2012年度 太陽系科学研究系 STPセミナー



■場所　 ：A棟5F会議室 (変更の場合は赤字)
■時間　 ：毎週金曜　8:30-10:00　(変更の場合は赤字)
■連絡先 ：笠原　慧(kshr [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考　 ： - 発表時間は一人当たり45分程度 * 2人


              -背景知識の有無に拘らず理解できる導入を心がけること
今後の予定
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)



履歴
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
3/15(金) 13:00- 5F会議室 学生全員
2012年度の反省・2013年度の抱負 　　
概要：
2/22(金) 08:30- 5F会議室 Shizgal (Professor, Guest from University of British Columbia)
Relaxation of Suprathermal Particle Distributions in Space Physics: The Origin of Kappa Distributions and the Role of the Tsallis Entropy 　　
概要： link
2/15(金) 08:30- 5F会議室 西野(開発員)
Type-II entry of solar wind protons into the lunar wake as a general phenomenon 　　
概要： We study a type of solar wind entry into the lunar wake under various interplanetary magnetic field (IMF) conditions using SELENE (Kaguya) data. Our recent observations around the Moon revealed that so-called type-II (T2) entry of the solar wind protons into the near-Moon wake occurs when the IMF is dominated by the non-radial components (i.e. B_Y and/or B_Z). Under this condition a part of the solar wind protons scattered/reflected at the lunar dayside surface subsequently enters the central region of the near-Moon wake after a large-scale cycloid motion, which gives rise to electron acceleration and wave generation. The situation handled in the previous studies is that the magnetic field line around which the solar wind protons entering the wake are gyrating is detached from the lunar surface, and thus a possibility of the T2 proton entry into the region where field lines are connected to the lunar surface has not been considered yet. Here we report that the T2 entry process takes place under various IMF conditions, and that the protons can access the central wake region that is magnetically connected to the lunar nightside surface, which we categorize into the T2 entry with magnetic connection to the lunar surface (T2MC). Furthermore we show that the energy of the electron beams associated with the entered protons depends on the magnetic connectivity to the lunar nightside surface. Strong electron acceleration (up to several hundred eV to 1 keV) along the magnetic field associated with the T2 entry is prominent when the field line has its both ends in the solar wind, that is, when the magnetic field is detached from the lunar surface (i.e. the "original" T2 entry that we rename to T2MD). On the other hand, no significant electron acceleration is found in the T2MC cases, although an enhancement of the electron flux associated with the T2 proton entry is evident. Our results indicate that, while the T2 entry of solar wind protons into the wake itself does not require a special IMF condition but is a rather general phenomenon, the characteristic energy of associated electrons does show a strong dependence on the magnetic connectivity to the lunar surface.
2/15(金) 08:30- 5F会議室 村上(PD)
　　Development of the ultraviolt spectrometer for the BepiColombo mission
概要： PHEBUS (Probing of Hermean Exosphere By Ultraviolet Spectroscopy) is a double ultraviolet spectrometer for the MPO spacecraft of the BepiColombo mission, which is dedicated to the study of the Mercury. The purpose of this instrument is to reveal the composition and the distribution of the Mercury's exosphere by detecting emission lines in the wavelength range from 55 to 315 nm. The instrument is basically composed of two ultraviolet spectrometers and one scanning mirror with a single axis of rotation. Each detector has a specific range of wavelengths: the Extreme Ultraviolet (EUV) channel from 55 to 155 nm, and the Far Ultraviolet (FUV) channel from 145 to 315 nm. We have already manufactured the qualification model (almost identical to the flight model) and finished the performance and environmental tests. In this presentation, I report the overview, the science objectives, the instrumentations, and the latest results of the performance tests of the EUV/FUV detectors.
2/8(金) 08:30- 5F会議室 Masters(PD)
Variations in solar wind-magnetosphere coupling via magnetic reconnection between the magnetized planets 　　
概要： Although most of the planets in the Solar System have an intrinsic magnetic field that produces a surrounding magnetosphere and shields them from the solar wind, magnetic reconnection is a process by which solar wind energy can still penetrate such magnetic shields. Spacecraft missions to the magnetized planets have revealed how conditions at the magnetopause boundary of a magnetosphere varies between planets, which may produce differing solar wind-magnetosphere interactions via magnetic reconnection. Here I present the hypothesis that this coupling through magnetic reconnection becomes less efficient the greater the heliocentric distance of a planetary magnetosphere. Simple modeling is used to highlight that we expect the increasing solar wind Mach numbers with heliocentric distance to produce magnetosheath solar wind regions around planetary magnetospheres (between the bow shock and magnetopause) where plasma β (ratio of plasma to magnetic pressure) conditions also rise. Further modeling is then used to apply current understanding of the reconnection process to show that higher magnetosheath plasma β conditions should place increasingly severe restrictions on the fraction of the dayside magnetopause surface where reconnection can occur.
2/8(金) 08:30- 5F会議室 横田(助教)
　　Ion energy mass spectrometer(MSA) for BepiColombo/MMO
概要： Mercury is one of the unique planet, which has a magnetosphere with its own strong intrinsic magnetic field. In order to elucidate the detailed plasma structure and dynamics around Mercury, an orbiter MMO is planned as a joint mission between ESA and JAXA. For an application onboard MMO, we are developing MSA which measures mass discriminated energy spectrum of ions around Mercury. To measure heavy ions (ex. sodium ions) around Mercury, MSA has considerably high mass resolution, M/dM = 40. Instrumentation and calibration results of MSA will be shown.
1/25((金) 08:30- 5F会議室 浅村 (助教)
Development of 0.1-50eV/q ion energy mass spectrometer 　　
概要： Time-of-flight (TOF) velocity measurement is widely used for mass analysis on particle measurements in space. TOF method uses an ultra-thin carbon foil. When incident particles pass through the foil, secondary electrons are emitted, which can be used as a timing signal. During the particle passage through the foil, angular struggling, energy loss, and change of charge state occur. These effects make mass resolution worse. We are considering another TOF method. Instead of the ultra-thin foil, we apply an electrostatic gate system at the entrance of TOF part. Because of no foil, we can avoid the foil effects such as the angular struggring and energy loss, which would be useful for heavier particles. However, we lose analyser sensitivity instead.
1/25(金) 08:30- 5F会議室 木村(PD)
　Solar cycle scale variations of Saturn's auroral activities deduced from radio emissions　
概要： The long-term variations of Saturn's auroral current system have been suggested to be controlled by the seasonal variations of the polar ionospheric conductivities and atmospheric conditions associated with Saturn's orbital motion and the solar ultraviolet (UV) flux. However, recent observations pointed out that long-term variations are not simply explained by the seasonal variations. This study investigated the long-term variations of Saturnian Kilometric Radiations (SKR) as a remote proxy of the auroral current comparing with the solar wind and solar UV flux. We found the clear positive correlations between the solar wind dynamic pressure and peak flux density in both of the southern and northern hemispheres during the declining phase of the solar activities. The solar UV flux in the solar cycle timescale is less correlated than the solar wind. It is concluded that the solar wind variations in the timescale of the solar cycle primarily dominate the SKR source region in addition to Saturn's seasonal effect.
1/18(金) 08:30- 5F会議室 Badman (PD)
　　A unique opportunity to discover how energy is transported through Jupiter's magnetosphere
概要： The Japanese Aerospace Exploration Agency (JAXA) EUV spectroscopic mission, EXCEED, will be launched to low-Earth orbit in August 2013. EXCEED's primary mission goal is to simultaneously observe the Jovian aurora and Io plasma torus (IPT) with unprecedented temporal resolution, quasi-continuously (50 min per 100 min orbit) for at least two full months. We propose a multi-wavelength campaign of coordinated observations using HST and NOAO facilities that, together with the observations by EXCEED, provide a unique opportunity to discover how energy is transferred throughout Jupiter's vast, dynamic magnetosphere and its interaction with the solar wind. EXCEED spectral imaging of ion emission lines will reveal temporal and spatial variations in the IPT, to diagnose the dynamics in the inner magnetosphere, and relate the dynamics to Jupiter's auroral intensity and spectra. These novel observations will reveal plasma heating and electron precipitation driven by both local and global disturbances. Coordinated high spatial-resolution HST-STIS images of the UV aurora are essential to reveal the global morphology of the aurora, i.e. to pinpoint where the energy deposited in the upper atmosphere originates in the magnetosphere. Simultaneous visible wavelength observations of the IPT by WIYN will provide the low-energy component of the ion emission spectrum to identify heating and density fluctuations of the local plasma. Coordinated observations of the infrared (IR) aurora by Gemini will reveal the ionospheric heating and cooling in the corresponding auroral regions. This is an international project, which will allow productive collaboration with ISAS researchers in the future.
1/18(金) 08:30- 5F会議室 Bedington(PD)
CATS (Cylindrical And Tiny Spectrometer) a prototype development towards highly miniaturised plasma analysers 　　
概要： CATS is a conceptual highly-miniaturised, multi-energy, electron and ion electrostatic energy analyser. It is a development towards the goal of MEMS-based, nanosat-scale plasma instruments. In the seminar I intend to discuss: motivations and considerations for very highly miniaturised instruments, the CATS concept and the CATS prototype analyser head, SIMION simulations of the prototype and experimental calibrations, using a CCD as a 500eV+ electron detector with the prototype, PoleCATS - a student sounding rocket mission using the CATS prototype and the CCD.
