2013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　 ：毎週木曜 17:00-19:00 (変更の場合は赤字)
■連絡先 ：藤本研D1 北川 普崇(kitagawa [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考　 ：発表時間は一人当たり45分程度 * 2人

履歴と予定
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
4/25(木) 16:00- 5F 会議室 中村(教授), 藤本(教授)
5/2(木) 17:00- 5F 会議室 今村(M1), 寺本(PD)
5/9(木) 17:00- 5F 会議室 竹島(M2)
5/16(木) 17:00- 5F 会議室 連合大会発表練習
河村(M2), 清水(M2), 大山(M2)
5/23(木) 連合大会のためお休み
5/30(木) 16:00- 5F 会議室 D論中間発表
鳥海(本郷D),堀田(本郷D)
6/6(木) 17:00- 5F 会議室 佐藤(PD), 杉山(PD)
6/13(木) 17:00- 5F 会議室 銭谷(国立天文台)
6/20(木) 17:00- 5F 会議室 D論中間発表
白川(本郷D), 東森(本郷D)
6/27(木) 17:00- 5F 会議室 飯田(PD), 岡本(PD)
7/1(月) 15:30- 5F 会議室 M論中間発表
清水(M2),大山(M2),渡辺(M2),榎本(M2)
7/16(火) 16:00- 5F 会議室 M論中間発表
石川(M2),河村(M2),竹島(M2)
7/18(木) 16:00- 5F 会議室 M論中間発表
二階(本郷M2),松本(本郷M2),宇治(本郷M2)
7/22(月) 17:00- 5F 会議室 M論中間発表
平林(本郷M2),金子(本郷M2)
8/1(木) 17:00- 5F 会議室 M論中間発表
八津川(M2)
9/12(木) 17:00- 5F 会議室 長谷川(助教), 早川(教授)
9/19(木) 17:00- 5F 会議室 今村(准教授), 佐藤(教授)
9/26(木) 17:00- 5F 会議室 横田(助教), 斎藤(准教授)
10/10(木) 17:00- 5F 会議室 山崎(助教),斎藤(准教授)
10/17(木) 17:00- 5F 会議室 篠原(准教授), 宮本(D1)
10/24(木) 17:00- 5F 会議室 松岡(准教授),北川(D1)
10/28(月) 17:00- 6F 会議室 D論提出前発表
堀田(本郷D)
11/7(木) 10:00- 4F 会議室 M論提出前発表
榎本(M2)
11/14(木) 17:00- 5F 会議室 M論提出前発表
清水(M2),大山(M2),渡辺(M2)
11/21(木) 16:00- 5F 会議室 M論提出前発表
石川(M2),河村(M2),竹島(M2)
11/27(水) 14:00- 5F 会議室 M論提出前発表
平林(本郷M2),二階(本郷M2),金子(本郷M2),宇治(本郷M2),松本(本郷M2)
12/12(木) AGUのためお休み
12/19(木) 17:00- 5F 会議室 D論審査前発表
井口(OD)
1/8(水) 15:00- 5F 会議室 Satyavir Singh(Professor, Guest from Indian Institute of Geomagnetism)
1/9(木) 17:00- 5F 会議室 今村(M1)
1/29(水) 18:00- 5F 小会議室 清水(M2), 河村(M2), 竹島(M2), 石川(M2)
2/27(木) 17:00- 5F 会議室 安藤(PD)
3/7(金) 17:00- 5F 会議室 村上(PD),吉岡(PD),木村(PD)



発表の概要
開催日時・場所 発表者 (所属・身分)
3/7(金) 17:00- 5F会議室 村上(PD)
In-flight calibration of HISAKI/EXCEED by stellar observations
概要： The extreme ultraviolet (EUV) telescope EXCEED (Extreme Ultraviolet Spectroscope for Exospheric Dynamics) onboard the Japan's small satellite HISAKI (SPRINT-A) will be launched in August 2013. The EXCEED instrument will observe tenuous gases and plasmas around the planets in the solar system (e.g., Mercury, Venus, Mars, Jupiter, and Saturn). One of the primary observation targets is Jupiter, whose magnetospheric plasma dynamics is dominated by planetary rotation. In the EUV range, a number of emission lines originate from plasmas distributed in Jupiter's inner magnetosphere. The EXCEED instrument is designed to have a wavelength range of 52-148 nm with a spectral resolution of 0.3-1.0 nm. The spectrograph slits have a field of view of 400 x 140 arc-seconds (maximum), and the attitude fluctuations are stabilized within 5 arc- seconds. The optics of the instrument consists of a primary mirror with a diameter of 20cm, a laminar type grating, and an EUV detector using microchannel plates (MCPs). The surfaces of the primary mirror and the grating are coated with CVD-SiC. After the launch of the HISAKI satellite and the initial check out of the instrument for 2 months, we performed in-orbit calibrations of the EXCEED instrument by stellar observations. We observed the standard stars GD71, HZ2, and FEIGE110, and measured the absolute sensitivity and the spatial resolution of the EXCEED instrument. As a result, the absolute sensitivity was ~1-2 cm2 and the spatial resolution was ~16 arc -seconds. In this presentation, we report the overview and initial results of the in-orbit calibration of EXCEED.
