2010年度 宇宙プラズマ研究系セミナー



■場所　 ：A棟5F会議室 (変更の場合は赤字)
■時間　 ：水曜15:00-　(変更の場合は赤字)
■連絡先：藤本研Ｄ２ 井筒 智彦 (izutsu [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考　 ：発表時間は一人当たり45分程度 * 2人

これまでの実績
開催日時・場所 発表者 (所属・身分) [発表資料]
3/30(水) 休み
3/23(水) 15:00- 5F会議室 中止
3/16(水) 15:00- 5F会議室 中止
3/9(水) 15:00- 5F会議室 藤本 晶子(ＰＤ)
3/2(水) 15:00- 5F会議室 垰 千尋（ＰＤ）、エイドリアン グロコット（ＰＤ)
2/23(水) 15:00- 5F会議室 笠原 慧（ＰＤ）、木村 智樹（ＰＤ）
2/16(水) 15:00- 5F会議室 大月 祥子（ＰＤ）、中村 琢磨（ＰＤ）
2/2(水) 15:00- 5F会議室 修士論文発表練習
白井 康裕（Ｍ２）、富永 祐（Ｍ２）、西村 夏奈（Ｍ２）
1/26(水) 15:00- 5F会議室 浅村 和史（助教）、西野 真木（ＰＤ）
1/19(水) 15:00- 6F会議室 荒井 宏明（Ｍ１）、飯塚 裕磨（Ｍ１）
1/12(水) 17:00- 7F会議室 長谷川 洋（助教）
12/22(水) 15:00- 5F会議室 東森 一晃（Ｍ２）[PPTX]
福田 陽子（Ｍ２）[PPTX]
12/21(火) 15:00- 5F会議室 白井 康裕（Ｍ２）、西村 夏奈（Ｍ２）、上村 洸太（Ｍ２）
12/15(水) 休み（ＡＧＵ）
12/8(水) 15:00- 5F会議室 富永 祐（Ｍ２）[PDF]
12/1(水) 15:00- 5F会議室 堀田 英之（Ｍ２）[PPTX]
粕谷 紳太郎（Ｍ２）[PPT]
11/25(木) 10:30- 5F会議室 鳥海 森（Ｍ２）[PPTX]
11/17 (水) 15:00- 5F会議室 加藤 藍（Ｍ２）[PPT]
細内 麻悠（Ｍ２）[PPT]
11/17-12/22 修士論文中間発表
11/11 (木) 15:00- 5F会議室 高島 健（准教授）[PPT]
11/03 (水) 休み（文化の日）
10/27 (水) 15:00- 5F会議室 清水 敏文（准教授）（ひのでグループ）[PDF]
10/20 (水) 15:00- 5F会議室 松岡 彩子（准教授）
10/13 (水) 15:00- 5F会議室 齋藤 義文（准教授）
10/6 (水) 15:00- 5F会議室 上村 洸太（Ｍ２）[PDF]
9/29 (水) 15:00- 5F会議室 西村 夏奈（Ｍ２）[PPTX]
9/22 (水) 15:00- 5F会議室 富永 祐（Ｍ２）[PPTX]
9/15 (水) 15:00- 5F会議室 久保田 康文（ＰＤ）
白井 康裕（Ｍ２）[PDF]
9/08 (水) 15:00- 5F会議室 サラ バッドマン（ＰＤ）
9/01 (水) 休み（夏の学校）
8/25 (水) 15:00- 5F会議室 安藤 紘基（Ｄ１）[PPTX]
井口 恭介（Ｄ１）[PDF]
8/04, 11, 18 (水) 休み
7/28 (水) 15:00- 5F会議室 エイドリアン グロコット（ＰＤ)[PDF]
7/26 (月) 10:00- 5F会議室 村上 豪（Ｄ３）（本郷）（Ｄ論中間発表）
7/21 (水) COSPARのため休み
7/14 (水) 15:00- 5F会議室 中村 琢磨（ＰＤ）[PPT]
7/7 (水) 15:00- 5F会議室 井筒 智彦（Ｄ２）[PDF]
富永 祐（Ｍ２）（COSPAR発表練習）[PDF]
6/30 (水) 15:00- 5F会議室 篠原 育（准教授）[PDF]
木村 智樹（ＰＤ）[PDF]
6/23 (水) 15:00- 4F会議室 飯田 佑輔（Ｄ２）（本郷）[PPT]
6/16 (水) 15:00- 5F会議室 北野谷 有吾（Ｄ２）[PPT]
6/09 (水) 15:00- 5F会議室 田中 健太郎（ＰＤ）[PDF]
神山 徹（Ｄ３）[PPTX]
6/02 (水) 15:00- 5F会議室 横田 勝一郎（助教）[PDF]
笠原 慧（ＰＤ）[PDF]
5/26 (水) JPGUのため休み
5/19 (水) 15:00- 5F会議室 長谷川 洋（助教）[PPT]
西野 真木（ＰＤ）[PDF]
白井 康裕（斎藤研Ｍ２）[PPT]
5/12 (水) 15:00- 5F会議室 Ｍ２による連合大会発表練習
上村 洸太（斎藤研Ｍ２）[PPTX]
富永 祐（斎藤研Ｍ２）[PPT]
西村 夏奈（高島研Ｍ２）[PPTX]
5/05 (水) 国民の祝日
4/28 (水) 14:00- 5F会議室 新Ｍ１による卒業研究紹介
荒井 宏明（今村研Ｍ１） [PPTX]
飯塚 裕磨（中村研Ｍ１） [PPT]
入江 敏弘（斎藤研Ｍ１） [PPT]
長竹 宏之（今村研Ｍ１） [PPTX]
4/21 (水) 15:00- 4F会議室 藤本 晶子(ＰＤ) [PPTX]
垰 千尋（ＰＤ） [PPT]
4/14 (水) 14:00- 4F会議室 全員による自己紹介
中村正人教授による基調講演
　[PPT (1)][PPT (2)]
藤本正樹教授による基調講演