1/11(金) 08:30- 5F会議室 長谷川(助教)
一点観測を用いた太陽風磁気フ ラックスロープの時間発展の再現 Reconstruction of an evolving magnetic flux rope in the solar wind from single-spacecraft data 　　
概要： In situ measurements, often made by single spacecraft, have a difficulty in revealing spatiotemporal evolution of space plasma structures. We present a single-spacecraft method for deconvolving spatial and temporal variations of physical quantities at points along the path of a spacecraft in spacetime, which can be used for reconstruction of slow evolution of two-dimensional (2D) and magneto-hydrostatic structures (namely, Grad-Shafranov equilibria). The method is applicable to structures that are in Grad-Shafranov equilibrium and in which the flow is incompressible and the frozen-in condition is satisfied. Benchmark tests are conducted by use of synthetic data taken by a virtual spacecraft that traverses, at a constant velocity, a magnetic flux rope growing in a 2D magnetohydrodynamic simulation of magnetic reconnection. It is demonstrated that the new method can better recover the quantities in spacetime than does an earlier version with time aliasing effects. The application to a flux rope observed on 25-26 March 1998 by the ACE spacecraft in the solar wind suggests that its core part was evolving in an intriguing way during the ~17 hour interval of traversal.
1/11(金) 08:30- 5F会議室 小路(PD)
　　Triggering Process of Electromagnetic Ion Cyclotron Rising Tone Emissions in the Inner Magnetosphere
概要： Spacecraft observations and simulations show generation of coherent Electromagnetic ion cyclotron (EMIC) triggered emissions with rising-tone frequencies. In the inner magnetosphere, the spontaneously triggered EMIC waves are generated by the protons with large temperature anisotropy. We reproduced EMIC triggered emissions in the Earth's magnetosphere by real scale hybrid simulations with cylindrical magnetic geometry. We obtained spontaneously triggered nonlinear EMIC waves with rising frequencies in H+ band of the EMIC dispersion relation. The proton holes in the phase space are formed. We have also derived the theoretical optimum wave amplitude for triggering process of the EMIC nonlinear wave growth. The optimum wave amplitude and the nonlinear transition time show a good agreement with the present simulation result. The nonlinear wave growth in a limited time forms a sub-packet structure of a rising tone emission. The formation process of sub-packet is repeated because of the triggering wave generated by the phase-organized protons, which are released from the foregoing sub-packet. Then the EMIC triggered emission is observed as a train of sub-packets generated at different rising frequencies.
12/21(金) 08:30- 5F会議室 笠原(助教)
Spatial distribution and local structure of reconnection jet fronts in the Jovian magnetosphere 　　
概要： Magnetic reconnection plays important roles in mass transport and energy conversion in planetary magnetospheres. It is considered that transient reconnection causes localized auroral arcs or spots in the Jovian magnetosphere, by analogy to the case in the Earth’s magnetosphere. However, the spatial distribution of transient reconnection events and their local structures (i.e., magnetospheric plasma parameters) have not been extensively investigated for the Jovian magnetosphere. Here we examine plasma velocity and density during strong north-south magnetic field events in the Jovian nightside magnetosphere, which may be associated with tail reconnection. We find prominent reconnection jet fronts predominantly on the dawnside of the nightside magnetosphere, which would be a signature unique to rotation-dominant planetary magnetospheres. The observed plasma structures are consistent with significant field-aligned currents which would generate localized aurora.
12/21(金) 08:30- 5F会議室 垰(PD)
　　内部太陽圏の太陽風データ同化研究：実データへの応用 Data assimilation of the solar wind in the inner heliosphere: application to observed data
概要： 太陽風3次元磁気流体(MHD)シミュレーションモデルに、惑星間シンチレーションの太陽風観測データをアンサンブル・カルマンフィルタのデータ同化の手法を用いて組み込むことによって、太陽近傍のモデル関係式(流源関数)の変化によって観測データを反映しつつ太陽風を予測する手法を開発した。実データを用いて太陽風データを行った結果、太陽風パラメータが修正され、数10日スケールの構造についてよい再現が確認された。観測・モデルの誤差共分散や緯度分布が示唆する系の特徴を本発表で議論する。 We develop a technique for predicting variations of the solar wind by incorporating wind velocity data from interplanetary scintillation (IPS) into a three dimensional magneto-hydrodynamic (MHD) solar wind model in the context of data assimilation using the Ensemble Kalman filter. In the data assimilation process, solar wind is modified through the solar wind source function which relates the observable magnetic field on the solar surface and terminal solar wind velocity. We apply our method using real observations which will be discussed in this presentation.
12/14(金) 08:30- 5F会議室 齋藤(准教授)
Interaction between the Moon and the Earth’s Magnetosphere 　　
概要： The Moon stays in the Earth's magnetosphere for 3 ~ 4 days every month. The hot plasma-sheet plasmas in the Earth's magnetosphere can directly impact the lunar surface since the Moon has neither global intrinsic magnetic field nor thick atmosphere. Magnetic field and Plasma experiment - Plasma energy Angle and Composition Experiment (MAP-PACE) on Kaguya (SELENE) measured lunar plasmas in polar orbit with altitude of 100km, 50km, and in an elliptical orbit with perilune altitude as low as 10km for nearly 1.5 years. Although the plasma density in the Earth’s magnetosphere around the Moon orbit (at about 60Re) was quite low, MAP-PACE sensors succeeded in measuring characteristic ion / electron distributions in the Earth’s magnetosphere including lobe cold ions, fast flowing ions associated with plasmoids, and cold ion acceleration in the plasma sheet / lobe boundaries. According to MAP-PACE observations, several characteristic phenomena caused by the interaction between Earth’s magnetosphere and the lunar surface were so far found. Two examples of these phenomena: 1) Ions originating from the Moon surface / exosphere and 2) Plasmoid / plasma sheet signature that is different on the dayside and night-side of the Moon will be presented.
12/14(金) 08:30- 5F会議室 吉岡(PD)
　　SPRINT-A/EXCEED final stage
概要： The earth-orbiting EUV spectroscope (SPRINT-A/EXCEED) which will be launched in next summer is now under final calibration and environmental test for the flight model. In this presentation, the current status of the development (the thermal and vacuum test has been started in 13th Dec.), observation scenario, and possible scientific targets will be shown.
12/7(金) 13:00- 5F会議室 飯島(M)
「輻射磁気流体計算を用いた太陽表面における磁気ネットワーク構造に関する研究」 　　
概要： 太陽表面における磁気エネルギーのネットワーク構造は、上層大気の加熱や スピキュールをはじめとするさまざまなダイナミクスに重要な役割を果たす。 このネットワーク構造はすでに1899年に発見されている。 しかし、その分布の起源に関しては未だ議論が続いている。 本研究では、局所熱力学平衡を仮定した輻射輸送と、 部分電離の熱力学的効果を含む輻射磁気流体計算コードを開発し、 これを用いて2次元計算を行うことで太陽表面における対流スケールと 磁気エネルギー分布の関係を調べた。 その結果、磁場がない場合に表面において卓越する 微小な対流スケール（粒状斑）が磁場と相互作用することで、 対流および磁気エネルギーに長波長スケールが卓越する 新たな構造（超粒状斑、磁気ネットワーク）を生み出すことが明らかになった。 前回の中間発表では、表面に卓越した長波長スケールが生まれるわけを報告した。 今回の発表では、その結果の妥当性や新たな進捗状況について報告する予定である。
12/4(火) 10:00- 5F会議室 井筒(D)
Study of plasma transport near the magnetopause 　　
概要： Understanding the physical processes occurring near the magnetopause, which is the outer boundary of the magnetosphere, is essential to understanding the coupling of the stellar wind with the magnetized object, since any transfer of mass, momentum, or energy must cross its magnetopause. The purpose of this study is to unveil the plasma transport processes near the magnetopause on the basis of in situ spacecraft observations. Especially, I focused on plasma transport induced via kinetic Alfven wave (KAW) turbulence of which the importance has been suggested, while the evidence has lacked. In Chapter 3, I developed the theory of the KAW-induced transport and proposed the new data analysis method. In Chapter 4, applying this method, I succeeded to find the evidence of the existence of the KAW-induced transport. In Chapter 5, I revealed the quantitative (un)importance of the KAW-induced transport in terms of the transferred amount by performing statistical study. In Chapter 6, focusing on another type of diffusive transport, I also found the evidence of plasma transport via eddy diffusion. My results allow us to draw a more transparent picture of plasma transport near the magnetopause than ever before.