3/7(金) 17:00- 5F会議室 吉岡(PD)
ひさき衛星搭載の極端紫外分光器（EXCEED）から見たイオプラズマトーラス
The Io plasma torus seen from the EXCEED on HISAKI
概要： 　昨年9月にイプシロンロケット初号機で打ち上げられたひさき衛星に搭載され ている極端紫外分光器（EXCEED）は、軌道上での較正観測を経て11月末から木星 内部磁気圏（イオプラズマトーラス）の観測を開始した。まず、高い波長分解能 （~0.3nmFWHM）を得られるスリットを用いてイオプラズマトーラスのスペクトル を取得した後に、木星の極域オーロラとイオプラズマトーラスの朝・夕両側を同 時に観測できるスリットを用いた定常観測に移行した。本発表では、これまで EXCEEDが取得してきたイオトーラスのスペクトルデータを紹介し、そこから読み 解かれる木星内部磁気圏のプラズマ環境を議論する。
The EUV spectroscope EXCEED on the Hisaki spacecraft has started to observe the Jovian inner magnetosphere from the Earth orbit since the end of 2013. The spectral range is from 52 to 148 nm and its resolution is 0.3 nm with one of the narrowest slit. The field of view is 360 arc- seconds which corresponds to around 16 RJ. Therefore, it can observe whole region of Io plasma torus at one frame. In addition, the continuing observation is now undergoing by using the relatively wider slit which can include not only the Io plasma torus but also the Jovian northern aurora. In this presentation, we will show the first results of EXCEED observation with its high spectral resolution slit for Io plasma torus.
3/7(金) 17:00- 5F会議室 木村(PD)
Dynamics of Jupiter’s auroral acceleration process captured by Hisaki/EXCEED in coordination with HST
概要： Two possible drivers have been proposed for planetary auroral acceleration processes: magnetosphere-solar wind interaction referred to as an 'external driver' and shear flow of magnetospheric plasma around a planet referred to as an 'internal driver'. Recent observations of Jupiter's aurora indicated significant responses of auroral intensity and morphology to the solar wind. These results are suggestive of the 'external driver' for Jupiter. On the other hand, there have not been reported dynamics of the 'internal driver' for Jupiter yet which should be essential because of Jupiter's fast rotation and internal plasma source Io. Here we firstly report dynamics of the 'internal driver' based on long-term continuous observation of extreme ultraviolet (EUV) aurora by Hisaki satellite. The long-term variations in EUV aurora are compared with solar wind extrapolated from Earth's orbit by numerical simulation. We found dramatical brightening and decay of EUV aurora during the solar wind quiet period. The brightening occurs once every a few days followed by sudden decay with a timescale less than a half of rotation (~5 hours), which is significantly faster than the solar wind daily variations. Highly-resolved auroral imaging by Hubble Space Telescope captured expansion of diffuse aurora down to latitudes of Io's footprint aurora during the brightening. These observations are indicative of hot plasma deeply injected into the inner magnetosphere around Io's orbit independently from the solar wind, followed by rapid energy dissipation through auroral emissions and possibly other radiation and/or chemical processes.