発表の概要
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
3/2(水) 15:00- 5F会議室 垰 千尋（ＰＤ）
木星・土星の紫外・赤外オーロラ発光のモデリング
Modeling of UV and IR auroral emissions from Jupiter and Saturn
概要：
Aurorae represent plasma environments around a planet. Outer planetary aurorae are most often observed in the ultraviolet (UV) and the infrared (IR) wavelengths. These wavelengths reflect both same and different backgrounds, e.g., both emissions are stimulated by auroral electron precipitation, while UV is absorbed by hydrocarbons and IR depends on atmospheric temperature and ion chemistry. In order to understand the planetary environment from observed aurorae, we develop a model which estimates UV and IR emission rates accounting for UV absorption by hydrocarbons, ion chemistry, and H3+ non-LTE effects. Dependent of UV and IR emission ratio on auroral electron flux is similar for Jupiter and Saturn case, while that on temperature and electron energy is different between planets. This difference is understood as the effect of temperature, i.e., Jupiter's exospheric temperature is higher than Saturn's, and existence of H2O influx for Saturn case. Applicability of this emission model to (i) observed different appearance of polar emission at Jupiter and Saturn and (ii) time variation of observed aurora will be discussed.
3/2(水) 15:00- 5F会議室 Adrian Grocott（ＰＤ）
Dynamic sub-auroral ionospheric electric fields observed by the Falkland Islands radar during the course of a geomagnetic storm
概要：
A new HF ionospheric radar has recently been deployed by the University of Leicester on the Falkland Islands. This radar, part of the Super Dual Auroral Radar Network (SuperDARN), has a field-of-view covering the 50° - 60° south magnetic latitude range and is therefore capable of studying the sub-auroral ionosphere during expanded polar cap intervals such as geomagnetic storms. One such interval occurred during 3-4 August 2010, when evidence of an enhanced ring current was observed in ground magnetometer data in the form of a ~100 nT decrease in the Sym-H index. The main phase of the storm was observed to last ~24 hours before a gradual recovery lasting ~3 days. On 4 August, during the peak magnetic disturbance of the storm, a high velocity (> 1000 m/s) channel of ionospheric plasma flow, which we interpret as a sub-auroral ion drift (SAID), located at ~55°S and lasting ~6.5 hours was observed by the Falkland Islands radar in the pre-midnight sector. Coincident data from the near-conjugate northern　hemisphere Blackstone HF radar confirm the existence of a similar feature located at the equivalent northern latitude. In this paper we discuss the influence of the storm on the ionospheric conditions and investigate the dynamics of the high velocity flow channel. We find that variations in latitude and magnitude of the flows in the channel are consistent with variations in both the ring current strength and the inferred size of the polar cap, suggesting that the electrodynamics of the nightside sub-auroral region are not only driven by processes in the inner magnetosphere but are also directly related to the level of solar wind-magnetosphere coupling .
2/23(水) 15:00- 5F会議室 笠原 慧（ＰＤ）
Background analysis and improvement of medium-energy ion mass spectrometer
概要：
We have been developing a medium-energy ion instrument (MEP-i) for the radiation belt investigation satellite SPRINT-B/ERG. MEP-i is comprised of an electrostatic analyser, time-of-flight (TOF) mass spectrometer, and solid state detectors; therefore it can measure energy, mass and charge state of the 10-180 keV/q ions. This instrument will provide the significant information of flux and pitch angle distribution of ring current core components, which is essential for the understanding of the radiation belt dynamics. For particle measurements in the inner magnetosphere, the key technology is the mitigation of the background noise caused by the radiation belt particles. When the penetrating high-energy electrons (greater than MeV) and protons (greater than 10 MeV) hit detectors in the TOF unit, they produce spurious signals. Secondary particles (electrons and gamma rays) also cause a significant background. The background count rate is greater for larger detector areas; it means that the background rate can be lowered if the detector areas are reduced. On the other hand, sizes of the detectors are dependent on the focusing property of true signal electrons, from which ion TOF are deduced. In order to reduce the detector areas without decreasing the collection efficiency of true signals, these electron trajectories need to focus sufficiently at the detector. In this study, we depart from our previous model of the TOF unit that is axisymmetric and two-dimensional, and propose a new design that can focus electron trajectories by the introduction of three-dimensional structures.
3/2(水) 15:00- 5F会議室 木村 智樹（ＰＤ）
Non-MHD Aspects of Ganymede’s Magnetosphere: Investigation of Wave-Particle Interaction Based on Multi-Instrumental Observations During Galileo G02 Flyby
概要：
Jovian satellite Ganymede has small magnetosphere with characteristic scale lengths comparable to those of Mercury: e.g., size of the solid body, spatial expansion of the magnetosphere, and electron/ion gyroradii of ambient plasma. Comparative study of Ganymede's magnetosphere with Mercury will provide insights on the process universally existing in small planetary magnetospheres.
This study addresses wave-particle interaction process in the polar cap region based on multi-instrumental observations during Galileo G02 flyby. Observations of high and low frequency wave, particle energy spectra, and pitch angle distribution revealed two kinds of magnetospheric regions: one where strong particle anisotropy by satellite surface loss is accompanied by electron and ion-related electromagnetic waves, and the other where there are weak surface interactions with electrostatic electron wave and no ion-related waves. The latter region corresponds to the ion upflow region (Jia et al., 2009) and locates near the open-closed boundary region of Ganymede’s magnetosphere. We found that ion-related low frequency waves have significant energy flux into the Ganymede’s polar ionosphere which is comparable to Jovian magnetospheric electron’s energy input. This suggests the polar ionospheric heating by the energy from ion-related waves and subsequent ion upflow.
2/16(水) 15:00- 5F会議室 中村 琢磨（ＰＤ）
電流方向に限りのある領域から発生する３次元的磁気リコネクションにおけるHall効果の重要性
Hall magnetohydrodynamic effects for three-dimensional magnetic reconnection with finite width along the direction of the current
概要：
We have performed three-dimensional Hall magnetohydrodynamic (MHD) simulations of magnetic reconnection with finite width along the current direction. Previous MHD simulations have revealed that such localized three-dimensional situations produce the so-called fast reconnection process, in which an Alfvenic fast and narrow jet flows from the localized reconnection region. Our Hall MHD simulations, however, revealed that the Hall effects critically change the results obtained from MHD simulations regarding the physics of the reconnection region; in the Hall MHD cases, the reconnection region itself broadens in the current and anti-current directions due to the plasma flow related with the current. This means that the location and the size of the reconnection region are unsteady features in Hall MHD regime. In this presentation, we will show the detailed results of our Hall MHD simulations and discuss their implications to the observations in the planetary magnetotail.
2/16(水) 15:00- 5F会議室 大月 祥子（ＰＤ）
金星O2夜間大気光の地上観測
概要：
金星1.27um帯O2大気光は直接観測の難しい金星高層大気の力学・化学のプローブとして、1978年の発見以来、地上大型望遠鏡を中心に観測が繰り返されてきた。O2大気光の分布は時間・空間変化が非常に激しく、熱圏スーパーローテーションによる引きずり効果や大気重力波による変調などを反映していると考えられている。近年のVenusExpressからの観測により詳細な空間構造が得られてきたが、その大きな変動を支配する力学・化学過程はまだ明らかになっておらず更なる観測が必要とされている。我々はハワイ・マウナケア山山頂に設置されたNASAの赤外望遠鏡(IRTF)赤外高分散分光器CSHELLを用いてこの大気光のモニタリング観測を行なってきた。2010年9月に得たデータを交え、O2大気光の生成過程や時間空間変動について発表する。
2/2(水) 15:00- 5F会議室 西村 夏奈（Ｍ２）
水星近傍および内部太陽圏における高エネルギー粒子観測のための片面シリコンストリップ検出器の最適化と較正
【発表時間２０分】
概要：
　高エネルギー粒子生成という非熱的現象は、宇宙の至る所で起きている普遍 的な現象であり、その物理過程を知ることは重要なテーマである。BepiColombo 計画は、2つの周回衛星を用いて水星の表層・地形および磁気圏の探査を行う 大型ミッションであり、JAXAとESAが協力して 2014年の打ち上げを目指している。JAXAが開発を担当する水星磁気圏探査衛星(MMO)では、水星磁気圏を解明することを目的とし、広いエネルギー レンジでプラズマ粒子の観測を行う。その一端を担う高エネルギー粒子観測器(HEP-ion)では、水星磁気圏における加速粒子の調査の他、高速 の惑星間空間衝撃波が存在する内部太陽圏の加速粒子の調査を行う。すなわちHEP-ionでは、粒子加速の物理過程を知る上で重要な高エネルギー 粒子の“その場観測”を目的とし、片面シリコンストリップ検出器(SSSD)を用いたエネルギー分析とTOF(Time-Of-Flight)式 の質量分析を併用して、粒子のエネルギーおよびピッチ角の計測を行う。しかし、水星周回軌道はSSSDのような半導体検出器にとって非常に過酷な 熱環境であり、SSSDへの熱入力は90 ℃ に達することが予想されている。温度上昇に伴い、半導体検出器の内部ではリーク電流が増加するため、その検出特性は熱環境によって大きく変化すると考えら れる。また、BepiColombo / MMO計画では、SSSDが持つ複数の電極からの信号を読み出すために特殊用途向け集積回路(ASIC)を新規に開発しているが、ASICにも半導体が使 用されているため信号特性も熱環境によって変化すると考えられる。したがって本研究では、水星近傍および内部太陽圏の高エネルギー粒子の観測デー タを正しく取得するため、SSSDとASICからなるエネルギー分析部の -30～90 ℃ の熱環境における温度特性を評価し、高温下においても正しく動作するように最適化を行った。さらに、より高精度な観測に向けて、SSSDの構造上発生し得 るスプリットイベントや不感層中のエネルギー損失による計測誤差の評価も行った。その結果として、90 ℃ に達する厳しい熱環境においても、粒子のエネルギーを誤差 1 % で同定することが可能であることを示した。
2/2(水) 15:00- 5F会議室 富永 祐（Ｍ２）
SCOPE衛星搭載用超高時間分解能電子計測器の開発
【発表時間２０分】
概要：
　地球磁気圏観測を目的とした将来ミッションとして、SCOPE（cross Scale COupling in Plasma universE）計画が2019年の打ち上げを目標に企画されている。SCOPE計画の主目的は、プラズマのMHDスケールのマクロな現象と、電子・イオンの特徴的なスケールのミクロな現象を同時に観測することである。既存の磁気圏観測衛星における電子計測では、観測時間分解能が1 secオーダーであるため、電子の特徴的なスケールの観測ができなかった。計画の実現には、10 msec以下の時間分解能での観測の実現が必須となる。本研究では、このような超高時間分解能での観測が可能な電子計測器FESA（Fast Electron Spectrum Analyzer）の設計、並びにFESAを用いた観測の精度評価を行なった。
　SCOPE衛星には、８台のFESAを搭載し同時に4πstrの観測視野を確保することを検討している。これにより、観測の時間分解能は衛星スピンに依存しなくなる。またFESAには、Spherical Top-hat型とToroidal Top-hat型の静電分析器を組み合わせた三重球型静電分析器を採用する。二種類の極板間電圧を与えることができるこの分析器を用いれば、同時に２つのエネルギー帯を測定でき、電圧掃引回数を半減させることができる。以上の試みによって、最高で8 msecという超高時間分解能を実現することができる。複数センサー同時観測による３次元速度分布関数の観測、また三重球型静電分析器を使用した観測は、どちらも過去に前例がなく世界初の試みとなる。ゆえにFESAによる観測には、前例のない新たな問題点がいくつか想定されている。本研究では、センサー設計とともに、これらの問題点に対する解決策を講じることも目標としている。
　本研究で設計するセンサーは、先行研究（Saito et al., 2009）によって製作されたFESAの第一世代テストモデルを改良した、第二世代テストモデル（Test Model 2,TM2）という位置付けになる。計算機上でTM2の設計モデルを構築し、数値シミュレーションによって設計したTM2の感度特性を求めた。TM2の感度（g-factor）は、サンプリングタイム0.5 msec中にGEOTAIL LEP-EAeと同等の統計精度でカウントレートを取れる値を目標に設定し、Spherical部（Inside）で6.37e-3 [cm2 str eV/eV /22.5°]、Toroidal部（Outside）で9.12e-3 [cm2 str eV/eV /22.5°]となった。またエネルギー分解能は、10 eV～22.5 keVのエネルギー帯を32ステップで十分なカバレッジで測定できる分解能を目標に設定し、Insideで25.4%、Outsideで18.6% [Full Width at the Half Maximum : FWHM]となった。α方向角度分解能については、１つのセンサーヘッドで衛星スピン方向に22.5°の視野幅を確保できる角度分解能を目標に設定し、Insideで14°、Outsideで9° [FWHM]となった。
　設計したTM2の観測精度を求めるため、またローブ・太陽風観測時の観測のサンプリングタイム (dt) の長さを決めるため、各観測領域におけるプラズマ電子の速度分布関数モデルを構築し、モデル計算によって取得されるカウントを再現した。モデル計算には、取得カウントの統計誤差の影響が考慮されている。モデル計算の結果から、ローブ観測で50 msec、太陽風観測では20 msecのdtを採用するのが、統計誤差を押さえつつ高時間分解能で観測を行うのに適当であると判断した。プラズマシート観測では、0.5 msecのdtで観測を行うことが検討されている。モデル計算から、このdtでは取得カウントの統計誤差が温度・密度の計算結果に1%オーダーの誤差を与えること、またバルク速度の計算は統計誤差の影響が大きいため計算精度が悪くなることが確認できた。8 msecの時間分解能で取得した分布関数から精度良く速度モーメントを求めるには、取得した分布関数に対して関数形を仮定してフィッティング関数を求める必要がある。
　SCOPE衛星の観測対象の一つである磁気圏尾部リコネクション領域を、8 msecの時間分解能で観測を行なった前例は無い。8 msecの時間分解能で取得される速度分布関数の再現性を評価するため、３次元粒子シミュレーションの結果を用いてこの領域で取得されるカウントを再現し、速度分布関数を計算した。8 msecで取得した分布関数から速度モーメントを計算すると、シミュレーションで再現されているリコネクションポイント付近の特徴的な速度モーメントの変化を再現できることがわかった。またこの分布関数から、リコネクションポイント付近で見られる分布関数の温度異方性も確認できた。
　複数センサーによる同時観測では、衛星スピンの影響で各センサーの観測視野が回転してしまう。このためEnergy-Time Spectrum（E-T図）の作成するためには、あるサンプリングタイムに観測方向を向いているセンサーを選び出す、センサーセレクションが必要となる。本研究では、このセンサーセレクション方法を提案した。３次元粒子シミュレーションの結果から再現した取得カウントからE-T図を作成し、提案した方法によってE-T図の作成が可能であることを示した。また同時に、スピンを行わず同じ時間分解能で観測を行う衛星によって取得されるカウントからもE-T図を作成し、両者を比較してDifferential energy fluxの計算精度を比較した。
2/2(水) 15:00- 5F会議室 白井 康裕（Ｍ２）
内部磁気圏探査に向けた低エネルギーイオン分析器の開発
【発表時間１２分】
概要：
宇宙空間に漂うプラズマのダイナミクスを理解するために飛翔体による観測がこれまで数多くされてきた.内部磁気圏は数eV～数百MeVという8桁以上にお よぶ広いエネルギーの領域にわたって、様々なプラズマ粒子が共存し、磁気嵐に伴う激しい変動がみられる領域である. そこで、人工衛星によるその場観測によって低エネルギーから高エネルギーまで総合的に観測する必要があるが、これまでの観測では高エネルギー粒子による背 景ノイズが原因で低エネルギー粒子の正確な観測が困難であった. そのため、背景ノイズを除去可能な観測器の開発をすることとした.
　開発中の観測器はエネルギーを分析する静電分析部と質量を分析する飛行時間分析部の２段構成である. 静電分析部ではエネルギーと電荷の比E/qを、飛行時間分析部ではイオンの飛行時間を計測する. 両者から質量と電荷の比、M/qを求めることができる. また、背景ノイズを極力減らすために飛行時間導出の際の時間的相関、およびセクター分割による空間的相関を取ること、機器の電極・筺体を厚くすること、検 出部面積を小さくすることなどの工夫を凝らしている. 先行研究ではエネルギーレンジ10eV/q-25keV/q、角度分解能22.5度、内部磁気圏に存在する主要なイオンであるH+, He++, He+, O+が十分に弁別可能であることが計算機シミュレーションによって確認されている. 本研究では、飛行時間分析部については設計及び試験モデルの製作を行い、イオンビーム照射試験によって性能を確認した. また、新たに外部ノイズ対策を加える設計開発を行った. 観測器内で用いる検出器は低いながらも太陽紫外線に感度をもつ. 地球の公転軌道付近での太陽紫外線フラックスは大きく、積極的な除去機構を観測器に持たせる必要がある. 観測器極板間での多重反射、また、黒色塗装による反射率低減などによる光子除去の効果を計算機シミュレーションによって見積もった. その結果、光子のトラップ機構を加えることで十分な光子除去性能を達成できるとの予測を得た. 一方、高エネルギー粒子対策も必要である. 高エネルギー粒子は機器の電極・筺体を貫通し、検出器に到達する. また、電極などを構成する粒子と衝突することでガンマ線、二次電子が生成され、検出器に到達することもある. これらが検出されると誤信号となるため、高エネルギー粒子、またはそれによって二次生成された粒子は検出器に到達する前に除去する必要がある. 機器の電極・筺体の厚みによる放射線除去の効果を計算機シミュレーションによって見積もった. その結果、十分な高エネルギー粒子ノイズ除去性能をもちつつ、現実的な重量に抑えた観測器の設計を得た.
1/26(水) 15:00- 5F会議室 西野 真木（ＰＤ）
Anomalous deformation of the Earth's bow shock in the lunar wake
概要：
Because the solar wind (SW) flow is usually super-sonic, a fast-mode bow shock (BS) is formed in front of the Earth's magnetosphere, and the Moon crosses the BS at both dusk and dawn flanks. On the other hand, behind of the Moon along the SW flow forms a tenuous region called lunar wake, where the flow can be sub-Alfvenic (and thus sub-sonic) because of its low-density status. Here we report, with joint measurement by Chang'E-1 and SELENE, that the Earth's BS surface is drastically deformed in the lunar wake. Despite the quasi-perpendicular shock configuration encountered at dusk-flank under the Parker-spiral magnetic field, no clear shock surface can be found in the lunar wake, while instead gradual transition of the magnetic field from the upstream to downstream value was observed for a several-minute interval. This finding suggests that the 'magnetic ramp' is highly broadened in the wake where a fast-mode shock is no longer maintained due to the highly reduced density. On the other hand, observations at the 100 km altitude on the dayside show that the fast-mode shock is maintained even when the width of the downstream region is smaller than a typical scale length of a perpendicular shock. Our results suggest that the Moon is not so large to eliminate the BS at 100 km altitude on the dayside, while the magnetic field associated with the shock structure is drastically affected in the lunar wake.
1/26(水) 15:00- 5F会議室 浅村 和史（助教
0.1-100eV イオンエネルギー質量分析器の開発
概要：
人工飛翔体による磁気圏直接探査では、多くの場合衛星電位が正であり、数eV 以下のイオン計測は簡単ではない。しかし、日陰中の観測などから、無視できないフラックスの存在が示唆されている。

一方、数eV 以下の粒子を静電分析器によってエネルギー分析する場合、分析器電極に印加する電圧が低くなるため、印加電圧の安定性に問題が生じる場合がある。これを回避するためには分析器内の極板間隔を極板曲率半径に比べ広げるなどが考えられるが、エネルギー分解能、光子除去性能などに劣る方向となる。トップハット型静電分析器を基に入射口位置、出射スリット位置などを工夫し、印加電圧を上げた上で、質量分析機能をつけた分析器について発表する。