11/30(金) 08:30- 5F会議室 山崎(M)
将来磁気圏探査に向けた高エネルギー粒子観測機器（HEP）の開発 　　
概要： これまで地球磁気圏を中心に水星磁気圏や木星磁気圏など，他惑星に至るまで衛星によるその場観測が行われてきた。それぞれの磁気圏で高エネルギー粒子が観測されているものの，質量やエネルギー輸送，粒子加速といった詳細なプラズマメカニズムは未だ完全に 解明されていない。よって，これらの問題を実証的に解明するため，他惑星を含めた磁気圏探査が計画されている。 　その一例として，水星探査プロジェクトBepiColombo計画がある。修士課程中にこの計画を構成する探査機の1つMMO(Mercury Magnetospheric Orbiter）に搭載予定の高エネルギーイオン分析器(HEP-i: High Energy Particles ion)のテストモデルを用いたTOF(Time-of-Flight)試験等を行った。シミュレーション結果とテストモデルの実験結果を比較すると十分に一致しており，テストモデルがシミュレーション通りの性能を出せていることがわか った。高エネルギー粒子観測機器（HEP）に関して言えば，近年ISASではHEP-iとHEP-eを別々に開発してきたが，リソースの観点から更なる軽量・小型化が求められている。よって，本研究ではHEP-iとHEP-eの統合により観測器を軽量・縮小化し，かつ高性能の粒子観測器開発を目指す。この開発にあたり，JUICE(木星探査)用にパラメーターをとりTOF分析部の設計を行った。木星探査の課題として，これまでの観測からMeV以上に及ぶ高エネルギー粒子が地球磁気圏に比べ多く存在していることが挙げられる。この粒子は衛星や観測装置を貫き検出部に到達しノイズとして検出されるので，観測上大きな問題とな る。そのため観測器開発の際ノイズ対策は必須である。そこで，検出部の縮小によって対策を施した結果，本研究で設計したTOF分析部に関するノイズを十分に抑えることができた。 　また過去の木星探査ではeV～MeVまで一貫して質量分析を伴った粒子観測を実現できていない。そこで，HEPのエネルギーレンジを広げ，低エネルギー粒子観測器(LEP)とのエネルギーレンジが重なるようにすることも本研究の1つの目標とした。そして，新たに開発したSSDの性能試験を行い，低エネルギー側のエネルギーレンジを大きく広げることが可能であるという結果を得た。　 今回は，①MMO搭載用HEP-iの性能試験，②JUICE搭載用HEPのTOF分析部の設計とノイズ対策，③SSD性能試験について発表する。
11/30(金) 08:30- 5F会議室 北川(M)
木星磁気圏の太陽風動圧への応答に関する統計解析 　　
概要： 固有磁場を持つ惑星は周囲に磁気圏を形成するが, その構造や変動は, 惑星磁場の強さや磁気圏内のプラズマ源, そして 恒星から流れくるプラズマ風などで決まるため, 多種多様である. 同じ太陽系内の惑星でも, 地球磁気圏と木星磁気圏では プラズマダイナミクスが大きく異なると考えられている. 木星磁気圏の平均的な構造は, 過去のフライバイ観測や周回観 測によって明らかにされている. しかしながら, 太陽風変動への磁気圏尾部の応答については観測的知見が乏しい. その最 大の原因は, 木星軌道に太陽風観測点が存在しないことである. そこで我々は, MHD シミュレーションを用いて地球近傍 の太陽風パラメタを木星軌道まで伝播させる事により, 太陽風動圧変化への木星磁気圏尾部の応答を調べている. 本研究 では, Galileo 衛星のデータを太陽風動圧とともに統計的に解析した. 磁気圏のデータを太陽風動圧の高低で分けてみると, 太陽風動圧上昇に呼応して夜側カレントシートの構造が変化する傾向や, 高エネルギー粒子フラックスが増大する傾向が 見出された. 次に, 高エネルギー粒子フラックス増大の原因を理解するために, 特定のイベントについて詳細な解析を行っ た. 高エネルギー粒子のピッチ角分布は, フラックス増大前にはほぼ等方的であったのに対し, フラックス増大時には磁力 線に沿った単一方向への指向性を示した. 従って, 観測されたフラックス増大は, 磁気圏圧縮に伴う単純なベータトロン加 速やフェルミ加速よりも, 磁気圏尾部における磁気リコネクションによる粒子加速と整合的である.
11/30(金) 08:30- 5F会議室 樋口（M）
金星の雲層における対流の数値実験 Numerical modeling of cloud-level convection on Venus 　　
概要： 　金星は高度約45-70kmに存在する硫酸の雲に覆われている。 VEGAのBalloon観測で、赤道上空高度55 km付近にて対流に 伴うと考えられる鉛直風が観測された。また、電波掩蔽観測に より得られた気温分布から雲層下部50-55km付近に中立成層 があることが知られており、対流活動の存在を示唆している。 この対流は下層大気からの上向き熱放射が雲底で吸収されるこ とで生じていると考えられる。 　Baker et al.[1998]は、金星における対流の数値実験を行い、 対流層の上下にある安定層にプリュームが貫入するなどの特 徴的なプロセスを議論した。 しかし、本来は放射輸送によっ て雲層を出入りする熱流束をモデル境界からの拡散によって 表現していることが問題点として挙げられ、特に雲頂付近で は良い近似であるとはいえない。金星の雲層における対流の 基本構造を決める要因を理解するためには、より現実的な放 射強制をもとにした対流計算を行う必要がある。 　本研究では、非静力学な気象モデルCReSS [Tsuboki and Sakakibara, 2007]を使って金星の雲層における対流を計算 する。短波放射による加熱はBaker et al.[1998]のものと同じ であるが、長波放射による加熱・冷却は先行研究よりも現実 に近い形で与える。 加熱強制の大きさ、モデルの背景場を変 化させることで対流の性質がどのように変化するのか、計算 結果をもとに議論を行う。また、モデルの解像度を細かくす るのに伴って対流の構造がより乱流的になる様子についても 考察する。
11/30(金) 08:30- 5F会議室 宮本(M)
「あかつき」の電波掩蔽観測による 太陽コロナの電子密度変動の ウェーブレット解析 　　
概要： 近年、コロナ加熱のメカニズムとして波動の寄与が考えられている。太陽表面（光球、彩層）では5分振動、p-mode波と呼ばれる音波が観測されている一方で、Alfven波はコロナ上空までエネルギーを運ぶことができるためコロナ加熱という観点から特に注目をあびており、コロナ中の音波についてはあまり研究が進んでいない。私はこの点に興味がある。 　現在太陽周回軌道を航行中の金星探査機「あかつき」は2011年6月6日-7月8日にかけて、太陽コロナの電波掩蔽観測を行った。これは地上局から見て探査機が太陽の背後へ入出する際、探査機から送信された電波が太陽コロナを通過し地上局に届くことを利用した観測で、電波の受信周波数(位相)変動や強度の時間変化を解析することで太陽風中の電子密度擾乱や太陽風速度の情報を得ることができる。今回「あかつき」は太陽中心から1.5-20.5 Rs(太陽半径)という、これまであまり観測されていない太陽近傍の観測を行った。 　本研究では「あかつき」から送られる電波の受信周波数変動のウェーブレット解析を行った。その結果、1.5-2.4 Rsで周期2-8分の準周期的変動が見つかった。 これはコロナ中の音波を捉えた可能性が高い。発表ではこれらの解析結果を示す。
11/9(金) 10:30- 5F会議室 安藤(D)
Vertical wavenumber spectra of gravity waves in terrestrial planetary atmospheres (地球型惑星における大気重力波の鉛直波数スペクトル) 　　
概要： 重力波は地球大気の運動を考える上で必要不可欠な要素である。地球成層圏・中間圏で重力波が 減衰するとそれの持つ運動量が背景場に解放されて、大気の風速場や循環さらに温度場に影響を 与える。また砕波が起これば乱流が生じて間接的に物質輸送にも寄与する。地球気象では、レーダーや GPS掩蔽観測によって重力波の鉛直波数スペクトルがこれまでに数多く取得されており、波のエネルギーが 波長ごとにどう分布するか、またそれが季節や場所によりどう異なるのか、統計的に調べられている。 またスペクトルは波の生成源や減衰過程の考察、そして乱流拡散係数の推定にも役立つ。 一方、金星や火星でも重力波が大気に与える影響について理論的な示唆はあるが、地球重力波のように エネルギー分布や場所・季節依存性といった根本的な観測情報が皆無である。そこで本研究では、電波掩蔽法に よって高精度・高分解能で取得された鉛直温度分布をデータを用いて、金星・火星大気における重力波を 抽出しそれの鉛直波数スペクトルを世界で初めて統計的に調べた。そして地球気象で構築されてきた古典的な 飽和理論スペクトルを指標として、金星・火星大気における重力波の減衰機構の考察し、また乱流拡散係数を 推定した。
11/2(金) 08:30- 5F会議室 渡辺(M)
Heating of atmosphere by propagating acoustic wave 　　
概要： Speaker1: 高周波数の波は観測が難しいとされ、大気を伝播する波の観測としては低周波数の波がほとんどである。しかし音波のような高周波数の波は低周波数の波に比べて分子拡散による影響が小さく、より高い高度へ到達できる。そのため大気上端で何らかの影響を与えていると考えられる。そこで、音波の鉛直伝播特性について数値計算を用いて理解することを研究の目的とする。今回は、木星熱圏での音波による大気加熱について先行研究(Schubert et al.)を紹介する。この論文では、数値計算により音波伝播が木星の熱圏に与える影響を求めている。その結果によると、音波伝播による効果の合計はすべての高度で大気を熱していることになる。これにより、音波は木星の大気上端が高温であることの原因のひとつになりうることがわかった。 これらの結果をふまえて今後の研究方針をまとめた。