2/27(木) 17:00- 5F会議室 安藤(PD)
電波掩蔽法を用いたCMEの内部構造に関する研究
概要： 　CMEは太陽プラズマ現象の中でも極めて重要な要素の一つであり、磁気嵐やオーロラを引き起こす要因になっている。そしてACEをはじめとするin situ観測によって、その内部構造について良く理解されており、基本的にleading edgeとflux ropeの2部構造になっていることが示されている。一方、太陽近傍ではSOHOに搭載されているLASCOによって、CMEの内部構造について長い間観測されてきた。しかしLASCOではトムソン散乱の強い領域が主に見えるため、leading edgeやcoreのようなプラズマ密度の高い所しか見えず、CME内部におけるバルク速度やプラズマ密度の分布を大局的に把握することが難しい。
　電波掩蔽観測では、受信強度と位相変動量からコラム電子密度をオイラー的に計測することが可能であり、CMEの内部構造を知ることに適している。本研究では、CMEを捉えた2011年6月13日に得られた「あかつき」電波掩蔽観測のデータを解析し、そのCMEの内部構造を追究することを目的とする。本発表では解析結果について示すと共に、得られた結果から見出されたそれの内部構造の特徴と過去のモデル計算結果 (Shiota et al. 2005)との比較についても言及する。
1/9(木) 17:00- 5F会議室 今村(M1)
超熱的イオンエネルギー質量分析器の開発
概要： 過去の衛星観測によって地球磁気圏にはO+イオンが存在することが知られている。 O+イオンの供給源として、太陽風中にO+イオンが存在しないことから地球電離圏が候補として挙げられている。 またO+イオンに限らず、電離圏から流出するイオンは磁気圏プラズマの供給源として注目されている。 さらにエネルギーに着目すると、0.1eV程度の電離圏O+イオンが磁気圏へ流出するためには1 - 10 eV程度のエネルギーが必要となるが、 その加速メカニズムは十分に理解されていない。これらの流出過程や加速メカニズム解明のためには、 上記の超熱的エネルギー領域(1 - 10eV)のイオンを直接観測し、解析することが重要であるが このエネルギー帯の観測器は開発例は少ない。特にエネルギー分析と質量分析の両方を同時に行えるセンサーは日本では未開発である。 そこで本研究では10 eV以下のイオンを観測対象とし、イオンのエネルギーと質量を同時計測可能な分析器の開発を目標する。
　本発表では地球磁気圏中の電離圏起源のイオンや超熱的エネルギー領域のイオンについて述べた後、現在までの観測器開発の途中経過を報告する。
1/8(水) 15:00- 5F会議室 Satyavir Singh(Professor, Guest from Indian Institute of Geomagnetism)
Electromagnetic ion cyclotron (EMIC) waves are in the inner magnetosphere
概要： Electromagnetic ion cyclotron (EMIC) waves are low frequency (below the proton gyro-frequency) waves that play an important role in the Earth’s magnetosphere. When they propagate parallel to the ambient magnetic field they constitute the low frequency part of the left-hand circularly polarized mode (L mode) but otherwise they are coupled to the right-hand circularly polarized mode (R mode). These waves can resonantly interact with ions and relativistic electrons and can alter their energies and pitch angles and thus, can contribute to precipitation loss of particles from the magnetosphere. The EMIC waves in the terrestrial magnetosphere can primarily be excited by the hot anisotropic protons. The recent observations from Cluster spacecraft in the plasmapause region have shown the rising tone emissions which are believed to be triggered by the EMIC waves. The plasma constituents in this region where these emissions have been observed are electron, cold and hot anisotropic protons (H+), helium (He+) and oxygen (O+) ions. We examine the generation of obliquely propagating EMIC waves in multi-component plasma excited by the hot proton anisotropy in the plasmapause region. Results are obtained by using a full dispersion solver, KUPDAP (Kyoto University Plasma Dispersion Analysis Package).