ただし、数eV 以下のイオンを観測するためには衛星電位をプラズマ電位に近づけるか、ブームなどによって観測器自体を衛星本体から離した上で、観測器筐体の電位を制御するなどが必要と考えられる
1/19(水) 15:00- 6F会議室 飯塚 裕磨（Ｍ１）
放射輸送計算を用いた金星大気紫外吸収物質分布考察
概要：
金星大気紫外吸収物質としてはSO2の存在が古くから知られている。しかしもう一種類存在するとされる未同定吸収物質の種類や高度分布など、明ら かになっていない点は多い。吸収物質を含まない一様な雲層を考えた場合、太陽直下点がもっとも明るく見えると考えられるが、紫外で見る金星はその ような傾向が弱い。これは雲頂直下に吸収物質が存在すると考えれば説明できる可能性がある。これについて、放射輸送計算と観測とを比較することに より、雲頂付近における大気情報について考察を行っていく。
1/19(水) 15:00- 6F会議室 荒井 宏明（Ｍ１）
熱潮汐波による運動量輸送と大気構造の関係
概要：
金星大気では雲層で東西一様な風速100m/sにも達するスーパーローテーションが存在する。この風速の生成・維持を説明する仮説の1つに、雲層の加熱により励起された熱潮汐波が運動量を上下に輸送することで雲層を加速するというものがあ る。熱潮汐波による運動量輸送量は、基本場の風速や大気安定度など様々なパラメータにより決まる。本研究では数値計算によりそれらのパラメータを変化させたときの運動量輸送量を調べ、結果として生成される風速場からスーパーローテーションの維 持・生成にはどのパラメータのどのような鉛直構造が本質的な寄与をしているかを調べる。
1/12(水) 17:00- 7F会議室 長谷川 洋（助教）
Recovery of space plasma structures in spacetime from in-situ measurements
その場 観測から宇宙プラズマ構造の時空発展を再現する
概要：
We present a new data analysis method for reconstructing time evolution of quasi-static two-dimensional structures in space from in-situ measurements of the plasma bulk parameters and magnetic field. The method is benchmarked by use of synthetic data from numerical simulations of time-dependent magnetic reconnection, and is applied to observations by the Cluster spacecraft of a magnetopause current layer. We discuss relevant issues to be addressed in future and the possibility of reconstruction using multi-point measurements.
12/22(水) 15:00- 5F会議室 福田 陽子（Ｍ２）
れいめい衛星観測によるInverted-V領域における電子のエネルギー・ピッチ角分布の特性
概要：
ディスクリートオーロラの主な生成メカニズムと して、高度約3000-10000kmに存在するV字静電ポテンシャルによる加速 が挙げられる。中央で磁力線に平行な電場が大きく、端で磁力線に平行な電場が小さいと考えられているＶ字静電ポテンシャルを通過した電子 は、エネルギー‐時間ダイヤグラム上に逆Ｖ型の分布を示すことからInverted-V電子と呼ばれている。従って、Inverted-V電子のエネ ルギーやピッチ角分布の微細な構造変化は、加速領域におけるＶ字静電ポテン シャルの構造や変動を反映したものであると考えられる。これまで、AE-D衛星によるInverted-V領域の垂直方向成分と降下方向成分の電子フラッ クス比の時間変化[Lin and Hoffman, 1982]やＶ字静電ポ テンシャルの端で見られる降下方向電子[Boehm et al., 1994]が報告され ている様に、ピッチ角分布の変動は非常に興味深い。しかし、これまでの研究においてInverted-V電子のピッチ角分布の微細な変動について着目した 例は数少なく、また、ロケット観測やイベント解析によるものが大半で、統計的に現象をまとめた例はない。さらに、オーロラ発光構造と比較 することはオーロラ電子加速領域の理解においても 重要である。
　そこで、本研究ではオーロラ粒子とオーロラ発光を高時間・高空間分解能で同時観測を行うれいめい衛星のデータを 用いて、Inverted-V領 域におけるオーロラ電子の特性を調べるために、53のInverted-Vイベントについてオーロラ電子のエネルギーとピッチ角分布の変動パターンやオー ロラ形状を 統計的にまとめた。
　特に着目する点は、Inverted-V領域の端での降下方向成分の電子の振る舞いである。Ｖ字静電ポテ ンシャルの両端では、磁力線に垂直方向の電場が卓越するため、降下方向成分の電子フラックスが増加するということは考えにくい。しかしな がら、れいめい衛星の観測によりInverted-V領域の端では降下方向成分の電子フラックスが卓越しており、Inverted-V領域の中心 に向かうにつれてピッチ角が広がり、それと同時にエネルギーが上昇する傾向があることが分かった。本発表では、Inverted-V領域の端にお けるオーロラ電子の特性とオーロラ形状の統計結果を 示し、なぜInverted-V領域の端で 降下方向成分電子の卓越が生じるのかについて考察を行う予定である。
12/22(水) 15:00- 5F会議室 東森 一晃（Ｍ２）
無衝突磁気リコネクション中で Slow shock は本当に形成されるのか？
-温度異方性と Slow shock 形成条件から-
概要：
Slow shock は磁場のエネルギーをプラズマの運動エネルギーと熱エネルギーに変換する現象として知られているが、これまでの ISEE 衛星や Geotail 衛星などによる観測から、地球磁気圏尾部では磁気リコネクションの境界層に沿って発達する Slow shock がプラズマの輸送や加熱を担う重要な要素であることが示唆されてきた。観測に加え、MHD シミュレーションにおいても磁気リコネクション中での Slow shock形成が確かめられている。 しかしながらプラズマの粒子的な効果を考えた (Hybridコードや Particle-In-Cell コードなどによる) 数値シミュレーションにおいては、磁気リコネクション中での Slow shock 形成の有無についてコンセンサスが得られていないのが現状である。

MHD からミクロな世界へ踏み込んだ時、リコネクション境界層に沿った Slow shock形成について議論する上でまず重要なのは温度異方性である。 過去の理論的な研究から、衝撃波下流側で磁場に平行方向に温度が高い場合には Slow shock の Rankine-Hugoniot 解が存在しにくくなることがわかっている。 実際に 2次元Hybrid コードによる先行研究では磁気リコネクション境界層の下流側で磁場に平行方向に温度が高くなることが確認されており、Slow shock は確認されていない。観測でも同様にSlow shock 下流で磁場に平行に温度が高いことがわかっているが、数値実験と比べその温度異方性が小さいというのは注目すべき点である。