11/2(金) 08:30- 5F会議室 清水
　　磁気リコネクションにおけるReconnected Flux率の減少とoutflow電子との関係
概要： 磁気リコネクションは、プラズマ粒子の加速や熱化を伴って磁力線がつなぎかわる現象であり、太陽表面や地球磁気圏の前面や尾部等で起こっている。磁気リコネクションを理解するために人工衛星によるその場観測だけでなく、数値計算による研究が盛んに行われてきた。 数値計算では、しばしば周期境界条件が使われるが、そこでは計算ボックスの大きさが有限であることによりReconnected flux率（RX率）がある時刻を境に急激に減少してしまい、十分に長い時間発展が追えないということがデメリットとして知られている。 一方、我々は、このことから、「磁気リコネクションを維持するには、どれだけの自由空間がジェッ ト吹き出し方向前方になければいけないのか」という問題を考えることができるので はないかと着想した。具体的には、いくつか大きさの異なるボックスで計算を行い、それらの結果を比較することによっ てRX率の時間変化と計算ボックスの大きさとの関係、またRX率とoutflow電子の流速空間プロファイルとの関係を調べた。その結果、RX率が急激に減少し始める前後の時刻でのX-lineの構造やoutflow電子の速度プロファイルに共通性が見られた。 同時刻で比較して、小さめの計算ボックスにおいてRX率が急激に減少し始める直前のものは、より大きなボックスでそうでないものと比較してRX率は等しいにも関わらずoutflow電子の最高速度が半分以下となっている。またX-lineからoutflow電子の最高速度位置を記録する位置までの距離も大幅に減少し ていることが分かった。さらに、有限ボックスサイズの効果でＲＸ率が下がり始める時、最高速度は~VAであり距離は~λiとなっている。 これらの結果は、RX率を維持するために必要な最小のoutflow領域の大きさを規定しうるものであり、磁気リコネクションを特徴づける一つの特徴を理解することに繋がると考えられる。
10/26(金) 15:00- 6F会議室 竹島(M)
　ICI-3搭載LEP-ESAによる電離圏カスプ領域低エネルギー電子の観測 　　
概要： カスプ領域は昼間側に向かう磁力線と夜側の尾部に向かう磁力線との間の磁気境界 面であり、太陽風が磁力線に沿って直接侵入する領域である。磁力線に沿って降下し てきた電子はE-t(energy-time)図で見ると特徴的な形のenergy-time dispersionが観測さ れることがある。この生成要因としてC.A.Kletzing&S.Hu et al.(2001)は上空数千kmに Inertial Alfven wave(IAW)による沿磁力線方向電場が電子を加速させていることを示唆し ている。また、H.Tanaka et al.(2005)は2000年に打ち上げられた観測ロケットSS-520- 2号機により観測されたenergy-time dispersionから加速高度が2000～6000kmに存在し、 IAWモデルを用いた計算機シミュレーション結果と一致することも示唆している。 2011年12月3日にスバルバード島(ノルウェー)で打ち上げられた観測ロケットICI-3搭 載LEP-ESAにより観測された低エネルギー電子のenergy-time dispersionはH.Tanaka et al.(2005)のE-t図で示されたものと形の違いが見られた。そこで本研究ではTOF分析を用 いて異なる形状のenergy-time dispersionが形成された原因の解明を試みる。 TOF分析か ら得られた電子加速高度は高エネルギーほど高度が高くなる傾向があり、エネルギーに よって電子の加速高度が異なる事がわかった。この結果はH.Tanaka et al.(2005)の結果 と同様であるため、energy-time dispersionの形状が異なっていることについては電子密 度高度分布の差で説明できるかどうか検討している。
10/26(金) 16:00- 6F会議室 北川（本郷Ｄ）
太陽活動領域コロナループにおける流れのダイナミクス 　　
概要： これまでの太陽観測衛星「ひので」のデータ解析により、太陽活動領域の東西で 磁場が開いていると思われる場所において50-100km/sの上昇 流が見られること が明らかになった。この上昇流は低速太陽風のソースであると一部では考えられ ており、宇宙天気への応用も考えられている。また、 コロナ加熱の候補として 有力であると考えられているナノフレアの結果、コロナループの足元から上昇流 が生じているとも言われている。しかし、上昇 流の駆動メカニズムについて確 定的な結論は未だ出ていない状況である。本研究では「ひので」に搭載された極 紫外撮像分光装置EUV Imaging Spectrometer (EIS)の活動領域データを用いてFe XIV のラインプロファイルを解析し、輝線比から上昇流の速度と密度を求めた。 その結果、上昇流の密度は10^(8.5-9.0) cm-3となっていて、背景のコロナに見 られる静止成分の密度（>10^9 cm-3）より希薄であることが明らかになった。こ の結果は、ナノフレアにより高密のプラズマがコロナループ足元から上昇すると いうシミュレーションの結 果とは反する。駆動メカニズム、およびコロナ加熱 との関連性について議論する。
10/12(金) 08:30- 5F会議室 河村(M)
月起源イオンに対する磁気異常の影響について 　　
概要： 月には厚い大気・グローバルな固有磁場は存在しないが、 Surface Boundary Exosphereと呼ばれる薄い外気圏と局所的な磁気異常が存在することは、 アポロ時代の月面における観測等から知られていた。 SBEではC+,K+,O+, Al+, Si+, Na+, Mg+, P+,Ar+ などのイオンが見つかっている。 　これらのイオンは、月が太陽風中にあるときには、sputteringなどにより月表面から生成され、 太陽風とIMFによって生じるコンベクション電場で輸送されると考えられているが（[Vondrak,1988]）、 詳細についてはいまだ議論の余地がある。 今回、コンベクション電場が月起源イオンの輸送にどのような影響を及ぼすか見るべく、 電場の変化が穏やかであったパスについてKaguyaが検出した月起源イオンの変化を解析した。 その結果、Kaguyaが磁気異常の上空を飛んでいるときとそうでないときで若干の違いがみられた。 　磁気異常がないとき、IMAが検出した月起源イオンの変化は 観測値をもとに計算して得られたコンベクション電場で定性的に説明できるものであった。 すなわち、コンベクション電場が月起源イオンの輸送システムで支配的であることが確認された。 　一方で、磁気異常の上空では、全体のプロファイルはコンベクション電場で説明できるものの、 電場の各成分がほぼ一定であるのに、検出されるイオンが急に減少する箇所が見受けられた。 この結果から、磁気異常がある領域では、太陽風によるsputteringがきかなくなる・ photon-stimulated desorptionなどによって月表面で生じたイオンが磁場にトラップされるといった 可能性が示唆される。
10/12(金) 08:30- 5F会議室 八津川(M)
S-310-40号機搭載用 固定バイアスプローブによる 電子密度観測 　　
概要： 電子温度と電子密度は電離圏プラズマの基本的特性を表すパラメータとして重要である.これまで電離圏プラズマの観測は,ロケットや衛星,地上からのレーダにより行われてきたが,未だ空間変化や時間変化について不明な事が多い. 観測ロケットS-310-40号機は,夜間電離圏において中波帯電波の異常伝搬を引き起こす高密度プラズマ層の発生メカニズムを解明することを目的として,2011年12月19日23時48分00秒(JST)に宇宙航空研究開発機構の内之浦宇宙空間観測所から上下角76度で打ち上げられた.ロケットには６種類の観測機器が搭載されたが,その中で固定バイアスプローブ（Fixed Bias Probe）は,高時間分解能をもつ測定器で,微小スケールの電離圏プラズマ密度擾乱を観測するのに適している. 　FBPは,直径3cmの球プローブに固定バイアス電圧を印加した時にプローブに流れる電流を測定している.プローブはロケット頭頂部に２つ搭載され,一方には+4Ｖ,他方には-3Ｖの固定バイアス電圧を印加し,それぞれ電子電流とイオン電流を測定するようになっている.FBPのプローブは,ロケット打ち上げの62秒後に,ウェークの影響を出来るだけ避けるためにロケット機軸と垂直方向に展開されるブームの先端に取り付けられた.また,大きな電子密度変化に対応できるよう,低利得と高利得の異なる2チャンネルの電流検出回路を用いることによりプローブ電流には広いダイナミックレンジが確保されている. 　ロケット搭載機器による観測の結果,打ち上げ時には高度１００ｋｍ付近に背景よりも高い電子密度をもつ層が存在していたことがわかった.これは何らかの理由により,夜間に電離圏Ｅ層高度で電子密度が増加していたことを意味している. 本研究ではFBPの観測データをもとに次の２つの観点から電子密度増加現象の原因の解明を進めている. （１） 観測された高電子密度層のスポラディックＥ層との類似点と相違点.特に高電子密度層の空間スケールの比較. （２） 高電子密度層内のイオン組成について,FBPの観測データが示唆する事.一般にスポラディックＥ層では金属イオンが多いとされるが,高電子密度層内ではどうか. 　このような方法で,本研究では観測された電子密度増加現象についての議論を進めている.
