撃波によって高密度の分子雲コアと大質量星の形成が期待される。近年、分子雲衝突によって形成されたと考えられる大質量星の観測結果(Fukui et al. 2014など)が多数報告されており、シミュレーションとの比較研究の重要性が増している。そこで私達のグループで分子雲衝突の3次元シミュレーションを行っている。本研究では、Takahira et al. (2014)では考慮されていなかった星形成をモデル化するためにsink particleを導入している。初期条件として球対称密度分布を持つ等温静水圧平衡の分子雲を2つ仮定し、自己重力・乱流・heating・coolingを考慮した計算を行った。衝突させなかった場合と衝突させた場合の結果を比較することで衝突が星形成に与える影響を調べた。その結果、衝突によってtop-heavyな質量関数が形成されることが明らかになった。NGC6334の観測結果(Munoz et al, 2007)と比較することで、その領域が分子雲衝突によって形成された可能性について議論する。また、詳細な観測との比較研究を行うためにより現実的な初期条件を使用したシミュレーションも行っている。発表ではその現状についても紹介する。
5/9(火) 15:00- 4F会議室 阿部 (M1)
ひのでとIRIS観測衛星で探る太陽大気プラズマ加熱
概要: 上層大気の彩層・コロナは下層大気の光球よりも高温であるが、太陽の熱源は内部にあるためこの温度構造は単純な熱伝導では達成されず、非熱的なメカニズムによって維持されている。非熱的なメカニズムの有力な説として「波動による加熱」が考えられている。そのため、太陽大気中の波動によるエネルギーフラックスの推定が重要であり、エネルギーフラックスを推定するためには、太陽大気中の波動観測および波動モードの特定が必要である。本研究では観測衛星「ひので」を用いて光球面の波動観測を行い、物理量の振動を捉え波動モードを特定した。また、後にIRIS衛星との共同観測を行うため、ひのでとIRISの観測位置合わせを行った。
5/1(月) 15:00- 5F会議室 大早田 (M1)
観測ロケット搭載用真空計開発のための基礎検討
概要:  地球の下層大気では,乱気流等の影響から気体成分が均質な気体となっているが,高度70km以上の大気では,太陽EUVなどによって中性大気の一部が電離大気となる.電離大気と中性大気の運動方向は異なるが両者は衝突し,運動量が輸送される.この運動量輸送がこの領域における電子密度擾乱などの現象にかかわっていると考えられ,その運動量輸送について議論するためには,中性粒子の運動を把握する必要がある.
 そこで,熱圏下部での中性大気密度の測定および中性粒子の運動である中性風の推定を行う手段として,観測ロケットへの搭載を前提とした真空計の開発を行うことを目標とし,本研究ではそのための基礎検討を行った.使用する真空計の候補として真空ゲージMG-2Fを選択し,まずはこの真空計が観測ロケットの振動環境に耐えられるかどうか,振動試験機を用いて振動試験を行った.さらに,真空計を観測ロケットに搭載して飛行させた場合に真空計に加わる圧力を計算し,その計算結果から真空計に要求される測定精度についての考察を行った.
5/1(月) 15:00- 5F会議室 田寺 (M1)
電位が変動する飛翔体で使用可能なラングミューアプローブの開発
概要: 宇宙空間を飛翔する人工衛星の様な飛翔体は,一般的に数ボルトの帯電をしており電位が変動している.しかし,導電性テザー(EDT)システムのように高電圧を取り扱う飛翔体の電位は,大きく変動してしまう.このような飛翔体上で一般的なラングミューアプローブによる測定では,大きな電位の変動によって正常な測定が出来ない.このような背景の下で本研究では,スペースサイエンスチャンバーと呼ばれる実験装置の中に電離圏中のプラズマ環境を模擬し,この中に電位が大きく変動した飛翔体を模擬する.この様な環境下でも正常に電流ー電圧特性の測定を可能にする静電プローブ回路を設置しこの回路の実証実験を行う.
 先行研究で行われた回路の実証実験では,この静電プローブ回路においてバイアス電圧値を6種類に分けて与え,概ね電流ー電圧特性を捉えることが出来ているが,電流ー電圧特性の立ち上がり部分を捉えるための方法として,プローブに広い範囲で電圧を印加し電流―電圧特性の立ち上がり部分を捉え,そこに流れてきた電流値の最大傾きのタイミングと同じタイミングでプローブに印加した電圧値を次の掃引電圧値とし,これを中心に狭い範囲で電圧を掃引するが,この狭い範囲で掃引する電圧の取得,決定方法に変更が必要なことが分かったため,この変更内容を考え,C言語を用いてシミュレーションを行った.
 このシュミレーションは先行研究で取得されたデータを用いてC言語を用いたシュミレーションである.この結果として,各条件で電流値の最大傾きを捉えることが出来た. この本研究で考えたC言語プログラムの回路内ロジックをEDT-FLP回路内のFPGA内にVHDLプログラムでメーカーに依頼し実装を行い,飛翔体の帯電を模擬するために回路をGNDせずにバイアス電圧で電位を変化させ実証実験を行った.この実証実験の結果として,各バイアス電圧での電流値の最大傾き付近を適切に中秋津で着ていることを確認した.また,この結果と先行研究での実証実験の結果とを比較すると開発当初のロジックに対して変更を加えた結果,この回路の性能を向上させることが出来た.
4/25(火) 14:30- 5F会議室 石城 (M1)
スーパーアースの大気獲得過程
概要: 質量が地球の数倍から数十倍程度のスーパーアースと呼ばれる系外惑星は,木星型惑星に比べれば薄いが,地球型惑星に比べて厚い大気を持つことが知られている.一般的な惑星系形成論では惑星がスーパーアースのような中途半端な厚さの大気を持つことは難しいが,原始惑星系円盤が散逸しつつある中で大気を獲得する状況を考えれば,惑星が中途半端な大気を持つ可能性がある. また,大学院では別のテーマで研究する予定なので,大学院での研究内容も説明する.
4/25(火) 14:30- 5F会議室 滑川 (M1)
MAVEN探査機の観測データ解析に基づく火星大気流出機構の研究
概要: 太古の火星は液体の水が存在できるほど温暖な気候だったが、その後何らかの理由で現在のような寒冷で乾燥した気候へ変化したと考えられている。この急激な気候変動の原因としては、CO2のような温室効果ガスの宇宙空間への流出が第1に考えられるが、このように大量のCO2を流出させることのできる機構についてはほとんどわかっていない。大気流出の主要機構の候補としては、火星の上層大気と太陽風の相互作用による惑星イオンの流出を挙げることができる。本研究においてはこの機構に着目し、NASAのMAVEN探査機の観測データを基に、火星の誘導磁気圏尾部において観測された濃く冷たいイオンアウトフローイベントの特徴を調べた。また同時に、MAVENの搭載機器の一つであるSTATICの観測データに基づき、流出しているCO2+イオンの数密度のより正確な推定についても試みた。
4/25(火) 14:30- 5F会議室 長谷川 (M1)
宇宙空間衝撃波の直接観測とデータ解析
概要: 今研究では地球近傍に存在する衝撃波であるバウショックについて、2015年に観測を行ったMMS衛星のデータを用いて解析を行った。その結果衝撃波のおおまかな構造がわかり、パラメータの1つであるθ_Bnが先行研究と矛盾しない範囲で求まった。






最終更新日 2017.05.26 <編集: 星>