我々は Hybrid コードを用いて、先行研究に比べ空間的に高解像度かつ広領域の数値実験を行った。その結果、磁場がつなぎ変わるX点からの距離が大きくなるほど温度異方性 は緩和され、Slow shock の性質と類似した不連続面が形成された。今回はこの結果をもとに、磁気リコネクション境界層に沿った温度異方性と Slow shock 形成の関係について詳細に述べる。
12/21(火) 15:00- 5F会議室 上村 洸太（Ｍ２）
太陽風プロトンの月面散乱における散乱角依存性の研究
Solar wind proton scattering at the lunar surface
概要：
　月は地球のようなグローバルな磁場や濃密な大気を持たない天体である。そのため、太陽風中の電子やイオンは月表面と直接に相互作用を起こ す。月低高度 (~100km)における低エネルギー電子の観測は、アポロ計画やルナプロスペクターなどの月周回衛星によって、様々に行われきた。しかし低 エネルギーイ オンの観測はなく、これまでの研究では太陽風中のイオンはすべて月面に吸収されると仮定されている。
　約1年半における月周回衛星「かぐや」搭載プラズマ粒子観測器MAP-PACEの観測よって、月面にすべて吸収されるとされてきたイオンが 月面で散乱し 太陽方向に戻ってくる現象が確認された。観測された散乱イオンの主成分はプロトンであり、太陽風フラックスの約１％が散乱することが明らかと なった [Sato et al, 2008]。
　本研究は、太陽風プロトンの月面散乱における特徴を明らかにすることを目的とする。散乱プロトンの特徴を明らかにするため、観測されたプロ トンを衛星高 度から月面までバックトレースし、その地点での月面に対する入射角と散乱角の分布を調べた。また、この散乱プロトンは月の緯度に依存した特徴 的なエネル ギー分布を示す。散乱プロトンの最大エネルギーは緯度に依存せず一定の値を持ち、最小エネルギーは極域から赤道域にかけて減少し、赤道域で最 小値もつよう な分布である。この緯度依存性を月面に対する太陽風の入射角の違いによる月面散乱の様子の違いであると考え、入射角と散乱角度に対するエネル ギー分布を導 出した。
　今回の発表ではこれまでの解析結果について述べる。
12/21(火) 15:00- 5F会議室 西村 夏奈（Ｍ２）
水星近傍における高エネルギー粒子観測のためのSi半導体検出器の最適化
Optimization of Silicon Semiconductor Detector for High-energy Particle Observation around Mercury
概要：
　現在、日欧協力の下、2014年の打ち上げを目指すBepiColombo/MMO(水星磁気圏 探査衛星)計画が進行中である。MMO計画では、水星磁気圏の構造・ダイナミクスおよび太陽系最内縁環境の調査を行うという目的で、広いエネ ルギー帯に 渡って水星近傍のプラズマ粒子観測が行われる。その一端を担う高エネルギーイオン観測器(HEP-ion)では、太陽風・惑星間空間衝撃波や 水星磁気圏を 起源とする高エネルギーイオン(30keV~1.5MeV)をターゲットとし、カーボンフォイルとMCPを用いたTOF式質量分析とともに Si半導体検出 器を用いたエネルギー分析を行う。水星近傍では太陽による強烈な熱輻射に晒されるため、MMOの熱設計は70℃とされている。ただしHEP- ionの場 合、筺体の熱輻射によってその内部温度はさらに上昇するため、検出器が晒される最高温度は90℃と予想されている。即ち、HEP-ionに使 用するSi半 導体検出器には、90℃に及ぶ高温環境から-30℃の低温環境までの広い温度範囲で動作することが求められる。半導体検出器にとって動作環境 の温度は検出 器の特性に影響を及ぼす最も重要なパラメータであり、入射粒子のエネルギーの情報を正しく取得するためには、打ち上げ前にその温度特性を把握 し検出器の最 適化および較正を行う必要がある。本研究では、水星近傍で高エネルギー粒子観測を常時行い、且つ観測から得られる水星近傍の描像を正しいと判 断づけるた め、HEP-ionに使用するSi半導体検出器の温度特性の評価と最適化および較正を行った。
12/21(火) 15:00- 5F会議室 白井 康裕（Ｍ２）
内部磁気圏探査に向けた低エネルギーイオン質量分析器の開発
概要：
　内部磁気圏は数eV～数十MeVという6桁以上におよぶ広いエネルギーの領域にわたって、様々なプラズマ粒子が共存し、磁気嵐に伴う激 しい変動がみられ る領域です。そこで、人工衛星によるその場観測によって低エネルギーから高エネルギーまで総合的に観測する必要がありますが、これまでの 観測では高エネル ギー粒子による背景ノイズが原因で低エネルギー粒子の正確な観測が困難でありました。そのため、背景ノイズを除去可能な観測器の開発が必 要です。開発中の 観測器はエネルギーを分析する静電分析部と質量を分析する飛行時間分析部の２段構成になります。静電分析部ではエネルギーと電荷の比 E/qを、飛行時間分 析部ではイオンの飛行時間を計測します。両者から質量と電荷の比、M/qを求めることができます。また、背景ノイズを極力減らすために飛 行時間導出の際の 時間的相関、およびセクター分割による空間的相関を取ること、機器の電極・筺体を厚くすること、検出部面積を小さくすることなどの工夫を 凝らしています。 先行研究である設計開発においてエネルギーレンジ10eV/q-25keV/q、角度分解能22.5度、内部磁気圏に存在する主要なイオ ンであるH+, He++, He+, O+が十分に弁別可能であることが確認されています。
　飛行時間分析部については設計及び試験モデルの製作を行い、イオンビーム照射試験によって性能を確認しました。また、私は新たに外部ノイズ対策 を加える設計開発を行いました。観測器内で用いる検出器は低いながらも太陽紫外線に感度をもちます。地球の公転軌道付近での太陽紫外線フ ラックスは大き く、積極的な除去機構を観測器に持たせる必要があります。観測器極板間での多重反射、また、黒色塗装による反射率低減などによる光子除去 の効果を計算機シ ミュレーションによって見積もりました。その結果、光子のトラップ機構を加えることで十分な光子除去性能を達成できるとの予測を得まし た。
　一方、高エネルギー粒子対策も必要です。高エネルギー粒子は機器の電極・筺体を貫通し、検出器に到達します。また、電極などを構成する 粒子と衝突するこ とでガンマ線、二次電子が生成され、検出器に到達することもあります。これらが検出されると誤信号となるため、高エネルギー粒子、または それによって二次 生成された粒子は検出器に到達する前に除去する必要があります。機器の電極・筺体の厚みによる放射線除去の効果を計算機シミュレーション によって見積もり ました。結果、筺体をいくつかのパーツごとにわけ、それぞれの厚みについて最適化することできました。
12/8 (水) 15:00- 5F会議室 富永 祐 （Ｍ２）
SCOPE衛星搭載用低エネルギー電子計測器の開発
概要：
　２０１８年打ち上げ予定の地球磁気圏観測衛星「SCOPE」に搭載する、低エネルギー電子計測器（静電分析器）の設計・開発を行っている。
　SCOPE計画の主目的は、プラズマのMHDスケールのマクロな運動と、熱運動スケールのミクロな運動の間のスケール間結合についての理解を得ることである。既存の磁気圏観測衛星における電子計測では、観測時間分解能が10 secオーダーであるため、マクロな運動のみ捉えることができた。ミクロな運動の観測を行うには、これよりも３桁小さい10 msecオーダーの観測を行う必要があり、従って既存の計測器の1000倍の速さで観測を行える超高時間分解能な観測を行うことが必須となる。
　この超高時間分解能の実現のため、一度に８セット（１６台）のセンサーを衛星に搭載し、衛星スピンに依存しない観測を行うことを検討している。また個々のセンサーは、同時に二つのエネルギー帯を測定できる三重球型静電分析器を採用する。
　本研究では、静電分析器の設計開発と性能評価、及び複数センサー搭載という試みによって生じうる問題点の検討を行っている。本発表では、以下の事項について述べる。 1. SCOPE計画の概要 2. 低エネルギー電子計測の原理 3. 観測センサーの設計と数値シミュレーションによる特性計算 4. 磁気圏尾部リコネクション領域における観測データの再現
12/1 (水) 15:00- 5F会議室 粕谷 紳太郎 （東大Ｍ２）
1180nmを用いた地上分光観測による金星下層大気に含まれるH2Oの半球分布の導出
概要：
　金星全体を覆う雲層のメカニズムの多くは、まだよく知られていない。雲のメカニズム、金星大気の性質を理解する上で、H2Oの存在は無視することはできない。
　近年、近赤外領域の特定の波長帯が通り抜けることができる金星の大気窓の発見により、金星雲層下の大気観測がより容易になった。これによって、下層大気中に含まれるH2O の定量値の精度は大きく向上した。また、近赤外線を利用した観測のなかでも、1180nmの波長帯を用い広い領域に渡ってH2Oを定量するという観測はあ まり行われていない。そのため、高度15km以下の大気の情報を含むこのスペクトルから得られるH2Oの半球分布を見ることは、大気の循環の様子や雲の生 成メカニズムを理解する上で重要だと言える。
　今回、我々は群馬県立天文台（GAO）の赤外線カメラを用い地上分光観測を行い、分光撮像による金星夜面の熱放射スペクトルを取得した。この波長帯での波長分解能は1500程度で、赤外線カメラの観測波長領域は、1180nmの熱放射を含む、1160～1340nm である。先行研究から得られている水蒸気量などの情報からスペクトルを合成し、観測されたスペクトルと形を比較することによって金星下層大気、特に15km以下の大気中に含まれる水蒸気の抽出を試みた。
12/1 (水) 15:00- 5F会議室 堀田 英之 （東大Ｍ２）
音速抑制法による太陽内部の対流数値計算
概要：
　太陽の黒点数・磁場は11年の周期をもって活動していることが知られている。これは、電離したプラズマが磁場を引き伸ばすなどして運動エネルギーを磁場のエネルギーに変換するダイナモ機構によって維持されていると考えられている。つまり、太陽ダイナモを本質的に理解するためには、太陽内部の速度構造(対流・差動回転・子午面環流)を理解することが重要である。
　観測的には日震学の発展によって太陽対流層内部の差動回転、子午面環流の大規模構造を知ることが可能になったが、得られた観測事実に対する我々の物理的理解は乏しい。一方で、数値計算を用いて太陽内部の速度構造を理解しようとすることには大きな困難がある。それは対流層の底で音速が200km/sと非常に速いことであることである。CFL条件により、時間ステップを数秒程度と非常に小さく取らなければいけないにもかかわらず、数十年スケールの現象を扱わなければいけない。ここで、現在多くの研究で取られている手法がanelastic近似というものである。これは音速を無限大と仮定することで、CFL条件を緩和するものである。しかし、各ステップごとに全てのCPUの情報が必要になり、多くのCPUを使う計算ではスケールしなくなることが知られている。
　ここで、話者が提案するのが音速抑制法(RSS:Reduced Sound Speed)による計算緩和である。連続の式を人工的に変えることで音速を変化させ、CFL条件を緩和する。この方法を用いれば、全ての方程式を陽的に解くことができ、非常に効率的多量のCPUを使うことができる。しかし、これは世界初の試みであり、対流を記述するのに音速抑制法が有効であるか自明ではない。話者は音速抑制法を用いた2次元、3次元対流計算をおこないその妥当性を検討した。
11/25 (木) 10:30- 5F会議室 鳥海 森 （東大Ｍ２）
太陽浮上磁場・活動領域形成に関する大規模MHD数値シミュレーション
概要：
　太陽活動は磁場と密接に関連している。特に太陽内部から磁束が出現して形成される活動領域は、フレアやCMEを起こすなど地球近傍を含む宇宙空間に強く影響を及ぼす。これに関して、本研究では太陽対流層の深さ2万kmから磁束が浮上し、活動領域を形成する以下(1)-(4)のMHD数値シミュレーションを行った。
(1) Toriumi & Yokoyama (2010)では、Shibata et al. (1989)のモデルを大幅に拡張し、深さ2万kmに置いた磁束が磁気浮力不安定によって光球表面へ出現しコロナループを形成する様子を2次元で計算した。
(2) Toriumi & Yokoyama (2011)では、磁束の断面方向の時間発展について2次元数値計算を行った。以上(1),(2)の大規模計算により、深さ2万kmにおける磁束の存在条件（磁場強度、総磁束量、ねじれ強度）を得ることができた。
(3) Toriumi et al. (2011)では、太陽表面直下に置いた磁束管がコロナへ浮上する様子を3次元にて計算し、コロナ磁気エネルギーの磁束管ねじれに対する依存性を調べた。
(4) 太陽の深さ2万kmからの3次元浮上磁場計算を行った。これによりStrous et al. (1999)が観測に基づいて示した活動領域の垂直シートモデルを理論的に裏付け、新たな浮上磁場モデルを提唱した。すなわち、太陽内部から浮上した磁束管は光球付近で減速し、水平な磁気シートを形成する。さらにこのとき光球直下の磁場が磁気浮力の交換モード不安定によって浮上し、コロナの磁気構造を形成する。
　発表では、太陽磁場に関して紹介を行い、発表者がこれまでに行った研究(1)-(3)をまとめた上で、今回新たに行った研究(4)について報告する。
11/17 (水) 15:00- 5F会議室 加藤 藍 （東大Ｍ２）
電子・陽電子・イオンプラズマ中の相対論的衝撃波粒子加速における宇宙線の効果について
概要：