10/5(金) 08:30- 5F会議室 大山(M)
「非定常3次元リコネクションの高次精度シミュレーションを目指して」 　　
概要： 非定常3次元リコネクションや惑星形成を理解するにはMHD乱流を詳しく解析する ことが必要である。しかしこれまで高次精度のスキームで磁場の発 散に関する ガウスの法則を満たし、衝撃波面を捕らえる様なものは存在しなかった。そこで 本発表では、これらを満足する新しい高次精度圧縮性MHD 解法コードの数値ス キームと、テスト計算として行った2次元Orszag-Tang vortex problemについて 解説する。これは圧縮性MHDコードの有用性を確認するのによく用いられる問題 である。このテスト計算の結果、高精度で磁束の保存 が確認できた。また衝撃 波面を再現し、それらに沿って人工粘性が入る様子を見ることができた。従っ て、このコードをMHD乱流の解析に用いて良い ことが確認できた。
10/5(金) 08:30- 5F会議室 榎本(M)
「HOPS装置による金星の偏光撮像観測」 　　
概要： 金星は全球を厚い雲に覆われており、その構成物質が何であるかはかつて 議論の的であった。Hansen and Hovenier(1974)は1960年代の地上観測によ る金星の偏光データを用い、偏光度の太陽位相角依存性を調査した。このデ ータと散乱理論との組み合わせにより、雲の構成物質が半径1.05μm,屈折率 1.44というパラメータを有し、それが濃硫酸の液滴であることを突き止めた。 　またKawabata et al.(1980)はPioneer Venus Orbiter(PVO)に搭載された Orbiter Cloud Photopolarimeter(OCPP)により得られた金星の全面偏光度を、 1960年代の地上観測データと比較を行った。波長365nm,550nmのデータで はPVOデータとの大きな違いは見られなかったものの、935nmのデータにお いては位相角約50°以上の範囲で偏光度の現象が見られた。散乱の特性は散乱 体の周長2πrを波長λで規格化した値であるサイズパラメータにより決まるた め、この変動は散乱体であるヘイズ粒子の大きさが変化した事を示唆している。 　このように金星の上部ヘイズ層には長期的な変動があると考えられるが、 その原因はよく分かっておらず、今後も観測によりその変動を捉える必要がある。 　このモチベーションのもと、惑星の2次元偏光度マップを捉える HOPS(Hida Optical Polarimetry System)を用い、8月21日から27日にかけて 飛騨天文台にて金星の偏光撮像観測を行った。本セミナーでは、その結果の 報告と今後の方針について発表を行う。
9/28(金) 13:00- 5F会議室 飯島(M)
「輻射磁気流体計算を用いた太陽表面における磁気ネットワーク構造に関する研究」 　　
概要： 太陽表面における磁気エネルギーのネットワーク構造は、上層大気の加熱や スピキュールをはじめとするさまざまなダイナミクスに重要な役割を果たす。 このネットワーク構造はすでに1899年に発見されている。 しかし、その分布の起源に関しては未だ議論が続いている。 観測では、太陽内部の構造を調べることが難しい。 理想化した解析的理論では、非線形性の非常に高いこの現象を 解析するためにはさまざまな検証の難しい仮定を必要とする。 直接シミュレーションでは、細かい下降流を分解しつつ 広い領域を計算しなければならないことや、 輻射や部分電離などさまざまな物理が関わってくる。 これらの困難が、この問題の解明を妨げている。 本研究では、局所熱力学平衡を仮定した輻射輸送と、 部分電離の熱力学的効果を含む輻射磁気流体計算コードを開発し、 これを用いて2次元計算を行うことで太陽表面における対流スケールと 磁気エネルギー分布の関係を調べた。 その結果、磁場がない場合に表面において卓越する 微小な対流スケール（粒状斑）が磁場と相互作用することで、 対流および磁気エネルギーに長波長スケールが卓越する 新たな構造（超粒状斑、磁気ネットワーク）を生み出すことが明らかになった。 中間発表ではその詳細を報告する。
9/21(水) 13:00- 5F会議室 高木(D)
「金星探査機 Venus Express から明らかにする金星雲もや層の描像」 　　
概要： これまでの金星観測により、金星は高度 45-90 km に存在する厚い雲で 一様に覆われていることが確認されている。しかし、金星観測は絶対的に 不足しているため、雲に関して不明な点は数多い。また、過去の大部分の 金星降下プローブは 70 km 以下の観測しか行っていないため、70-90 km のもや層に関する知見は 70 km 以下の雲層と比べて格段に少ない。 　現在、金星探査機 Venus Express(ESA) は金星極軌道を周回中であり、 2006 年よりデータを取得している。搭載された赤外分光計 Solar Occultationat InfraRed(SOIR) は、太陽掩蔽法によりあらゆる 緯度・経度において高度 60-220 km の金星大気・雲を継続的に観測 しており、これまで殆ど観測されてこなかったもや層の観測データを 豊富に取得している。 　本研究では SOIR の観測データを取得・解析することにより、金星 全球にわたり、もや層の消散係数高度分布、混合比高度分布・時間変動、 光学的厚さ時間変動・緯度分布などを初めて統計的に示した。それらと 過去の研究を比較した結果、もやが硫化物で構成されている可能性を示した。 さらに、もや混合比が高緯度では高度 90 km 付近で増大し、低緯度では 70 km、90 km の二か所で増大していることが明らかになった。これは 緯度によってもやの生成過程が異なることを示唆する。また、もや混合比量は 2008 年に最大になることが明らかになった。これは時期によってもやの 生成過程が変化することを示唆する。 　講演では以上の結果ともや層に働く物理・化学に関する今後の方針について 述べる。
9/5(水) 08:30- 5F会議室 山崎(M)
将来の磁気圏探査に向けた高エネルギー粒子観測機器（HEP）の開発 　　
概要： これまで地球磁気圏を中心に水星磁気圏や木星磁気圏など，他惑星に至るまで衛星によるその場観測が行われてきた。しかし，質量やエネルギー輸送，粒子加速といった詳細なプラズマメカニズムは未だ完全に解明されていない。よって，これらの問題を実証的に解明するため，他惑星を含めた磁気圏探査が計画されている。 　その一例として，ESA・ISASの国際協力による水星探査プロジェクトBepiColombo計画があり、2015年の打上げを予定している。この計画を構成する探査機の１つである水星磁気圏探査機(MMO: Mercury Magnetospheric Orbiter）に搭載予定の機器として，高エネルギーイオン測定器(HEP-ion: High Energy Particles ion)がある。修士課程中に，このHEP-ionのテストモデルを用いたTOF(Time-of-Flight)試験等を行った。TOF試験を行う目的は，作成したモデルが数値シミュレーションと同じ性能を実現できているかどうかを調べるためである。テストモデルの実験結果とシミュレーション結果を比較すると十分に一致しており，シミュレーション通りの性能を出せているということがわかった。 　このように高エネルギー粒子観測機器（HEP）に関して言えば，近年ISASではHEP-ion検出器とHEP-ele検出器を別々に開発してきた。しかし，リソースの観点から将来の観測機器はさらなる軽量化と小型化が求められている。そこで，本研究では軽量化及び小型化のためHEP-ionとHEP-eleの統合を目指す。対象となる将来ミッションのひとつにESAの木星探査計画であるJUICE（The Jupiter Icy moons Explorer）ミッションがあり，2022年の打上げ，2030年の木星到着を計画している。今回は，この木星探査を対象にしたパラメーターをとり，HEPの開発を進めていくことする。 　これまでの観測から，木星は非常に強力な磁場（惑星表層で地球の10倍以上）を持ち，大変厳しい放射線環境を擁した太陽系最大の磁気圏を形成している事が知られている。ここではMeV以上に及ぶ高エネルギー粒子が地球磁気圏に比べ数多く存在している。この粒子は衛星や観測装置を貫き検出部に到達しノイズとして検出されるので，観測上大きな問題となることが予想されており，開発する際のノイズ対策は必須である。そこで検出部の縮小化，TOF部のスタート, ストップ信号とSSD からの信号によるトリプルコインシデンスを取るなどノイズ対策を考慮した設計を行った。今回はTOF部の詳細とノイズ対策についての進捗状況並びに今後の展望について発表する。
9/3(月) 08:30- 5F会議室 井筒(D)
Study of plasma transport near the magnetopause 　　
概要： One of the biggest challenges in magnetospheric physics is understanding the processes by which the solar wind plasma enters the magnetosphere across the magnetopause to form the low-latitude boundary layer (LLBL) during northward interplanetary magnetic field conditions. While several candidate processes such as high-latitude reconnection, Kelvin-Helmholtz instability, or diffusion induced by plasma waves have been proposed, their relative importance remains unclear. Especially, the contribution of the wave-induced transport is as yet poorly understood because there has been no direct evidence based on in-situ particle data. In this paper, I aim at understanding the plasma transport near the magnetopause focusing on the diffusion via kinetic Alfven wave (KAW) turbulence.
8/31(金) 08:30- 5F会議室 北川(M)
木星磁気圏の太陽風動圧への応答に関する統計解析 　　
概要： 固有磁場を持つ惑星は周囲に磁気圏を形成するが, その構造や変動は, 惑星磁場の強さや磁気圏内のプラズマ源, そして 恒星から流れくるプラズマ風などで決まるため, 多種多様である. 同じ太陽系内の惑星でも, 地球磁気圏と木星磁気圏では プラズマダイナミクスが大きく異なると考えられている. 木星磁気圏の平均的な構造は, 過去のフライバイ観測や周回観 測によって明らかにされている. しかしながら, 太陽風変動への磁気圏尾部の応答については観測的知見が乏しい. その最 大の原因は, 木星軌道に太陽風観測点が存在しないことである. そこで我々は, MHD シミュレーションを用いて地球近傍 の太陽風パラメタを木星軌道まで伝播させる事により, 太陽風動圧変化への木星磁気圏尾部の応答を調べている. 本研究 では, Galileo 衛星のデータを太陽風動圧とともに統計的に解析した. 磁気圏のデータを太陽風動圧の高低で分けてみると, 太陽風動圧上昇に呼応して夜側カレントシートの構造が変化する傾向や, 高エネルギー粒子フラックスが増大する傾向が 見出された. 次に, 高エネルギー粒子フラックス増大の原因を理解するために, 特定のイベントについて詳細な解析を行っ た. 高エネルギー粒子のピッチ角分布は, フラックス増大前にはほぼ等方的であったのに対し, フラックス増大時には磁力 線に沿った単一方向への指向性を示した. 従って, 観測されたフラックス増大は, 磁気圏圧縮に伴う単純なベータトロン加 速やフェルミ加速よりも, 磁気圏尾部における磁気リコネクションによる粒子加速と整合的である.
8/31(金) 08:30- 5F会議室 井口(D)
惑星磁気圏探査に向けた ディジタル方式フラックスゲート磁力計の開発 Development of a digital fluxgate magnetometer for space science missions 　　
概要： Fluxgate magnetometers are most widely used for space science missions to measure the earth, planetary and interplanetary magnetic field. Recently, for space missions(e.g. The SCOPE(cross-Scale COupling in the Plasma universE) mission), it is required to further reduce the resources of the scientific instruments as well as maintaining the good performance. Digital fluxgate magnetometers have more advantages in the weight, size and power consumption than the conventional types[Auster et al., 1995]. The resolution of the Digital to Analog Converter (DAC) in the electronics package determines the accuracy of the digital fluxgate magnetometer. As the interim goal for the SCOPE mission, we have developed a digital fluxgate magnetometer for the sounding rocket mission (S-310-40th). The requirements for the sounding rocket mission are shown below. - Resolution : 2 nT, 16 bits - Frequency range : DC - 10 Hz The resolution of the commercial DAC for the space applications is less than 14 bits. In order to improve the accuracy of the digital fluxgate magnetometer, I have examined the discrete circuit design of high-resolution sigma-delta DAC which is applicable to the space missions. The resolution of the sigma-delta DAC depends on the design of the sigma-delta modulator and the performance of the analog low-pass filter. It is important to optimize the sigma-delta DAC’s parameters by numerical simulation to satisfy the requirements. The optimized parameters of the sigma-delta DAC for the sounding rocket mission are shown below. - Sigma-delta modulator : 2nd-order 1-bit, Boser-Wooley type - Analog low-pass filter : 4th-order, Butterworth type - Over Sampling Ratio : 677 By the numerical simulation, the optimized sigma-delta DAC was confirmed to satisfy 16-bits resolution. The performances of the developed sigma-delta DAC were evaluated experimentally as well. The accuracy is 0.5 nT corresponding to the 18-bit resolution. The linearity error is less than 0.01 % F.S. The cut-off frequency is 67 Hz. It is shown that the performance of the sigma-delta DAC satisfies the requirements of the sounding rocket mission. The performance of the digital fluxgate magnetometer using the developed sigma-delta DAC was evaluated. The accuracy is 0.79 nT corresponding to the 17.1-bit resolution. The linearity error of the magnetometer is 0.03 % F.S., while the cut-off frequency is 14 Hz. The performance of the developed digital fluxgate magnetometer satisfies the requirements of the sounding rocket mission. S-310-40th was launched at 23:48 (JST) on December 19, 2011. It is required to determine the attitude and the spin frequency of S-310-40th. As a result, the spin frequency was slowed down from 2.0 Hz to 0.7 Hz by the yo-yo desppiner around 60 sec after launching. The attitude is determined by the angle α between the spin axis and the geomagnetic field which is obtained from the magnetometer data. The maximum elongation of the α was 138 degrees around 275 sec after launching. The minimum elongation of the α was 172 degrees around 125 sec after launching. In result, the α was determined within a required accuracy of 2.0 degrees. In the presentation, I focus on the development results of the sigma-delta DAC, the digital fluxgate magnetometer using developed sigma-delta DAC, and the obtained rocket attitude and the spin frequency data.