12/19(木) 17:00- 5F会議室 井口(OD)
将来の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
概要： 　多くの磁気圏探査衛星には磁場を測定するためにフラックスゲート磁力計が搭 載されている。近年の探査計画ではロケットの衛星打上能力や費用の要求によ り、搭載機器の小型・省電力化が求められている。さらに将来の磁気圏探査計画 では従来のアナログ方式フラックスゲート磁力計と同等以上の精度（相対精 度：17ビット、絶対精度：14ビット）が要求されている。1994年以降、小型・省 電力なディジタル方式フラックスゲート磁力計が提案・開発されているが、精度 の維持向上は未だ大きな課題である。その理由はディジタル方式フラックスゲー ト磁力計の精度を決定するディジタル・アナログ変換器（DAC:Digital to Analog Converter）の精度が低いためである。現在、磁力計に使用できるDACの 精度は12ビットまでしかないため、将来計画で目標とする精度を満たせない。 本研究ではデルタシグマ方式DACを採用し、まずは宇宙で使用可能な部品のみを 用いて目標精度を満たしかつ磁力計に適したDACを設計、開発した。DACの特性評 価実験で得られた精度は設計値と同等であり、目標精度を達成した。次にDACを 組み込んだ磁力計を設計、開発した。特性評価実験により得られた磁力計の相対 精度は17ビットで目標値を達成した。開発した磁力計を科学観測ロケットS- 310-40号機に搭載し、実証試験を行った。フライトデータからロケットのスピン 軸と磁場のなす角（地磁気姿勢角）を5°以内の精度で算出できた。本研究の成果 によってディジタル方式フラックスゲート磁力計の精度を向上できることを示せた。
11/27(水) 14:00- 5F会議室 二階(本郷M2)
相対論的パラメトリック不安定性の定式化
概要： プラズマ中における「パラメトリック不安定性」は、系の基本波が外的な「励起波」により非線形に結合、発展してゆく現象である。この励起波が電磁波であるならば、エネルギー・運動量保存を満たしながら、異なる周波数/波数の電磁波に加えてLangmuir波や音波が新たに励起されることになる。従ってパラメトリック不安定性は横波から縦波への変換過程とも見なせる。これは高エネルギー天体現象、また実験室におけるレーザー・プラズマ相互作用において、しばしば重要なエネルギー散逸過程となるが、現象としては古くからよく知られている一方で、理論的理解は未だ完全とはいえない。
特に天体物理学的応用例のひとつとして、超新星残骸の代表例である、かに星雲の「σ問題」が挙げられる。星雲の構造としては、Kennel&Coroniti(1984)らにより確立された標準モデルにより、中心星であるパルサーの斜め高速回転で電子-陽電子プラズマが生成され、これが波を伴い相対論的な流れ、パルサー風として吹き出し、ある地点で衝撃波を形成して下流側に星雲領域を作るものとして理解される。しかしながらパルサー風の伝播過程において、電磁場からプラズマ粒子への、高効率のエネルギー散逸が必要であることが分かっており、その具体的機構に関しては合意に至っていない。ここにおいて、パルサー風領域において生じる何らかの低周波電磁波の存在を仮定し、これを励起波と考えれば、パラメトリック不安定性がエネルギー散逸を担う可能性がある。
以上のような動機に基づき、パラメトリック不安定性の数値解析を行う。多くの先行研究においては、冷たいプラズマの場合、イオンが無限に重い場合、一様定常磁場のない場合、励起波の振幅が小さい(相対論性が小さい)場合、等、様々な仮定が置かれているが、今回は1.流体温度を陽に扱い、2.一様定常磁場の存在を許し、3.励起波の振幅は任意、4.プラズマ粒子種の構成も任意である、として、出来る限り一般的に現象を扱う。基本的には先述のように、励起波としての電磁波は別の電磁波とLangmuir波/音波とに崩壊するのであるが、最大の拡張である流体温度の導入の影響として、熱によるプラズマ成分の見かけの慣性増大が起こり、波数空間での不安定領域が狭められるとともに、不安定成長率の値もやや減少する。また一様定常磁場が存在すれば、励起波が光波/Alfven波のいずれの枝に属するかにも依存して様々な崩壊過程が現れる。これら崩壊過程を分類した上で議論する。
11/27(水) 14:00- 5F会議室 金子(本郷M2)
熱不安定による太陽フィラメント形成の2.5次元MHDシミュレーション