　宇宙の高エネルギー天体に存在する相対論的無衝突衝撃波は、非熱的粒子の生成に大きく寄与していると考えられている。粒子加速は、MHDのマクロな視点では解明できないため、ミクロな粒子加速メカニズムを追うために用いられている研究手法は、PICシミュレーションである。Hoshino et al(1992)やAmato & Arons(2006)においても、電子・陽電子・イオンプラズマの中での相対論的衝撃波はPICシミュレーションで研究されており、電子・陽電子プラズマが衝撃波において効率よく加速され、陽電子は冪乗スペクトルとなることがわかっている。しかしこのようなシミュレーション研究は、プラズマプロセスにおけるkineticな衝撃波の描像を理解するのに適しているが、空間的にも時間的にもとても小さなスケールであり、衝撃波の初期の発達を見ることしかできない。一方で充分時間の経った後の衝撃波では、相対論的な非熱的粒子や宇宙線が混在しているはずであり、そのエネルギー密度は無視できない大きさになると考えられる。
　今回の発表では、充分時間の経った後の衝撃波を想定し、Amato & Aronsの場合よりも熱い電子・陽電子・イオンを宇宙線として上流に混ぜた場合の１次元シミュレーションの長時間計算を紹介する。宇宙線の個数密度や温度をパラメータとし、σe=2.0のプラズマ中の衝撃波の様子や、サイクロトロン不安定の変化を調べることによる、衝撃波形成から充分時間の経った後の粒子加速における宇宙線の効果を議論した。
11/17 (水) 15:00- 5F会議室 細内 麻悠 （東大Ｍ２）
概要：
　私は、金星昼面からの太陽散乱光を分光観測したデータを用いて、金星大気波動現象の研究を行っている。
　金星では様々な時間・空間スケールの波動の伝播が大気中の角運動量を輸送し、上層大気に蓄積することでスーパーローテーションを生成・維持しているという考えがある。よって波動現象の理解を深めることで、金星のスーパーローテーションのメカニズムの解明につながる可能性があると言えるし、また、子午面循環や雲の生成機構などにも波動現象が関わっていると考えもあり、それらの解明にもつながる可能性があると言える。
　過去、金星の大気波動現象は、紫外域の観測から発見されてきた。赤外域の観測から波動現象を捉えようとする試みは、他に例が少なく、大きな特色である。また、赤外昼面撮像は一般にコントラストが小さいため波の検出が難しいが、この研究では分光的手法を用いることで、この点を乗り越えている。本研究では主成分である二酸化炭素を定量することで高度60-65kmの現象を観測する。紫外昼面撮像の約70km、赤外域夜面撮像の約50kmとも異なった高度を観測することが可能である。
　さらに、金星大気には、vacillationと呼ばれる、スーパーローテーション速度や波動現象に現れる準周期的年々変動が存在すると言われている。地上観測は半永久的に観測継続可能であり、この変動を観測できる可能性は高い。vacillationは地球赤道域大気の準2年振動(QBO)のように複数の大気波動の相互作用によるものではないかと推測される。この点も検討していきたい。
　ハワイマウナケア山頂のIRTF・CSHELL分光器を用いて行った。スリット長手方向を南北にとった分光撮像で、波長および緯度方向情報を同時に取得し、かつ、公転運動を利用して経度方向走査を行い、半球分のデータを得た。公称分解能は42000、シーイングは1~2秒角だった。
　観測は2007年5月26日-6月1日および11月10日-13日、2009年6月12,13,15日、2010年8月2-9日に行われている。
　今回は各期間ごとの解析結果と、それらから考えうる波動現象について考察を行う。
11/11 (木) 15:00- 5F会議室 高島 健 （准教授）
In-orbit operation of a Compact Gravitational Wave Detector on SDS-1
概要：
　2009年1月にGOSATとともに打ち上げられたJAXA実証衛星SDS-1に”宇宙への敷居を下げる”プロジェクトとして超小型の重力波検出器を搭載した。重力波の検出は大型地上観測がベースとなっているが、将来に向けた宇宙空間での観測が世界的にも計画されてきている。重力波天文学の紹介と、SDS-1に搭載した観測機器の開発過程とその成果についても紹介する。
10/27 (水) 15:00- 5F会議室 清水 敏文 （准教授）
「ひので」による彩層プラズマ噴出を伴う磁気リコネクション現象の観測
概要：
　「ひので」可視光磁場望遠鏡による太陽彩層の高解像度撮像観測は、太陽表面(光球)とコロナのインターフェース層としての彩層の描像を塗り替え た。太陽研究者の想像を超えて、彩層がジェットやガス噴出に満ちたダイナミックな世界であった。黒点内で見つかった「恒常的な彩層プラズマ噴出」 はその一例であり、セミナーではこの現象の観測およびそこから得られる磁場構造の描像を議論したい。この現象は、１日以上にわたって何度も何度も 間欠的に噴出する現象であり、「ヘリカルな磁力管」の存在が重要な役割をしているらしい。磁気圏観測の類似例として、Flux Transfer Events (FTE)の研究は、この太陽ガス噴出を起すヘリカル磁力管の形成に関してアイデアを提供してくれているのかもしれない。
10/20 (水) 15:00- 5F会議室 松岡 彩子（准教授）
Development of fluxgate magnetometers and applications to the space science missions
概要：
　Magnetic field is one of the essential physical parameters to study the space physics. Fluxgate magnetometers have been most generally used to measure the magnetic field in the space by satellites and sounding rockets. As the understanding in the space physics field progresses, more accurate measurement of the magnetic field is required to achieve the science objectives of future missions. Many efforts have been paid to improve the magnetic field measurement in the space, not only by the development of new techniques for magnetometers but also by designing or building the spacecraft suitable for the accurate magnetic field measurement. On the other hand, for the planetary and multi-satellite missions, it is strongly required to reduce the instrument weight and power consumption, since the resource is severely restricted. Much lighter magnetometers consuming lower power compared with conventional ones have been developed for the recent and future projects. It enlarges the opportunity to have magnetometers in various space missions.
　In the talk the principle and development history of the fluxgate magnetometer for space missions are overviewed. Furthermore the recent developments of magnetometers in Japan and other countries are presented.
10/13 (水) 15:00- 5F会議室 齋藤 義文 （准教授）
月磁気異常上空のプラズマ構造について
概要：
　月にはグローバルな固有磁場が無く、濃い大気も無い事がよく知られて いる。強い固有磁場によって太陽風の磁気圏への直接侵入が妨げられている地球とは異なり、月表面には太陽風が直接衝突する事ができる。月表面 磁気異常が発見された１９６０年代以降、太陽風と月面磁気異常の相互作用に関する、計算機シミュレーション、人工衛星による観測を含むいくつ かの研究がなされているが詳しい構造は未解明のままであった。
　「かぐや」衛星搭載プラズマ観測装置MAP-PACE (MAgnetic field and Plasma experiment - Plasma energy Angle and Composition Experiment)は高度１００kmの月周回軌道で低エネルギーイオンの連続観測を約１年半にわたって行なった。最後の半年間は、高度５０kmに軌道 を下げ、その後更に低い３０km以下の高度での観測も行った。「かぐや」が強い磁気異常上空を２０kmの低高度で通過した際、入射太陽風イオ ンの減速、入射太陽風電子の加速、反射イオンの加熱などが観測された。更に、反射イオンについて調べたところ、磁力計で検出された磁気異常よ りも広い領域に分布していること、入射太陽風イオンに比べて加熱されていることなどが明らかになった。特にヘリウムイオンについては顕著なエ ネルギーの減少が見られた。このことは、磁気異常による太陽風イオンの反射が単純な磁気ミラー反射では無い、月面磁気異常との相互作用を経た ものであることを示している。
10/6 (水) 15:00- 5F会議室 上村 洸太（Ｍ２）
Solar wind proton scattering at the lunar surface
概要：
　　「かぐや」衛星搭載プラズマ観測装置MAP-PACEは、高度100kmの月周回軌道で低エネルギーイオンの連続観測を行った。月周囲のプラズマ環境は、低エネルギーイオンの観測が殆ど無かった事からよくわかっていなかった。MAP-PACE-IMAによる低エネルギーイオンの観測により、月昼側の低エネルギーイオンの分布は次の4種類の特徴的な分布に大別できることがわかった。
（１）月表面で散乱された太陽風プロトン
（２）月面磁気異常によって反射された太陽風プロトン
（３）月面で反射/散乱されたプロトンが太陽風中の電場によってピックアップ され加速されたプロトン
（４）月面/月面近傍の月大気を起源とするイオン
中でも（１）の理解は、月を含めた非磁化天体表面と太陽風との直接相互作用を理解する上でも重要である。
　本研究では太陽風プロトンの月面での散乱メカニズム解明のため、IMAの半球面の視野を16×64に分割して計測したデータを利用し、太陽風プロトンの月面に対する入射角と散乱プロトンの月面に対する出射角及び散乱プロトンのエネルギーとの関 係を調べた。
　本発表では現在までの解析結果を報告する。
9/29 (水) 15:00- 5F会議室 西村 夏奈（Ｍ２）
Calibration test report of SSSD in HEP-ion for BepiColombo/MMO mission
概要：
　BepiColombo/MMO は水星磁気圏の構造およびダイナミクスを解明するという目的で、ESAとJAXAが共同して2014年の打ち上げを目指す水星周回衛星である。水星磁気圏を理解するためには、広いエネルギーレンジのプラズマ粒子を広い視野を持って高エネルギー分解能・高角度分解能で直接観測することが重要である。そのためMMOには5種類のプラズマ粒子観測器が搭載され、その観測器の一つで高エネルギー(30 ? 1500 keV)のイオンをターゲットとしているものがHEP-ion(High Energy Particle detector-ion)である。HEP-ionでは、低エネルギーまで計測できるよう入射面の不感層を薄くしたシリコン半導体検出器を用いてエネルギー分析を、炭素膜とMCP(Micro Channel Plate)を利用したTOF(Time-Of-Flight)ユニットを用いて速度分析および質量分析を行う。
　外部からの熱入力が避けられないプラズマ粒子観測器の場合、熱環境の厳しい水星探査においては半導体検出器の耐熱性が求められる。そこでMMO/MPPEチームはHEP-ionのエネルギー分析部にストリップ型半導体検出器(SSSD)を用いるとし、細分化された電極から一つ一つ信号を読み出すためのアナログASICを新規に開発した。SSSDは従来の半導体検出器と比べ、温度上昇に伴って増加する半導体検出器のノイズの影響(やバースト時に予想されるパイルアップ)が数十分の一に低減されるため、水星環境においても高パフォーマンスな観測ができることが期待される。ただしSSSDを衛星観測に用いることは初の試みであり、実際の観測で正しいデータを取得するため、地上で水星環境を考慮した較正試験を行っておく必要がある。
　本発表では、このSSSDおよびASICからなる粒子観測器について、私がこれまで行ってきた性能試験・較正試験の結果を報告する。
9/22 (水) 15:00- 5F会議室 富永 祐（Ｍ２）
SCOPE衛星搭載用低エネルギー電子計測器の開発
概要：
　２０１８年打ち上げ予定の磁気圏探査衛星「SCOPE」に搭載する、低エネルギー電子計測器の開発を行っている。これまでの研究成果として、計測器の設計の完成、数値シミュレーションによる計測器の特性計算、数値モデルを用いた計測器の観測精度の評価、複数センサーによる観測を行う際のサンプリング方法の検討を行ってきた。