8/27(月) 13:00- 5F会議室 樋口(M)
金星の雲層における対流の数値実験 Numerical modeling of cloud-level convection on Venus 　　
概要： 　金星は高度約45-70kmに存在する硫酸の雲に覆われている。 VEGAのBalloon観測で、赤道上空高度55 km付近にて対流に 伴うと考えられる鉛直風が観測された。また、電波掩蔽観測に より得られた気温分布から雲層下部50-55km付近に中立成層 があることが知られており、対流活動の存在を示唆している。 この対流は下層大気からの上向き熱放射が雲底で吸収されるこ とで生じていると考えられる。 　Baker et al.[1998]は、金星における対流の数値実験を行い、 対流層の上下にある安定層にプリュームが貫入するなどの特 徴的なプロセスを議論した。 しかし、本来は放射輸送によっ て雲層を出入りする熱流束をモデル境界からの拡散によって 表現していることが問題点として挙げられ、特に雲頂付近で は良い近似であるとはいえない。金星の雲層における対流の 基本構造を決める要因を理解するためには、より現実的な放 射強制をもとにした対流計算を行う必要がある。 　本研究では、非静力学な気象モデルCReSS [Tsuboki and Sakakibara, 2007]を使って金星の雲層における対流を計算 する。短波放射による加熱はBaker et al.[1998]のものと同じ であるが、長波放射による加熱・冷却は先行研究よりも現実 に近い形で与える。 加熱強制の大きさ、モデルの背景場を変 化させることで対流の性質がどのように変化するのか、計算 結果をもとに議論を行う。また、モデルの解像度を細かくす るのに伴って対流の構造がより乱流的になる様子についても 考察する。
8/27(月) 13:00- 5F会議室 安藤(D)
　　
概要： 地球対流圏で生成された重力波が鉛直伝搬しそれが中間圏で減衰すると、波の持つ運動量が解放されることで 背景場に影響を与え、間接的な大気循環を生み出し風速場や温度場に影響を与える。そして重力波の主な 減衰機構の一つとして「波の飽和」が挙げられる。地球気象では飽和重力波の鉛直波数スペクトルが理論的に 導かれており、ラジオゾンデやGPS掩蔽観測から得た重力波に伴う風速や温度擾乱の鉛直波数スペクトルが、 実際にこの理論スペクトルに良く従う事が観測により示されている。 一方、金星・火星大気においては、これまで重力波の減衰には主に放射減衰が寄与していると思われてきた。 しかし波長や初期振幅などの様々なパラメーターの不確定性を考えると、飽和が寄与している可能性は否定 出来ない。そこで本研究では、金星探査機Venus Expressと火星探査機Mars Global Surveyor の電波掩蔽観測 で得られた温度分布から、重力波に伴う小規模な温度擾乱を抽出し、それの鉛直波数スペクトルを求め地球気象で 構築された飽和理論スペクトルと比較した。その結果、緯度や季節に依っては観測で得られたスペクトルが 飽和理論スペクトルに良く従っている、則ち金星や火星でも重力波が飽和していることを見出した。これは金星や火星では、 重力波の減衰機構として放射減衰だけでなく飽和も効いている事を示唆すると同時に、地球型惑星全てにおいて この飽和理論が通用することを、世界で初めて観測的に示した事を意味する。
8/27(月) 13:00- 5F会議室 宮本(M)
「あかつき」の電波掩蔽観測による 太陽コロナの電子密度変動の ウェーブレット解析 　　
概要： 近年、コロナ加熱のメカニズムとして波動の寄与が考えられている。太陽表面（光球、彩層）では5分振動、p-mode波と呼ばれる音波が観測されている一方で、Alfven波はコロナ上空までエネルギーを運ぶことができるためコロナ加熱という観点から特に注目をあびており、コロナ中の音波についてはあまり研究が進んでいない。私はこの点に興味がある。 　現在太陽周回軌道を航行中の金星探査機「あかつき」は2011年6月6日-7月8日にかけて、太陽コロナの電波掩蔽観測を行った。これは地上局から見て探査機が太陽の背後へ入出する際、探査機から送信された電波が太陽コロナを通過し地上局に届くことを利用した観測で、電波の受信周波数(位相)変動や強度の時間変化を解析することで太陽風中の電子密度擾乱や太陽風速度の情報を得ることができる。今回「あかつき」は太陽中心から1.5-20.5 Rs(太陽半径)という、これまであまり観測されていない太陽近傍の観測を行った。 　本研究では「あかつき」から送られる電波の受信周波数変動のウェーブレット解析を行った。その結果、1.5-2.4 Rsで周期2-8分の準周期的変動が見つかった。 これはコロナ中の音波を捉えた可能性が高い。発表ではこれらの解析結果を示す。
8/22(水) 10:00- 5F会議室 N. Achilleos(短期招聘研究者)
Modelling of Planetary Magnetodiscs 　　
概要： Planets such as Jupiter and Saturn are strongly magnetised and rotate rapidly (<~11 hours). As a result, they are surrounded by thin, rotating disks of plasma, in which is embedded a radially 'stretched' magnetic field. The combined disk plasma plus field is known as a 'magnetodisc'. We will discuss a simple model for such regions, based on the assumption of force balance between centrifugal force, plasma pressure and magnetic ('JxB') forces. We will compare the Saturn model with data from the Cassini spacecraft, and will also use the model formalism to discuss the very different sources of ring current at Jupiter and Saturn. Finally, we will see how a simple adaptation of the model can be used to investigate the 'bowl-shaped' disk of Saturn, which is sensitive to the angle between the upstream solar wind and the planetary dipole.
8/10(金) 08:30- 5F会議室 横田(助教)
Development of a spaceborne multi-turn time-of-flight isotope analyzer 　　
概要： In situ low-energy ion measurement in terrestrial or planetary plasma environment has been done with a variety of ion analyzers. Detailed studies of plasma characteristics demand not only energy analysis but also mass analysis. When measuring a variety of ions originating from planetary atmospheres, we need to be able to measure the ion composition with high mass resolution. As we achieve the measurements of the ion composition by mass analyzers around planetary environment, higher mass resolution is needed in order to distinguish heavy species and isotopes. For the future isotope measurements around moons, planets and asteroids, we are developing a high-mass-resolution mass analyzer. One of our scientific objects is to measure the Martian atmospheric escape and evolution. Although mass resolution (m／Δm) of 100 is generally needed for the isotope analysis of planetary particles, the Martian atmospheric escape and evolution science requires m／Δm＞3,000 to discriminate N2 from CO. ISAS particle measurement group has developed a time-of-flight(TOF) ion mass analyzer with mass resolution of about 20 for KAGUYA, which succeeded in measuring ions originating from the lunar exosphere and surface. It is also preparing a TOF mass analyzer with mass resolution of 40 for the BepiColombo mission. Multi-turn TOF mass spectrometers(MULTUM), where ions are stored in a fixed orbit within electrostatic sectors and allowed to propagate the same orbit numerous times, have been developed by Osaka Univ. mass spectrometry group. One of the MULTUM series achieves the mass resolution over 30000 with the size of 20cm x 20cm. We have prepared a test model of the ion optics of the isotope analyzer which employs the MULTUM technique. We will show test results of the MULTUM optics and report the development schedule.
8/3(金) 08:30- 5F会議室 木村(PD)
Control factors of Saturn's auroral acceleration region deduced from auroral radio and in-situ measurements by Cassini 　　
概要： Multi-instrumental surveys of Saturn's magnetosphere by Cassini have indicated that auroral radio emissions (Saturnian Kilometric Radiation, SKR), aurorae at UV and IR wavelengths and Energetic Neutral Atoms (ENA) from the inner magnetosphere exhibit periodic behavior at around Saturn's rotational period with the north-south asymmetry and seasonal variations. These rotationally periodic phenomena are suggestive of distinct magnetosphere-ionosphere coupling current systems, rotating at different periods in the northern and southern hemispheres [e.g., Andrews et al., 2010]. To reveal the global view of this M-I coupling process, this study investigated seasonal variations of Saturn's auroral acceleration region based SKR spectra measured by the wave experiments onboard Cassini. Boundary conditions of the auroral acceleration region at the magnetosphere, ionosphere, and solar wind are also compared with the deduced SKR spectra. This comparison indicates that the compressions of magnetosphere are positively correlated with the auroral acceleration region. In addition, the response of auroral acceleration region differs between the northern and southern hemisphere depending on seasons (i.e., differs between sunlit and dark hemisphere).