概要： 太陽フィラメントは、高温のコロナ(100万K)内 に出現する低温高密度プラズマ 雲(温度は10万K程 度、密度はコロナの10-100倍程度)で ある。フィラメントの 磁場構造は、観測及びフィラメント放出メカニズムの理論的要請から、磁束管で あると考えられている。低温高密度プラズマ の生 成に関しては熱不安定による モデルが提案されており、1次元流体シミュレーショ ン、2次 元MHDシ ミュレー ションによって検証されている。一方、これら熱不安定モデルはフィラメントの 磁束管構造を考慮しておらず、また、熱不安定を励起する ため に特殊な加熱項 を仮定しなければならないという問題がある。本研究では、磁束管の形成から低 温高密度プラズマ生成までを一括して理解する新たな フィラメント形成メカニ ズムを提案し、非等方非線形熱伝導、放射冷却、重力を考慮した2.5次 元抵抗性 MHDシミュレーションによる実証を試みた。結果、閉じ た磁 力線(磁 束管)が 形成されると磁束管内の熱伝導が制限され、熱不安定によって低温高密度プラズ マが生成されることが分かった。本モデルでは磁束管の形成が熱不 安定 のトリ ガーとなるため、特殊な加熱項を仮定する必要もない。また、磁束管内には熱不 安定によりスローモードの定在波が励起されるが、これらは見か け上磁力線を 横切って伝搬する波として観測される可能性があることも分かった。
11/27(水) 14:00- 5F会議室 宇治(本郷M2)
イオプラズマトーラスの分光観測及び紫外光検出器の較正実験
概要： 今回の発表では
スペクトル診断を用いたイオプラズマトーラス分光観測の解析結果
MCPの検出効率の光量依存性に関する実験
について紹介する。

木星磁気圏には衛星イオの火山ガスを源とする、プラズマ密度の濃いトーラス 状の領域（イオプラズマトーラス）が存在する。イオプラズマトーラス内のイオ ンは電子衝突励起により様々な輝線を発しており、輝線の約80％は極端紫外光領 域（50-150 nm）に存在する。これまでの観測により、Dusk側のほうがDawn側に 比べ極端紫外光領域で約1.3倍ほど明るいことが知られている。今回の研究では このDawn/Dusk非対称性の原因に注目し、Cassini衛星の取得したデータにスペク トル診断を適用した。その結果、Dawn/Dusk非対称性は電子密度の差によって引 き起こされていることが分かった。

MCP（マイクロチャンネルプレート）は紫外線・Ｘ線・粒子観測などに幅広く 用いられている検出素子である。MCPは電子増倍管が束になった構造をしており、 入射してきた電子を10の7乗程度に増幅することで微弱な信号を検出可能にして いる。MCPの電子増幅率(ゲイン)は一定ではなく、ガウス関数のように広がりを 持った分布(波高分布)を持つ。閾値（ノイズレベル）より増幅率の低いイベント は検出できないため、検出効率は増幅率の高さ・幅に依存する。MCPの増幅率は 単位面積当たりの光量の大きさに依存することが知られており、その特性を知る ことは観測器の較正を行う上で非常に重要である。今回の発表ではこれまでの実 験室用MCPで行ってきた実験結果とPHEBUSフライトモデルで行う実験内容につい て紹介する。
11/27(水) 14:00- 5F会議室 松本(本郷M2)
太陽風と磁気圏相互作用の統計的解析
概要： 　　地球磁気圏の磁気圏境界層は、超音速の太陽風によって形成されたバウショック と、地球の双極子磁場が卓越する磁気圏界面とに挟まれた領域である。当該領域には 特別な構造は存在しないと考えられてきたが、米国のPetrinecが、夕方側の磁気圏境 界層に、これまで知られていなかった境界層があることを指摘した。その構造とは、 パーカー角で入射した夕方側の磁力線が、あたかも不連続をまたいだかのように屈折 するという構造である。数理的アプローチからは、そのような磁力線は、地球磁気圏 に近づくに連れてなめらかにドレーピングするであろうことが予想されており、観測 事実により当該予想が覆される結果となったものである。ただ、その構造の性質や成 因については全くわかっていない。磁気圏の基本的な構造であるにも関わらず、最近 になって発見されたことへの驚きと同時に、磁気圏の基本的構造への理解を深める重 要な問題である。
　　本研究では、主として、Geotail/Wind観測データの統計的解析を行うことでどの ような条件でこのセパレータが形成されるのかを明らかにする。太陽風の南北成分の 磁場や及び赤道面での方位角によって、セパレータの構造や形成される場所がどのよ うに変化するかを調べる。また、統計的に調べると同時に、セパレータを横切る衛星 軌道にそって、密度、速度、圧力、磁場の変化を調べることでセパレータの電磁流体 的性質を明らかにする。
実際のマグネトシース内の磁力線構造がどのような態様をとるのか、数理的アプ ローチのみを以ってしては厳密には判明せず、転じて観測機器に頼るしかないという 状況において、セパレータの生成過程を見出すことは困難である。しかし、部分的に 明確となった事項及びこれから推測されるセパレータの生成原因についてはこれを紹 介したい。
11/21(木) 16:00- 5F会議室 石川(M2)