本セミナーでは、以下の事項について発表する。
・SCOPE計画の概要
・低エネルギー電子計測の原理
・設計した観測センサーの特性計算結果
・複数センサーによる観測を行う際のサンプリング方法の検討

高時間分解能を実現するために、衛星に複数のセンサーを搭載し衛星のスピンに依存しない観測を行うことを検討している。しかしながら、SCOPE衛星はスピン衛星であるため、各センサーの観測視野がスピンによって刻一刻と変化してしまう。これによって、観測精度を悪化させてしまうおそれがある。この観測視野の変化が観測精度に与える影響を定量的に評価し、精度悪化を低減するためのサンプリング方法を検討する。
9/15 (水) 15:00- 5F会議室 久保田 康文（ＰＤ）
非磁化惑星からの電離層起源のイオンの流出：火星と金星の比較
Heavy ion escape processes for non-magnetized planet: The comparison between Mars and Venus
概要：
　火星、金星は磁気双極子モーメントが非常に小さく、全球的な固有磁場がほとんどない。そのため、太陽風は電離層と直接相互作用する。火星探査衛星Mars Expressのイオン観測によると、火星夜側1RM高度でO+,O2+,CO2+などの電離層起源と考えられる重イオンが観測さる。一方、金星探査衛星Venus Expressの観測ではO+は観測されているが、O2+,CO2+のような電離層下層で生成するようなイオンの観測は報告されていない。本研究では電離層を考慮した３次元MHDシミュレーションを用いて、電離層からのO+,O2+,CO2+の流出過程について火星、金星の違いを調べるため、太陽風圧力を変化させて（平均的な太陽風圧力を１として×0.1~×10まで）流出過程、流出量を調べた。その結果、火星では×0.1~×10の間でO2+の流出量は10^23/s以上であった。一方、金星では太陽風圧力が弱い場合(×0.1)は、O2+の流出量は10^21/sでほとんど流出しない。太陽風圧力が強い場合(×10)では、流出量はO2+で10^23/s以上であった。金星は火星と比較してO2+の流出量の太陽風圧力依存性が大きいことがわかったが、その理由を議論する。
9/15 (水) 15:00- 5F会議室 白井 康裕（Ｍ２）
ERG衛星搭載用低エネルギーイオン質量分析器の設計開発
Development of a low energy ion mass analyzer for ERG
概要：
　我々はERG衛星への搭載を念頭に低エネルギーイオン質量分析器を開発している。内部磁気圏は数eV～数十MeV という6 桁以上に及ぶ広いエネルギーの領域にわたって様々なプラズマ粒子が共存し、磁気嵐に伴う激しい変動がみられる領域である。しかし、粒子の輸送問題、加速機構、消失問題等の定量的理解は未だなされていない。そこで、人工衛星によるその場観測によって低エネルギーから高エネルギーまで総合的に観測する必要があるが、これまでの観測では高エネルギー粒子による背景ノイズが原因で低エネルギー粒子の正確な観測が困難であった。そのため、背景ノイズを除去可能な低エネルギー粒子観測器の開発が必要となっている。
　開発中の観測器はエネルギーを分析する静電分析部とイオンの質量を分析する飛行時間分析部の２段構成になっている。静電分析部ではエネルギーと電荷の比E/q を、飛行時間分析部ではイオンのTOF を計測する。両者から質量と電荷の比、M/q を求めることができる。飛行時間分析部については設計及び試験モデルの製作を行い、イオンビーム照射試験によって、性能を確認した。現在、静電分析部に対し、太陽紫外線除去対策を加える設計を行っている。観測器内で用いる検出器は太陽紫外線にも感度をもつ。その感度自体は高くないが、太陽紫外線のフラックスは大きい。そのため、検出器に到達する前に除去する必要がある。観測器極板間での多重反射、また、黒色塗装による反射率低減などの光子除去の効果を計算機シミュレーションによって見積もり、機器形状の最適化の検討を行った。 　
9/08 (水) 15:00- 5F会議室 サラ バッドマン　Sarah Badman (PD)
The relationship between Saturn’s ring current and auroral oval size
概要：
　Solar wind-magnetosphere coupling has been shown to play an important role in controlling the size of Saturn’s auroral oval, an influence which is well understood for the Earth’s aurora. However, studies at the Earth have shown that the intensity of the magnetospheric ring current also has a role in determining the radius of the auroral oval. The kronian magnetosphere also possesses a significant ring current therefore it is important to consider the influence it may have on Saturn’s aurora. Here, the relationship between the strength of Saturn’s ring current, deduced from in situ Cassini magnetometer measurements, and the form of Saturn’s ultraviolet auroral oval as observed by the Hubble Space Telescope, is examined.
8/25 (水) 15:00- 5F会議室 安藤 紘基（Ｄ１）
あかつき電波掩蔽による金星大気の温度分布と硫酸蒸気分布の観測
Observation of the temperature and sulfuric acid vapor distribution in the Venus atmosphere by radio occultation method in Akatsuki mission
概要：
　金星大気を力学的・運動学的視点から理解する上で温度情報を欠かすことはできない。温度場を知ることにより、大気の安定度やエネルギーバランスを評価し、大気中に生じる様々な擾乱を捉えることができる。この温度場を高い精度と鉛直分解能で測定できるのが電波掩蔽である。地上局（臼田宇宙空間観測所）から見て「あかつき」が金星の背後に隠れようとする時と背後から出てくる時，「あかつき」から送信されて地上局に届く電波が金星大気をかすめる。このとき金星大気の影響で受信電波の周波数や強度が変化するが，これを地上局で記録して解析することにより，大気の鉛直構造の情報を得る。
　我々は観測システムの試験のために、現在金星を周回する欧州のVenus Express (VEX) の電波を臼田局で実験的に受信し、そこで得られたデータの解析を行った。VEXは極軌道を周回していて電波掩蔽では主に高緯度を観測するため、あかつきとは若干性格が異なるが、VEXでもあかつき同様USOを搭載しているため、あかつき電波掩蔽に向けた解析ツールの精度を検証するには十分である。初期的な解析では温度分布や硫酸蒸気混合比として従来の知見と整合する結果が得られている。
8/25 (水) 15:00- 5F会議室 井口 恭介（Ｄ１）
SCOPE衛星搭載に向けた高精度磁力計の開発
Development of high-resolution digital fluxgate magnetometer for the SCOPE mission
概要：
　地球磁気圏内外における宇宙プラズマのスケール間結合の解明を目的として、JAXAは地球磁気圏観測衛星群「SCOPE」プロジェクトの実施を計画している。SCOPE計画ではこれまでの磁気圏探査衛星以上の高精度な電磁場、粒子観測が要求されている。
　我々は、SCOPE衛星への搭載を目指してディジタル方式フラックスゲート磁力計を開発している。ミッション要求を満たすために磁場分解能は20ビット（8 pTに相当）が設定されている。
　1992年に打ち上げられたGEOTAIL衛星搭載のフラックスゲート磁力計の分解能14ビットに比べると、SCOPE衛星搭載の磁力計は60倍以上の磁場分解能を持つことがわかる。現在はSCOPE衛星搭載用の磁力計を開発するために、性能検証として観測ロケットS310-40号機に搭載する磁力計を開発している。観測ロケット用には磁場分解能16ビット（2 nT）を満たす磁力計を開発している。
　開発中のディジタル方式フラックスゲート磁力計は国際的には1990年以降開発が進み、従来の方式に比べて小型、軽量化がなされ、経年変化や温度特性も改善されたという特徴を持つ。しかし、測定精度と線形性の向上は未だ課題である。ディジタル方式の磁場分解能は電気回路部のディジタル-アナログ変換器（DAC : Digital to Analog Converter）の分解能に強く依存する。宇宙機用として承認されているDACの分解能は12 ビットまでしかないため、これまではディジタル方式の高磁場分解能化は困難であった。そこで、我々は宇宙機用に用いることのできる部品だけを使い、ΔΣ変調と呼ばれる方式を用いた16ビットのDACを開発した。
　今回は、開発したDACの性能評価結果とこのDACを用いた観測ロケット搭載用の磁力計の開発状況について発表する。
7/28 (水) 15:00- 5F会議室 エイドリアン グロコット　Adrian Grocott （ＰＤ）
The influence of IMF strength and orientation on magnetotail dynamics
概要：
The dynamics of the coupled magnetosphere-ionosphere (M-I) system are predominantly driven by reconnection between the terrestrial magnetic field and upstream interplanetary magnetic field (IMF). The nature of the M-I response to this driving depends largely on the strength and orientation of the IMF and the speed and density of the solar wind in which it is embedded. In the ionosphere, the most immediate response to a change in interplanetary conditions is usually observed on the dayside, where convection can be excited by changes in the topology of newly reconnected magnetic flux. On the nightside convection can also be excited by reconnection occurring within the magnetotail. The nature of this nightside convection is, however, greatly varied and dependent on the magnetospheric conditions under which the reconnection occurs. One process often associated with magnetotail reconnection is the substorm, which has been shown to excite strong convection in the coupled M-I system. However, recent studies have also shown that substorms occurring under different magnetospheric conditions can exhibit very different characteristics. In addition, reconnection occurring in the magnetotail during intervals of no substorm activity has also been revealed to drive characteristic convection patterns in the ionosphere. In this presentation I will discuss these different modes of magnetospheric activity, how they relate to the orientation and strength of the upstream IMF, and what can be learned about their underlying physics from in situ spacecraft observations and their associated ionospheric convection signatures.　
7/26 (月) 10:00- 5F会議室 村上 豪（Ｄ３）
「かぐや」搭載極端紫外光望遠鏡によるプラズマ圏の撮像（前編）
Global images of the Earth's plasmasphere observed by Telescope of Extreme Ultraviolet (TEX) onboard KAGUYA
概要：
　地球近傍にはプラズマ圏と呼ばれる高密度の冷たいプラズマで満たされた領域が存在する. プラズマ圏中に含まれるヘリウムイオンは波長30.4nmにおいて共鳴散乱を起こすため, この光を捉えることでプラズマ圏を可視化できる. 1990年代後半にこの極端紫外光によるプラズマ圏撮像技術が確立し, それまでの直接観測では困難だった時間変化と空間変化の分離が可能となった. そして2000年に打ち上げられた極軌道周回衛星IMAGE搭載の極端紫外光撮像器（EUV）は遠地点付近からヘリウムイオンの共鳴散乱光を連続的に撮像し, 赤道面におけるプラズマポーズの位置やその時間変化を明らかにした.
　しかし衛星軌道の制約によりIMAGE衛星は極上空からしか観測できず, そのために未だに解明されていない問題も多く残されている。その一つが電離圏・プラズマ圏間を結ぶ物理過程である. プラズマ圏は電離圏起源のプラズマで満たされている. しかし電離圏から高速で流出するプラズマを熱化させプラズマ圏内に蓄積させる物理過程はわかっていない.
　こうした問題を解決できるのが赤道面付近から撮像を行う月周回衛星「かぐや」である. 私は「かぐや」が捉えたプラズマ圏の画像を解析し, 高密度プラズマが磁力線に沿って局所的に分布する現象（フィラメント現象）を発見した. フィラメント現象を捉えるには赤道面付近からの撮像が必要であり, 観測に成功したのは本研究が世界初となる. 「かぐや」が2008年4月～6月の間に観測したフィラメント現象は4例あり, その全てが地磁気静穏時に観測されている. 従来の背景電場によるプラズマの運動論だけではこの観測事実を説明することはできず,電離圏との相互作用によりフィラメント現象が引き起こされている可能性が高い.このことは本研究が40年以上未解決であった電離圏・プラズマ圏間の物理過程を解明する大きな手がかりとなることを示唆している.
　本発表ではこれらの「かぐや」による観測結果を中心に, 博士論文に向けたこれまでの研究経過と今後の展望についてお話ししたい.
7/14 (水) 15:00- 5F会議室 中村 琢磨（ＰＤ）
Kinetic properties of magnetic reconnection induced by the MHD-scale Kelvin-Helmholtz vortex: Full particle simulations
概要：
　We have performed 2 and 1/2 dimensional full particle simulations of magnetic reconnection induced by the MHD-scale Kelvin-Helmholtz vortex. This is the first study of this so-called vortex-induced-reconnection process by using particle simulations. First, as a key feature of the vortex-induced-reconnection, we found that magnetic reconnection occurs at multiple points in the compressed current sheet by the vortex flow. The multiple islands formed by the multiple reconnection are carried towards the vortex body on the vortex flow, and then incorporate the vortex body via the re-reconnection process. Next, as kinetic properties of the vortex-induced-reconnection, we found that a series of multiple islands formation and incorporation processes simultaneously causes efficient plasma mixing and bi-directional electron acceleration along magnetic field lines inside the vortex. These results may explain how the Earth's low-latitude boundary layer (LLBL), where mixed ions and bi-directional electrons generally coexist, is formed.
7/07 (水) 15:00- 5F会議室 井筒 智彦（Ｄ２）
運動論的アルヴェン波によるプラズマ輸送
Plasma transport by kinetic Alfven wave
概要：
　プラズマ波動は宇宙空間の様々な場所で存在することが知られているが、プラズマ輸送におけるその役割には多くの解くべき問題が残されている．本研究は、運動論的アルヴェン波によるプラズマの拡散輸送機構の解明が目標である．
　今回の発表は、(1) 過去の研究の問題点を明らかにし、(2) 波動粒子相互作用によるプラズマの拡散機構についてオリジナルかつシンプルな説明を与え、(3) 観測による実証可能性について議論する．
　There are few studies on roles of plasma waves on plasma transport while there have been extensive studies on the generating mechanisms and identification of these waves. This research focuses on diffusive plasma transport by kinetic Alfven wave.
　In this presentation, I will (1) shed light on problems in previous papers, (2) present an original and simple explanation for transport mechanism by wave-particle interaction, and (3) discuss verifiability by satellite observation.
7/07 (水) 15:00- 5F会議室 富永 祐（Ｍ２）
Development of an Electron Low Energy Spectrometer for SCOPE
概要：
We are developing the electrostatic analyzer for the SCOPE mission.

So far, we had developed the design of the analyzer and calculated the characteristics of it using numerical simulations. In this study, we examined that these characteristics are appropriate for the experiment.

We assumed the velocity distributions of electrons in some regions of magnetosphere, and estimated the counts of the analyzer using the characteristics of the analyzer. Then, using the counts we calculate the velocity distributions and velocity moments of electrons and compare these values with assumptions to make sure the precision of the experiment.

We found that in plasma sheet regions we can calculate velocity moments of electrons with good precision (~several percent). We also found that, in case of observing lobe regions or solar wind, count rate of the analyzer is not appropriate, so we have to change the sampling time or the sensitivity (geometric factor) of the analyzer.
6/30 (水) 15:00- 5F会議室 篠原 育（准教授）
垂直衝撃波における電子加速
Electron acceleration at quasi-perpendicular shocks
概要：
我々は世界最大規模の3次元のPIC法粒子計算によって宇宙空間に存在する無衝突衝撃波の計算をおこなった。今回の計算で重要な結果は、衝撃波遷移層の最前面において従来の計算では観測されることの無かった強い電磁波の励起が観測されること、また、それに伴って非熱的電子が効率よく生成されること、電子加速過程は衝撃波再形成過程のフェーズに依存すること、など、新しい知見が次々に見つかりつつあることである。セミナーでは、これまでの研究の背景を紹介しつつ大規模計算によってこそ発見された新しい物理について紹介する。
6/30 (水) 15:00- 5F会議室 木村 智樹（ＰＤ）
Generation and Propagation of Jovian Quasi-Periodic Low Frequency Radio Bursts
概要：
Jovian quasi-periodic (QP) bursts are possibly associated with the periodic and relativistic particle accelerations in the Jovian polar region. This study addressed the propagation and generation process of QP radio bursts. Occurrence characteristics and propagation process were investigated based on spacecraft data and ray tracing method. We discuss microscopic wave generation process and the magnetospheric dynamics which is responsible for the particle acceleration process based on the radio emission studies.
6/23 (水) 15:00- 4F会議室 大島 亮（Ｄ４）
Space-time spectra of waves in the Martian atmosphere
火星大気波動の時空間スペクトル解析
概要：
　惑星気象の原点となる地球気象に於いては、これまで大気中の波動の時空間スペクトルの解析が数多く行われ、波動の性質の理解などにつながってきた。
　一方、火星でも大気中の波動について様々な解析が行われてきたが、時空間スペクトルの解析はシミュレーションが中心であり、観測データに基づいたものは これまで断片的にしか行われていない。
　今回は、観測データを用いて様々な緯度帯などでの波動の時空間スペクトルを行った結果を示す。また可能であればシミュレーションとの比較にも踏み込みた い。
6/23 (水) 15:00- 4F会議室 飯田 佑輔（Ｄ２）
光球面磁極の磁気活動現象の頻度と太陽面磁束量分布
概要：
　光球面磁極の活動は、多くの太陽大気現象と関連付けられており、その理解は重要である。Parnell et al.(2009)により、光球面磁極の磁束量分布がべき分布であることが報告された。活動領域程度の大きな磁極から静穏領域の超粒状斑境界に存在する小さな磁極までが、共通のべき分布を持っている。磁束量分布は磁極の発生、分裂、合体、消滅といった磁極活動素過程の結果であると考えられるが、なぜべき分布になるかについては理解されていない。本研究では、静穏領域の超粒状斑境界での磁束量分布の理解を目標に、観測データから各イベントの自動判別コードを開発することで各磁極活動素過程の頻度を求めた。
　観測データは、ひので衛星可視光望遠鏡(SOT) のフィルタグラムによるNaI 視線方向磁場データを用いた。観測時間は2009 年11 月11日0:30UT - 4:09UT、時間分解能は1 分、観測視野は112"×112"であり、太陽面中心の静穏領域を観測している。観測データ内で、1636 個の正極と1637個の負極が判別された。さらに、これらの磁極の各素過程を自動判別した結果、493 個の正極の分裂、482 個の負極の分裂、536個の正極の合体、535 個の負極の合体、86 個の磁極の消滅、3個の磁極の発生が確認された。数が十分であった分裂と合体について、磁束に対する頻度の依存性を調べた。分裂については、(1)どの磁束量の磁極も同じ時間スケール(32 分) で分裂し、(2)どの磁束量の磁極へも等しい確率で分裂する、という結果を得た。この分裂は磁束量に対して分布関数として-2のべき分布を作る作用がある。合体については磁束量に対してべきとして-0.25 から-0.36の弱い依存性が見られた。これらの結果と磁極の消滅現象頻度が小さいことから超粒状斑における磁束輸送では分裂・合体によって磁束が小さくなっていき、より小さい磁極の消滅によって光球面から磁束が取り除かれると考えた。
6/16 (水) 15:00- 5F会議室 北野谷 有吾（Ｍ２）
プラズマ圏からのプラズマ輸送がもたらす極冠域電離圏の局所的なプラズマ密度増加
Localized electron density enhancements in the high-altitude polar ionosphere and their relationships with storm-enhanced density (SED) and polar tongue of ionization (TOI) events
概要：
　10年以上の長期にわたるあけぼの衛星のプラズマ密度観測から、プラズマ密度が比較的低い極冠域の高高度（3000 km以上において、電子密度< 1000 cm-3）において、局所的に2000 cm-3以上のプラズマ密度を持った領域が発生することが明らかになった[。また、この局所的に高密度のプラズマ領域の特徴は、１）周辺の領域に比べて電子温度が非常に低いこと、２）磁力線方向上向きのイオン速度が極冠域電離圏に定常的に存在するPOLAR WINDの平均値に比べて小さいこと、であった。
　一方、極冠域電離圏F層においても、同じような特徴を持つ局所的なプラズマ密度上昇（SED：Strom Enhanced Density/TOI：a polar Tongue Of Ionization）がGPS衛星のTEC観測やDMSP衛星、地上からのレーダー観測に基づいて報告されている。SEDとは、磁気嵐時に夕方側のプラズマ圏において、西向きの対流が発生し、その対流によりプラズマ圏からカスプ領域の方にプラズマ圏のプラズマが輸送される現象である。また、観測から、そのプラズマはさらに高緯度側に侵入して、反太陽方向の対流によってより深く極冠域に侵入することが確認されている（TOI＝SEDが極冠域に侵入したもの）。また極冠域は磁気圏と結合しているため、極冠域に侵入したSED/TOIは磁気圏へのプラズマ供給源のひとつになっているのではないかと考えられている。