8/3(金) 08:30- 5F会議室 西野(開発員)
Control of lunar external magnetic enhancements by IMF polarity: A case study 　　
概要： We study an interaction between the solar wind and crustal magnetic fields on the lunar surface using SELENE (Kaguya) data. It has been known that magnetic enhancements are at times detected near the limb external to the lunar wake, which is thus called lunar external magnetic enhancement (LEME), as a result of direct interaction between the solar wind and lunar crustal fields. Although previous observational studies showed that LEMEs in the high solar zenith angle region favor stronger interplanetary magnetic field (IMF) and higher solar wind density, relation between the IMF and the crustal field orientation has not been taken into account. We show evidence that relation between the IMF and crustal field orientation is also one of the key factors that control the extent of LEME, focusing on one-day observations at 100 km altitude that include data above strong crustal fields around South Pole-Aitken (SPA) basin. Strong LEMEs are detected at 100 km altitude around SPA basin under the stronger and northward IMF condition, while they weakens under southward IMF. All LEME's peaks are located in the region where unperturbed crustal fields at 300 km altitude are directed northward while they are less related to unperturbed crustal fields at 100 km or lower, which suggests that lunar crustal fields are compressed by the solar wind dynamic pressure, and that its large scale component parallel to the IMF is essential to the formation of the LEME.
8/2(木) 14:00- 5F会議室 天野(東大・助教)
Electron Acceleration at Collisionless Shocks in Space and Astrophysical Plasmas 　　
概要： It is now widely believed that galactic cosmic rays are accelerated by shock waves produced by supernova explosions in our galaxy. Indeed, there is plenty of observational evidence indicating acceleration of relativistic electrons up to tens of TeV associated with young supernova remnant shocks. On the other hand, heliospheric shocks are known to be electron poor except for rare occasions, perhaps due to their relatively lower Mach numbers. I will review these observations as well as recent development in theoretical and numerical studies of collisionless shocks. In particular, I will show that the observational discrepancy may be well explained by Mach number dependence of the efficiency of electron injection into the standard 1st order Fermi acceleration process.
7/13(金) 08:30- 5F会議室 上村(D)
Development of high time resolution ion sensors (FPI-DIS) for MMS 　　
概要： 現在NASAでは、磁気リコネクションの物理機構解明を目的とした磁気圏探査 ミッションMMS(Magnetospheric Multiscale)が進行中である。近年のジオテイ ルをはじめとする衛星観測により、磁気リコネクションの駆動は粒子個々の 微視的な運動スケールが重要であることが分かってきた。MMSは磁気圏昼間 側リコネクション領域において4衛星による同時他点観測を行う。さらに、超 高時間分解能を持った粒子観測器による4πstrの視野をカバーした観測（電子 :30msec、イオン:150msec）により粒子スケールでの現象解明を可能とする。 上記の観測に必要不可欠な超高時間分解能粒子観測器のうち、日本はイオン観 測器FPI-DIS（Fast Plasma Instrument Dual Ion Sensors）を新規開発し、現 在そのFMフェイズが進行中である。FPI-DISは、150msecの時間分解能及び Az90°xPol180°の観測視野を持ったセンサーを1衛星につき4台搭載することに より衛星スピンに依存せず4πstrの視野をカバーした超高時間分解観測を実現す る。本発表では、MMS、FPI-DISについて、及びこれまでなかった超高時間分 解観測に際し考慮しなければならない点などを述べる。
7/13(金) 08:30- 5F会議室 篠原(准教授)
Effect of temperature anisotropy on non-linear evolution of magnetic reconnection 　　
概要：
7/6(金) 08:30- 5F会議室 Badman (PD)
Open flux in Saturn's magnetosphere 　　
概要： The interaction between a planetary magnetosphere and the surrounding solar wind can be diagnosed by measuring the amount of planetary magnetic flux ‘open’ to the interplanetary magnetic field. At Saturn, this is achieved using images of the UV aurora, taking the poleward boundary of the aurora as a proxy for the open-closed field line boundary. In this study we use HST observations acquired over several years to survey the amount of open flux present in Saturn’s magnetosphere, and the change in flux content between consecutive observations. The amount of open flux per hemisphere varies between 10 and 50 GWb, with a mean of 35 GWb. The change in open flux over time is related to the balance between creation of open flux at the dayside magnetopause and its closure via reconnection in the magnetotail. We compare our results with estimates of reconnection rates at the dayside magnetopause as well as the flux transported via the post-plasmoid plasma sheet in Saturn’s magnetotail. Finally, the characteristics of Saturn’s magnetotail lobes are compared with those of the Earth and Mercury.
7/6(金) 08:30- 5F会議室 浅村(助教)
Development of 0.1-100eV ion energy mass spectrometer 　　
概要： Time-of-flight (TOF) velocity measurement is widely used for mass analysis on particle measurements in space. TOF method uses an ultra-thin carbon foil. When incident particles pass through the foil, secondary electrons are emitted, which can be used as a timing signal. During the particle passage through the foil, angular struggling, energy loss, and change of charge state occur. These effects make mass resolution worse. We are developing another TOF method. Instead of the ultra-thin foil, we apply potential sweep on TOF part in a low energy (0.1-100eV) ion instrument. Because of no foil, we can avoid the foil effects such as angular struggling and energy loss, which would be useful for heavier particles.
6/29(金) 08:30- 5F会議室 村上(PD)
Development of Mercury Sodium Atmosphere Spectral Imager (MSASI) for the BepiColombo mission 　　
概要： The Mercury Sodium Atmosphere Spectral Imager (MSASI) will be launched in 2015 onboard the MMO spacecraft for the BepiColombo mission. It will address a range of fundamental scientific questions pertaining to Mercury's exosphere. The measurements will provide new information on regolith-exosphere-magnetosphere coupling as well as new understanding of the dynamics governing the exosphere bounded by the planetary surface, the solar wind and interplanetary space. MSASI is a high-dispersion visible spectrometer working in the spectral region near the sodium D2 emission (589 nm),a major constituent of the Mercury exosphere. MSASI consists of a 1-axis gearing system, a high-resolution Fabry-Perot interferometer, a narrow band-pass filter, a detector unit using MCPs and a CMOS sensor, and some optical components. Now we have prepared all parts of the MSASI flight model. In the STP seminar, I will report the overview, current status, and calibration results of MSASI.
6/29(金) 08:30- 5F会議室 松岡 (准教授)
Examination of Orbiters for Martian Atmospheric Escape Study and Overseas Activities for Mars Exploration 　　
概要： The atmospheric escape from Mars is considered to be closely associated with the evolution of the Martian atmosphere as well as the existence of the water on Mars. The Martian atmospheric escape mission working group at ISAS/JAXA has investigated a project to study the global feature and the physical process of the atmospheric escape from Mars. It is expected to consist of at least two orbiters; one of the orbiters is aimed to make in-situ observation of plasma and thin atmosphere at about 100 km altitude, and the other is for the atmospheric imaging and solar-wind monitor. We are planning to make simultaneous observation of the atmospheric escape by the interaction with the solar wind by both of in-situ measurement orbiter and remote-sensing one. On the other hand, there are some activities in US and European countries aiming to realize Mars exploration missions at the launch opportunity from 2018 to 2024. In June, NASA had a WS in Houston TX, 'Concepts and Approaches for Mars Exploration', to seek community ideas, concepts and capabilities for the Mars exploration for the next several decades. In that WS, about 200 presentations were given showing technologies under development, which would provide basic information to send human to Mars in future. Main subjects of the discussions were landers, sample return, robotics and biologic studies.
6/22(金) 08:30- 5F会議室 垰 (PD)
Jupiter H3+ Auroral Emission Model for Electron Energy Estimation: Using Spectra 　　
概要： Auroral electron energy is a key parameter as reflecting the magnetospheric activities and controlling atmospheric heating and conductance. We have proposed a method for estimating the characteristic energy of auroral electrons at Jupiter in addition to the atmospheric temperature using at least three H3+ emission line ratios, based on an emission model study. This method exploits how the departure from local thermodynamic equilibrium (LTE) varies with vibrational levels and altitude, i.e., measurements of the relative emission line intensities reveals the altitude of emission and hence the electron energy. Therefore this method requires lines from different vibrational lines, thus appropriate line sets include both bright and dark lines. We have estimated the error using lines with the same signal-to-noise (S/N) ratio, e.g., 100, independent of the line emission intensity. This requires long time integration for low-intensity lines. On the other hand, the achieved S/N varies for different lines for the same integration time. In addition, Subaru/IRCS and GEMINI/GNIRS can observe several lines simultaneously due to wide-wavelength coverage. This study evaluates the accuracy of the electron energy estimation by referring to the variable S/N from different emission lines.
6/22(金) 08:30- 5F会議室 Sergio（M)
Life-time tests of Micro-Channel Plates for the BepiColombo/MMO Mercury Plasma Particle Experiment 　　
概要： The Mercury Plasma Particle Experiment (MPPE) is an instrument that will be part of the BepiColombo/MMO mission to Mercury. Its main purpose is to investigate the plasma/particle environment around Mercury. The expected nominal duration of this mission is of one year in Mercury orbit after arriving with a possible one year extension. One of the main elements of the sensors of this instrument are the Micro-Channel Plates (MCPs). These elements are subjected to high voltages. The exposure to high voltages can have an adverse effect on them. The purpose of the life-time test is to verify the MCPs operation during the expected duration of the mission. This presentation shows the work carried out so far and the future work required to complete this test as well as the expected results.