　あけぼの衛星、DMSP衛星、GPS衛星、SuperDARNの複数の異なった観測から、あけぼの衛星により高高度で観測された局所的なプラズマ密度上昇域は低高度に存在するSED/TOIと同一磁力線で結ばれている可能性が高いことが明らかになった。

　本セミナーでは、同時観測による検証した結果を軸として、SED/TOIについて議論する。
6/09 (水) 15:00- 5F会議室 田中 健太郎（ＰＤ）
Merger reconnection as an engine of electron acceleration
概要：
In a thin elongated current sheet, it is likely that more than one X-type reconnection form and thus multiple magnetic islands are produced. The islands are then subject to merger. By numerically simulating such a case by two-dimensional full-particle code, we show that a merger produces the most energetic electron population in the system. By setting the lateral extent of the simulation size to be as large as ~100 ion inertial length, we introduce many small islands in the initial thin current sheet (~1 ion inertial length thickness). Merger of these islands proceeds to leave only two islands in the system. Then strong electron acceleration is seen upon the final merger that produces the single island in the large simulation box. Almost all the most energetic electrons in the system are accelerated at the merger line. The merger line dominates in the electron acceleration because the reversed-reconnection facilitating the final merger is in such a strongly driven manner that the associated electric field is an order of magnitude larger than those available upon normal reconnection. Combining the results from additional runs enable us to obtain a scaling law, which suggests a non-negligible role played by merger lines in the observed electron acceleration phenomena.
6/09 (水) 15:00- 5F会議室
金星雲頂高度でみられる東西風速の周期的変動について
Periodic oscillations of zonal wind speeds at the cloud top of Venus
概要：
金星には高度とともに風速が増大し、高度70kmで100m/sにも達するスーパーローテーションと呼ばれる現象が存在する。このような風速分布、また風速値を生成・維持するためには地面また下層高度の大気から上層の大気へ運動量を運ぶ特別なメカニズムが必要であるが、現在に至るまでそのメカニズムは明らかではない。またスーパーローテーションが時間変動をするのか、またその時間発展などはこれまで観測が限定されていたため論じられることは少なかった。先日、スーパーローテーションの謎を明らかにすることをひとつの目標として金星気象衛星「あかつき」が打ち上げられたが、それに先んじて2006年4月から現在に至る4年以上にわたって欧州宇宙機構(ESA)によるVenusExpress(VEX)が金星周回軌道より観測を続けている。本研究ではスーパーローテーションの時間変動を明らかにするため、Venus Monitoring Camera(VMC)によって2006年5月から2009年5月までに取得された紫外波長での雲画像(雲頂高度～70km)から東西風速を解析した。その結果、赤道域で約10～15m/sの振幅を持ち、周期270日程度で周期的に変動する、1金星年(243日)以上の周期を持つ現象がみられた。またこの長周期の変動成分に加え4日、あるいは5日の短い周期の風速の変動も存在していた。結果としてこの解析期間の中で、雲頂高度においてスーパーローテーションは最小は70m/s、最大では130m/sを記録し60m/sもの風速差を生じていた。本発表ではこの周期的に風速が変動する現象について観測結果を報告するとともに、この現象の特性からその成因を議論する。
6/02 (水) 15:00- 5F会議室 横田 勝一郎（助教）
Observation of ions from the Moon by MAP‐PACE IMA onboard SELENE(KAGUYA)
かぐやによる月起源イオンの観測
概要：
KAGUYA is a Japanese lunar orbiter which was launched on 14 September 2007 from Tanegashima Space Center in Japan. The satellite is a polar orbiter, the orbit altitude of which is 100 km. The scientific observation had been conducted for about 1.5 years. MAP-PACE (MAgnetic field and Plasma experiment-Plasma energy Angle and Composition Experiment) is one of the scientific instruments onboard KAGUYA. One of the scientific objectives of MAP-PACE is to observe ions originating from the Moon. The Moon maintain very thin atmospheres called `surface-bounded exosphere' because it is thin enough to be regarded as an exosphere and it bounds on the solid surface differently from the Earth's atmosphere-bounded exosphere. The exospheric particles, which are ionized by solar photons, are transported by the solar wind. Some of the ions picked-up by the solar wind hit the lunar surface and are reabsorbed, the others are driven into space. MAP-PACE have observed the ions from the Moon. It is confirmed that the ions include carbon, oxygen, sodium, potassium and argon, and that they originate from the Moon. The measurements of ions from the Moon enable us to continuously monitor the lunar exospheres. The 1.5-year observation of KAGUYA shows that the ions from the Moon have been detected both when the Moon is exposed to the solar wind and when it is in the Earth’s lobe region. The observation suggests that the solar wind is not the dominant source mechanism for the lunar exospheres. Moreover, the MAP-PACE IMA shows the dependence on the solar zenith angle and the dawn-dusk asymmetry. We report the features of the lunar exospheres obtained by the KAGUYA observation and discuss the structure and source mechanism of the lunar exospheres.

かぐや衛星は日本の月周回衛星で、2007年9月14日に種子島宇宙センターから打ち上げられ、およそ1年半の期間で科学観測を行った。かぐや搭載の観測機の１つにプラズマ計測を目的とするMAP-PACE (MAgnetic field and Plasma experiment-Plasma energy Angle and Composition Experiment)がある。MAP-PACEはイオン質量分析器IMAを有していて、月起源イオンを計測しイオン種の同定を行っている。月には固有磁場は大気は存在しないが、非常に希薄な大気即ち固体表面を境界とする外気圏があることが知られている。かぐやはこの外気圏が光電離した粒子を観測することに成功した。これまでに、ヘリウム、炭素、酸素、ナトリウム、カリウム、アルゴンのイオンを同定している。月起源イオンは月が太陽風中にあるときに限らず、地球磁気圏中で太陽風粒子からシールドされている時にも観測された。この観測事実によって、月の希薄大気生成機構において太陽風の役割が優位的でないことが直接的に示された。このようにかぐや衛星によって月希薄大気の長期間に亘るモニタリングが行われ、月希薄大気の太陽天頂角依存や朝夕非対称などが明らかとなった。またガーデニング効果と呼ばれている太陽風粒子の月大気生成への間接的な影響も観測された。かぐやによる月起源イオンの観測結果を基に、月希薄大気の構造や生成機構について議論する。
6/02 (水) 15:00- 5F会議室 笠原 慧（ＰＤ）
Monte Carlo simulation on background noise for ERG/MEP-e
強放射線環境下でのプラズマ観測に向けた物質―粒子相互作用シミュレーション
概要：
The main purpose of the ERG mission is to reveal mechanisms that cause drastic variability of the radiation belt electron flux. Among various measurements by ERG, acquisition of the velocity distribution function of medium-energy electrons (10-80 keV) is especially important since they are likely to transport significant energy from the tail region into the inner magnetosphere. The energy of medium-energy electrons can be transported to relativistic electrons through wave-particle interaction: the whistler chorus wave, which can be generated by medium-energy electrons, is one of the most likely candidate for the relativistic electron generation. In order to study the detail of medium-energy electron behaviour, we have developed MEP-e (Medium Energy Particle instrument for electrons); the instrument observes 10-80 keV electrons in the radiation belt. It consists of an electrostatic anlyser(ESA), which works as an energy bandpass filter, and avalanche photodiodes (APD), which detect electrons. During the medium-energy electron observation, high-energy electrons (100 keV and higher) and protons (10 MeV and higher) can penetrate inside of the instrument and hit detectors, resulting in the background noise. Since the background count rate is substantial for an unshielded sensor, careful study is required on the efficient shielding structure with minimizing the total mass. In order to quantify the background noise, we have conducted a monte-carlo simulation (Geant 4). With realistic particle flux (AE-8/AP-8 model and CRRES observation), the expected count rates can be calculated. Through this simulation, we have confirmed that the count rate of the high-energy electron noise is less than 300 counts per second during intense-flux periods; the count rate can be further decreased by a factor to an order, by checking two energy determinations from the ESA and APDs (note that the typical count rate for medium-energy electrons is approximately 1000 counts per second). On the other hand, the background noise caused by the inner radiation belt protons and the intense solar energetic protons are hard to inhibit.

磁気圏プラズマの特徴として無衝突というキーワードがよく挙げられるが，実際の磁気圏探査に際しては自然現象的にも人為的にも，文字通り様々な面で衝突が起こっている．一般に，荷電粒子や光子をはじめとする粒子が物質に打ち込まれると，入射粒子は物質の原子核や軌道電子等と相互作用する．このとき，入射粒子は物質中で運動エネルギーをすべて失って静止（あるいは消滅）するか，あるいは大角度散乱をうければ入射面側から出て行くこともある（後方散乱）．また，物質が「薄い」場合，粒子は物質を突き抜けることも可能である．物質の厚みが「薄い」かどうかは入射粒子種や入射エネルギーで決まるが，例えば通常衛星に搭載されるプラズマ分析器の構造（アルミ2-3mm）は，2MeVの電子に対しては「薄い」．そのため，地球の内部磁気圏や木星磁気圏のように数MeV以上の電子フラックスが強い環境においては、多くの電子が観測器の外壁を貫通して検出部に到達し，偽の信号を出してしまう．従って磁気圏探査において有意なデータを得るためには，偽信号の発生頻度が真の信号（計測対象となる荷電粒子の出す信号）の頻度に比べて十分低くなるよう，観測器を厚いシールドで覆う必要が出てくるのだが，厚いシールドを用意すれば当然，観測器は重くなる．一方で，衛星に搭載する観測器は軽くなければならない．放射線による偽信号を抑えながらもできるだけ重くならないシールド形状を設計するには数値シミュレーションが有効であり，私はERG衛星や木星探査に向けて，汎用モンテカルロコードを利用したシミュレーション手法を構築してきた．今回のセミナーでは，その数値計算の内容と結果について話したい．
5/19 (水) 15:00- 5F会議室 長谷川 洋（助教）
Flux transfer events and solar wind energy entry at Earth’s magnetopause
真夏の磁気圏界面磁束乗換現象
概要：
Magnetic flux transfer events (FTEs), often encountered around the magnetopause, could regulate transfer of solar wind energy to the magnetosphere, but their generation mechanism is largely unknown. We present THEMIS spacecraft observations near solstice of FTEs generated by multiple X-line reconnection at the dayside low-latitude magnetopause under dominantly duskward interplanetary magnetic field. The evidence consists of two oppositely directed ion jets converging toward the FTE that was traveling southward, the cross-section of an associated flux rope being elongated along the magnetopause normal, probably squeezed by the counter jets, and bidirectional field-aligned fluxes of energetic electrons in the magnetosheath, indicating reconnection on both sides of the FTE. The observations agree well with a global magnetohydrodynamic model of the FTE generation under large geomagnetic dipole tilt, which suggests that the efficiency of magnetic energy entry into the magnetotail may be lower for larger dipole tilt.
5/19 (水) 15:00- 5F会議室 西野 真木（ＰＤ）
Effect of the solar wind proton entry into the deepest lunar wake
概要：
We study effect of the solar wind (SW) proton entry deep into the near-Moon wake that was recently discovered by the SELENE mission. Because previous lunar-wake models are based on electron dominance, no effect of SW proton entry has been taken into account. We show that the type-II entry of SW protons forms proton-governed region (PGR) to drastically change the electromagnetic environment of the lunar wake. Broadband electrostatic noise found in the PGR is manifestation of electron two-stream instability, which is attributed to the counter-streaming electrons attracted from the ambient SW to maintain the quasi-neutrality. Acceleration of the absorbed electrons up to ~1 keV means a superabundance of positive charges of 1e-5 - 1e-7 /cc in the near-Moon wake, which should be immediately canceled out by the incoming high-speed electrons. This is a general phenomenon in the lunar wake, because PGR does not necessarily require peculiar SW conditions for its formation.
5/19 (水) 15:00- 5F会議室 白井 康裕（斎藤研Ｍ２）
低エネルギーイオン質量分析器の飛行時間分析部の特性評価
概要：
我々はERG　/　SCOPE　衛星への搭載を念頭に低エネルギーイオン質量分析器を開発している。内部磁気圏は数eV～数十MeVという6桁以上におよぶ広いエネルギーの領域にわたって、さまざまなプラズマ粒子が共存し、磁気嵐に伴う激しい変動がみられる領域である。しかし、粒子の輸送問題、加速機構、消失問題等の定量的理解は未だなされていない。そこで、人工衛星によるその場観測によって低エネルギーから高エネルギーまで総合的に観測する必要があるが、これまでの観測では高エネルギー粒子による背景ノイズが原因で低エネルギー粒子の正確な観測が困難であった。そのため、背景ノイズを除去可能な観測器の開発が必要となっている。
開発中の観測器はエネルギーを分析する静電分析部と質量を分析する飛行時間分析部の２段構成になっている。静電分析部ではエネルギーと電荷の比E/qを、飛行時間分析部ではイオンの飛行時間を計測する。両者から質量と電荷の比、M/qを求めることができる。また、背景ノイズを極力減らすために飛行時間導出の際の時間的相関、およびセクター分割による空間的相関を取ること、機器の電極・筺体を厚くすること、検出部面積を小さくすることなどの工夫を凝らしている。設計開発においてエネルギーレンジ10eV/q-25keV/q、角度分解能22.5度、内部磁気圏に存在する主要なイオンであるH+,　He++,　He+,　O+が十分に弁別可能であることが確認されている。現在飛行時間分析部を試作し、イオンビーム照射などによって性能確認を行う段階にある。設計性能とともに試作品を用いた性能評価結果について報告する。
5/12 (水) 15:00- 5F会議室 上村 洸太（斎藤研Ｍ２）
Angular dependence of the solar wind proton scattering at the lunar surface
太陽風プロトンの月面散乱における散乱角依存性に関する研究
概要：
「かぐや」衛星搭載プラズマ観測装置MAP-PACEによって、太陽風プロトンが月面との相互作用を介してエネルギーを失い反月面方向に戻る散乱現象が観測された。観測された散乱プロトンの散乱の様子及びエネルギー分布を調べるため、太陽風プロトンの月面に対する入射角と散乱角、および散乱プロトンの持つエネルギーとの関係を調べた。本発表では、この解析結果について報告する。
5/12 (水) 15:00- 5F会議室 富永 祐（斎藤研Ｍ２）
Development of a low energy electron spectrometer for SCOPE
概要：
We are newly developing a low-energy charged particle analyzer for the future satellite mission SCOPE (cross Scale COupling in the Plasma universE).