6/15(金) 08:30- 5F会議室 Masters（PD)
Spacecraft observations of relativistic electron production at a very strong quasi-parallel shock wave 　　
概要： Ultrarelativistic electrons are widely believed to be produced at shock waves that form when stellar debris rapidly expands after a supernova. In situ observations of far weaker (lower Mach number) collisionless shocks in the Solar System reveal that local electron acceleration is sensitive to the upstream magnetic field orientation, strongly favouring so-called quasi-perpendicular shocks, and fuelling debate concerning magnetic conditions at far stronger supernova remnant shocks that accelerate electrons to high energies, where local conditions are uncertain. Here we present spacecraft observations of a very strong quasi-parallel shock wave in the Solar System that generated relativistic electrons, contradicting the present, observation-based picture of electron acceleration at solar system shocks. The Cassini spacecraft crossed the shock that stands in the solar wind upstream of the planet Saturn under rare conditions when the shock Alfven Mach number was ~100. Electrons with energies of ~1 MeV were detected in a limited region surrounding the shock only, and at high energies the electron energy spectrum flattened to a power law similar to that inferred from supernova remnant emissions. These observations demonstrate that quasi-parallel shocks can be strong electron accelerators, and that shocks in the outer solar system can shed light on the physics of those in the astrophysical regime.
6/15(金) 08:30- 5F会議室 井筒（D)
Plasma transport via kinetic Alfven wave turbulence 　　
概要： I investigate the plasma transport induced by kinetic Alfven wave (KAW) turbulence. My previous study based on THEMIS observations has succeeded to find the evidence that the magnetosheath plasma is transferred across the magnetopause via KAW turbulence. The observations have suggested that the most efficient transport occurs at a specific wavenumber. In response, I have tried to construct a model of KAW turbulence which can account for the observations. In this seminar, I will talk about the current status of the model.
6/8(金) 08:30- 5F会議室 長谷川（助教)
Magnetic flux rope formation within a hot anomalous flow in Earth’s magnetosheath
概要： We present observations of an explosive phenomenon called hot flow anomalies (HFAs), resulting from the interaction between a planetary bow shock and an interplanetary current sheet (more specifically, a tangential discontinuity). The observations were made by the four Cluster spacecraft when they were situated in the region of shocked solar wind, known as the magnetosheath. Our analysis shows that a magnetic flux rope with a diameter of a few thousand km was embedded within the magnetosheath HFA, demonstrating for the first time that magnetic reconnection can be initiated within the magnetosheath part of an HFA. Possible mechanisms of the reconnection triggering within HFAs and its consequences are discussed.
6/1(金) 08:30- 5F会議室 笠原（助教)
Performance tests of medium-energy ion mass spectrometer developed for ERG 　　
概要： We have been developing a medium-energy ion analyser for the radiation belt mission ERG. This instrument is comprised of an electrostatic analyser, time-of-flight (TOF) mass spectrometer, and solid state detectors, hence it can measure energy, mass and charge state of 10-180 keV/q ions. It provides 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. One of the important issues for particle measurements in the inner magnetosphere 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. Therefore we have designed a TOF unit that is especially suitable for the radiation belt observations in terms of the small detection areas (note that the background count rate is less for the smaller detector areas). Through experiments in a laboratory we have confirmed the expected performance on TOF profiles and the electron collimation are achieved. We also have determined the absolute efficiency of TOF unit, which is essential for the counts-to-flux conversion.
5/18(金) 08:30- 5F会議室 吉岡（PD)
　High Sensitivity MCP Detectors for Space EUV Missions 　　
概要： Microchannel plate (MCP) detectors have been widely used as 2- dimensional photon counting devices on numerous space EUV (Extreme Ultraviolet) missions. Although, there are another choice for the EUV photon detector, MCP characteristics such as their lightweight, low dark current, and high spatial resolution are more desirable for space applications compared to any other detectors. In addition, it is known that the photocathode can be tailored to increase the quantum detection efficiency (QDE) especially for longer wavelengths (100-150 nm). There are many types of photocathode materials available. In this study, we report on evaluations of the QDE of EUV (50-150 nm) MCPs which were coated with Au, MgF2, CsI, and KBr through the vacuum evaporation process. We have confirmed that CsI and KBr show 2 to 100 times higher QDEs than bare photocathode MCPs, while Au and MgF2 show reduced QDEs. In addition, the optimal geometrical parameters for the CsI deposition were also studied experimentally. The best Csl thickness was found to be 150 nm, and only one half side of the cylindrical channel inner wall should be coated with the photocathode material. We will also discuss the appropriate techniques adopted by the JAXA’s EXCEED mission which will be launched in 2013 for reducing the degradation of the photocathode while it is still on the ground before being deployed in space.
5/18(金) 08:30- 5F会議室 小路（PD)
　Computer Simulations of Nonlinear Wave Instabilities Driven by Ion Temperature Anisotropy in Space Plasmas 　　
概要： We performed hybrid simulations to study the nonlinear wave instabilities driven by ion temperature anisotropies in the space plasmas. Especially, we focus on the phenomena which are recently observed around the magnetosheath and the inner magnetosphere. 1. We analyzed the conditions and processes of the generations magnetic structures so-called ``magnetic dip'' and ``magnetic peak'' in the Earth's magnetosheath. The magnetic peaks are generated only in the 2D low ion beta models. On the other hand, the magnetic peaks appears in the 2D high beta and 3D models. These magnetic structures are formed through the coalescence of the magnetic structures caused by the attraction between the diamagnetized currents inside the structures. 2. We reproduced rising tone emissions, which are called ``electromagnetic ion cyclotron (EMIC) triggered emissions'' in the Earth's inner magnetosphere. The simulation results show good agreements with the Cluster observations and the nonlinear wave growth theory. Through the interactions with the EMIC triggered emissions, a substantial amount of the energetic protons around the equatorial regions are scattered into the loss cone, resulting in the proton aurora in the polar regions.
5/11(金) 08:30- 5F会議室 樋口（M2)
金星の雲層における対流の数値実験 　　
概要： 金星は高度約45-70kmに存在する硫酸の雲に覆われている。 VEGAのBalloon観測で、赤道上空高度55 km付近にて対流に伴うと考えられる 鉛直風が観測された。また、電波掩蔽観測により得られた気温分布から雲層下部 50-55km付近に中立成層があることが知られており、対流活動の存在を示唆し ている。この対流は下層大気からの上向き熱放射が雲底で吸収されることで生じ ていると考えられる。Baker et al.[1998]は、雲層高度での背景密度・温度分布や 正味熱流束を仮定して、安定層へ貫入する対流の2次元の数値実験を行った。しか し、本来は放射輸送によって雲層を出入りする熱流束を拡散によって表現している ことが問題点として挙げられる。 金星の雲層における対流の基本構造を決める要因を理解するためには、より現実的 な放射加熱をもとにした対流計算を行う必要がある。本研究では、非静力学な気象 モデルCReSS [Tsuboki and Sakakibara, 2007]を使って金星の雲層における対流 を計算する。短波放射はBaker et al.[1998]のものと同じであるが、長波放射は先 行研究よりも現実に近い形で与える。 そして加熱強制の大きさなどを変化させる ことで対流の性質がどのように変化するのか、計算結果をもとに議論を行う。
5/11(金) 08:30- 5F会議室 北川（M2)
　Jovian Magnetospheric Response to Solar Wind Dynamic Pressure 　　
概要： Past observations have revealed the typical structures of the Jovian magnetosphere. However, the magnetospheric response to the variable solar wind is still unclear, due to the absence of the solar wind monitor at the Jovian orbit. We approach this issue by using the calculated solar wind parameters via MHD equations whose input parameters are based on the observation at Earth's orbit. Referring the propagated solar wind parameters, we investigated the variability of the Jovian magnetotail observed by the Galileo spacecraft. Through multi-event analyses, we found that the energetic particle fluxes tend to enhance responding to the increase of the solar wind dynamic pressure. In order to understand the cause of the particle flux enhancement, we examined a particular event in detail. The pitch angle distribution of energetic protons (around 100 keV) was almost isotropic during quiet times, whereas it became more field-aligned (mono-directional, parallel or anti-parallel to the magnetic field) after the increase of the solar wind pressure. This suggests that the observed flux enhancement is consistent with the acceleration through magnetotail reconnection, rather than by the simple betatron acceleration associated with the magnetospheric compression, which is caused by the increased solar wind pressure.
5/11(金) 08:30- 5F会議室 宮本（M2)
　「あかつき」の太陽コロナ電波掩蔽観測による電子密度変動スペクトルの解析 　　
概要： 　現在太陽周回軌道を航行中の金星探査機「あかつき」は2011年6月6日-7月8日にかけて、太陽コロナの電波掩蔽観測を行った。これは地上局から見て探査機が太陽の背後へ入出する際、探査機から送信された電波が太陽コロナを通過し地上局に届くことを利用した観測で、電波の受信周波数(位相)や強度の時間変化を解析することで太陽風中の電子密度擾乱や太陽風速度の情報を得ることができる。特に今回の観測では太陽中心から1.5-20.5 Rs(太陽半径)という、これまであまり観測されていない太陽近傍までカバーすることができた。また太陽との距離が特に近い6月24-27日には太陽観測衛星「ひので」との同時観測も行った。電波経路は太陽の北極域を通過したが、この期間中には目立った極域コロナホールはなく、ジェットや噴出現象など目立つ現象も見られなかった。 　5.6Rsより外側の周波数データからは、標準的な太陽風速度を仮定するとおよそ波長10^3-10^6 kmの電子密度擾乱スペクトルが得られ、乱流のKolmogorov則に近い傾きが見られた。2.3Rsより内側では波長10^3-10^5 kmのスペクトルが得られ、ここでは波長およそ10^4 kmを境に短波長側では急峻、長波長側では平坦化という、遠方とは異なる特徴が見られた。 　今回は本研究の紹介を3分間で行う。
4/27(金) 08:30- 5F会議室 新学生, 新PD
　自己紹介 　　
概要： 4月から新しくグループに来た人々が，これまで勉強・研究してきたことを含めて自己紹介を行う．