The main purpose of the mission is to understand the cross scale coupling between macroscopic MHD scale phenomena and microscopic ion and electron-scale phenomena. In order to understand the dynamics of plasma in small scales, we need to observe the plasma with an analyzer which has high time resolution. For ion-scale phenomena, the time resolution must be as high as ion cyclotron frequency (10 sec) in Earth's magnetosphere. However, for electron-scale phenomena, the time resolution must be as high as electron cyclotron frequency (1 msec). The GEOTAIL satellite that observes Earth's magnetosphere has the analyzer whose time resolution is 12 sec, so the satellite can observe ion-scale phenomena. However in the SCOPE mission, we will go further to observe electron-scale phenomena. Then we need analyzers that have at least several msec time resolution. Besides, we need to make the analyzer as small as possible for the volume and weight restrictions of the satellite. The diameter of the top-hat analyzer must be smaller than 20 cm. In this study, we are developing an electrostatic analyzer that meets such requirements using numerical simulations. The electrostatic analyzer is a spherical/toroidal top-hat electrostatic analyzer with three nested spherical/toroidal deflectors. Using these deflectors, the analyzer measures charged particles simultaneously in two different energy ranges. Therefore time resolution of the analyzer can be doubled. With the analyzer, we will measure energies from 10 eV to 22.5 keV. In order to obtain three-dimensional distribution functions of low energy particles, the analyzer must have 4-pi str field of view. Conventional electrostatic analyzers use the spacecraft spin to have 4-pi field of view. So the time resolution of the analyzer depends on the spin frequency of the spacecraft. However, we cannot secure the several msec time resolution by using the spacecraft spin. In the SCOPE mission, we set 8 pairs of two nested electrostatic analyzers on each side of the spacecraft, which enable us to secure 4-pi field of view altogether. Then the time resolution of the analyzer does not depend on the spacecraft spin. Given that the sampling time of the analyzer is 0.5 msec, the time resolution of the analyzer can be 8 msec.

In order to secure the time resolution as high as 10 msec, the geometric factor of the analyzer has to be as high as 8*10^-3(cm^2 str eV/eV/22.5deg). Higher geometric factor requires bigger instrument. However, we have to reduce the volume and weight of the instrument to set it on the satellite. Under these restrictions, we have realized the analyzer which has the geometric factors of 7.5*10^-3(cm^2 str eV/eV/22.5deg) (inner sphere) and 10.0*10^-3(cm^2 str eV/eV/22.5deg) (outer sphere) with diameter of 17.4 cm.
5/12 (水) 15:00- 5F会議室 西村 夏奈（高島研Ｍ２）
水星探査計画BepiColombo/MMO搭載用高エネルギーイオン観測器（HEP-ion）耐放射線特性評価
概要：
　BepiColombo/MMO は水星磁気圏の構造およびダイナミクスを解明するという目的で、ESAとJAXAが共同して2014年の打ち上げを目指している水星周回衛星である。水星磁気圏を理解するためには広いエネルギーレンジのプラズマ粒子を直接観測することが重要であり、MMOには5種類のプラズマ粒子観測器が搭載される。その観測器の一つであるHEP-ionは、水星磁気圏内で加速された粒子や太陽風起源の粒子といった高エネルギー粒子(イオン)の分布を計測する。HEP-ionでは、低エネルギーまで計測できるよう入射面の?感層を薄くしたシリコン半導体検出器を用いてエネルギー分析(30keV～1500keV)を行い、カーボンフォイルとMCP(Micro Channel Plate)を利用したTOF(Time-Of-Flight)ユニットを用いて速度分析から質量分析を行う。
　水星探査において最大の課題となるのが、太陽による強烈な光・熱・放射線への対策である。水星を周回するMMOは、地球の5～11倍の太陽輻射と太陽放射線、水星表面からの太陽光反射および赤外域熱輻射に曝される。プラズマ粒子観測器の場合、粒子の入射口が衛星の開口部から衛星外部に露出することが必須であるため、外部からの熱入力・放射線はその内部に組み込まれるシリコン半導体検出器に影響を及ぼすことになる。そこで我々は、検出器の電極を細分化し一つ一つの電極を新規開発のアナログASICで読み出すことで、温度上昇に伴い増加するシリコン半導体からのノイズの影響を最小限に抑える検出方式とした。現段階では、HEP-ionの内部温度は最高90℃に達することが熱真空試験にて確認されたが、シリコン半導体検出器は90℃においても正常に動作し、エネルギー分解能19keVで下限値38keVまでのエネルギー検出が可能であることを実証した。
　以上の試験は簡単のため放射線源を用いて実施したが、次に実際の放射線の影響を調べるため、放射線医学総合研究所にて重粒子線による照射試験を行った。内容は、①宇宙環境での過大パルスを想定したSiビームの照射、②主な測定対象となる数百keV付近の高エネルギー粒子を想定したHビームの照射である。本発表ではその詳細結果について報告する。
4/28 (水) 15:00- 5F会議室 荒井宏明 (今村研Ｍ１)
Quasi-Geostrophic Motions in the Equatorial Area
赤道域近くでの準地衡風的運動
概要：
卒業研究をやっていないので論文紹介をする。
本論文ではコリオリ力の働かなくなる赤道近辺での大規模運動の特性が理論的に 検討されている。
発散順圧モデルについて線型化された運動方程式から東西方向に動く自由波動の 解を求めると、
一定のスケールに対して3つの解が求まる。
これらは東進、西進慣性重力波とロスビー波に相当するが、南北スケール最小の ものに関してはその区別は明瞭でない。
次に同じモデルに東西に周期的なmass source,sinkを与え、定常解を求める。 赤道の近くでは高緯度と逆向きの強い流れが生ずることが分かった。
4/28 (水) 15:00- 5F会議室 飯塚裕磨 (中村研Ｍ１)
Silicate Atmospheres of Short-Period Super-Earths
系外短周期スーパー地球シリケイト大気に関する研究
概要：
2010年4月現在、地球質量の20倍以下の惑星は38個見つかっており、このような惑星は「スーパー地球」と呼ばれている。中心星近傍にある短周期のスーパー地球は、惑星表面が非常に高温になっていると考えられる。このような高温状態の場合、地殻を構成するシリケイトが蒸発し、大気になっていると考えられている。本研究では、短周期スーパー地球のシリケイト大気の光学特性の計算を行った。そこから大気の光学的厚さの計算を行い、大気が光学的に薄いことを明らかにした。
4/28 (水) 15:00- 5F会議室 入江敏弘 (斎藤研Ｍ１)
Property analysis and capability estimation of TES Xray calolimeter
TES型X線マイクロカロリメーターの基礎特性の解析と分光性能の評価
概要：
X線により銀河団を観測することにより重力ポテンシャルに束縛された物質の観測をすることができて、このことからダークマターの分布などを知ることができる。 このX線を観測するものとしてX線マイクロカロリメーターを用いている。
ここ数年、X線マイクロカロリメーターで注目されているのは超伝導体でできているTESを温度計として用いたTES型X線マイクロカロリメーターである。ここ数年間で低温探査機とともにTES型X線マイクロカロリメーターは次世代X線天文学や物質分析に重要なものとして世界中で発達してきた。このTES型 X線マイクロカロリメーターは100mk以下の温度状態で一定電圧で作動することにより高いエネルギー分解能を検出することができる。
現在われわれのグループでは、2013年に打ち上げ予定であるDIOS衛星に搭載予定のTES型X線マイクロカロリメーターの開発をしている。去年、素子 TMU-146により5.9keVで2.8evの分解能を出すことに成功している。今回われわれはこの素子TMU-146製作の再現性の確認をして更なる分解能を追及するためにこのTMU-146と同じ特性を持つ素子の製作を行っている。そして去年作成したTMU-193の素子が作成されその性能を評価する実験を行った。今回はこの実験のときのカロリメーターの基礎特性の解析と分光性能の評価について述べる。
4/28 (水) 15:00- 5F会議室 長竹宏之（今村研Ｍ１）
On Electromagnetic Modeling of VOLCANO LOOP
概要：
We propose an EM method VOLCANO LOOP for monitoring the shallow geothermal environment of an active volcano. This system consists of one transmitter loop surrounding the crater which has a current wave form of step functions and one receiver loop at the same location as the transmitter loop to measure the EMF. This system is designed to monitor the temporal resistivity change beneath the volcano vent due to volcanic activities and it will be operated under the wireless network at the volcano.
This system has some advantages over the conventional DC resistivity and TDEM method. One is the easy installation of the system because of its inductive source where we do not need grounding of the source electrodes. Another is that the sensitivity to the underlying structure is simpler because it has the transmitter and receiver at the same location. The system with large spatial separation between the source and the receiver needs multiple source and or receivers to identify the locations of temporal resistivity changes.
In this paper, we demonstrated the forward and inverse resistivity modeling to demonstrate the sensitivity of the system to the possible resistivity changes at the volcano. For the numerical calculations we used linear filters for Bessel functions (J1) and numerical inverse Laplace transform using Gaver-Stehfest method. We also try to estimate the structural changes due to the emergence of 3d anomaly (representing the magmatic intrusion and migration of fluids or gases) under the loop by using the approximate Born approximation with Green functions.
4/21 (水) 15:00- 4F会議室 藤本 晶子（ＰＤ）
Estimation of the radial diffusion coefficient of REE-associated ground Pc 5 in the radiation belt
概要：
磁気嵐に伴う放射線帯高エネルギー異常増加のメカニズムについて，VLF波動コーラスやULF波動の寄与が挙げられており，理論・シミュレーション研究からVLF波動コーラスとULF波動がどのような過程で放射線帯粒子加速に寄与するかについて検討されている．
本発表では，衛星一点観測ではできない全球的な現象の空間構造分布の把握が可能な多点地上磁場観測の利点を生かし，グローバルに観測した地上Pc 5脈動(ULF波動)の断熱輸送過程における動径方向拡散効率の解析結果を紹介し，放射線帯ダイナミクスにおけるPc 5 脈動の役割について議論する． 　
4/21 (水) 15:00- 4F会議室 垰 千尋（ＰＤ）
Numerical Studies of Jupiter’s Magnetosphere-Ionosphere-Thermosphere Coupling Current System : Doctor thesis and beyond
概要：
We investigate the effect of neutral dynamics on the ionosphere-magnetosphere coupling system on Jupiter, using a developed axisymmetric model. The temporal and spatial variation of the ionospheric conductance, which is one of the most important key parameters for the coupling system, is obtained using a newly prepared parameterization formula for ionization profile caused by auroral electron. The effect of neutral wind on the electric field is estimated to reach ~22% reduction as compared to the rigid neutral corotation case.
　I would like to introduce these studies and planning research topics.