地球磁気圏ローブ領域において月夜側低高度で観測される低エネルギーイオンの生成メカニズムに関する研究
概要： 地球磁気圏尾部のローブ領域は希薄なプラズマ環境にあり、太陽風による磁気圏対流によってdawn to dusk方向にコンベクション電場が生成されている。月は1ヶ月に約5日間地球磁気圏の中に入る。ローブ領域に月が位置する時、月昼面では地球から遠ざかる方向速度成分を持ったcold ionがしばしば観測される。一方、月夜側では月に遮蔽されてこれらのcold ionは観測されないはずである。しかしながら、「かぐや」衛星搭載プラズマ観測装置MAP-PACEによる2009年4月以降の高度50km以下の低高度観測において、月夜側でも非常に温度の低いイオンの観測されることのあることが明らかとなった。そこで本研究では、MAP-PACEのデータを用いてこれらのイオンの生成メカニズムの詳細を明らかにすることを目的としている。MAP-PACEは、衛星の月面を向く面と反月面を向く面に搭載された2π[str]の視野を持ったイオン観測器と電子観測器２台ずつ(計4台)で構成されており、イオンと電子の全球視野の観測を可能としている。解析は、高度50km以下の低高度軌道である2009年4月から衛星が制御落下する6月までのデータを用いて行った。そのうち、「かぐや」衛星の月面への制御落下前数日の間の、月がローブ領域内に位置していたとき、非常に温度の低いイオンが月夜側で高い頻度で観測されていたことがわかった。これらのイオンを詳しく調べた結果、「かぐや」衛星が月面夜側に侵入直後はイオンのpitch角が常に45?90度であることがわかった。この結果の解釈について解析した結果を報告する。
11/21(木) 16:00- 5F会議室 河村(M2)
月起源イオンの生成過程に関する研究
概要： 　月には極めて薄い大気層である外気圏が存在する。月外気圏の存在は地上分光 観測などによって間接的に確認されており、その構成粒子の供給源は月 面であ ると考えられている。月面から外気圏への粒子供給は、太陽光による光脱離によ り生成される中性粒子やイオンが主であると考えられているが、 月高緯度など では光脱離のみでは説明できない密度分布も明らかとなっている。光脱離以外の 生成過程として太陽風スパッタリングが挙げられるが、太 陽風スパッタリング の効果は直接観測の少なさから十分な議論はなされていない。
　そこで本研究では、「かぐや」衛星に搭載されたイオン観測器MAP-PACE-IMAの 観測データを用いて、太陽光による光脱離と太陽風スパッ タリングによるイオ ン生成量の比較を目的とする。IMAが検出するイオンは、月面で光脱離したイオ ン、太陽風スパッタリングにより生成されたイオ ン、月面-衛星間で中性大気が 電離したイオン、これら全てを含む。そこで、生成量を比較するために、(1)月 面で生成されるイオンのうち、光脱離 による生成量と太陽風スパッタリングに よる生成量の分別、(2)全検出量のうち、月面での生成量(1)と中性大気の電離に よる生成量の分別を行 う。(1)については磁気異常領域上空の観測データを用い た分別法の構築とその検証を行い、(2)についてはそれぞれがIMAでの検出までに 得る ことができるエネルギーの違いから月面生成量を取り出すことが可能か検 証した。
　本発表では、それぞれの結果を報告する。
11/21(木) 16:00- 5F会議室 竹島(M2)
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
Low energy electron observation over cusp region by LEP-ESA on Norwegian sounding rocket ICI-3
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。高緯度電離圏において磁力線に沿って降下してきた電子をE-t(energy-time)図で見ると10eV?1keVの電子で特徴的な形のenergy-time dispersionが観測されることがある。energy-time dispersion(以下：dispersion)は上空で加速された電子の速いものは先に、遅いものは後から観測される時間的分散構造を持ったデータで、エネルギーをlogスケールで見ると下に凸の形状がよく確認される。これは上空数千kmでの電子加速を示唆するもので、Inertial Alfven Waves(IAWs)の沿磁力線方向電場による電子加速が有力視されている。過去の観測からdispersionは時間スケール、水平スケールが微細な構造であるが、詳細な構造はわかっていないという状況である。 2011年12月3日にスピッツベルゲン島(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dispersionは従来E-t図で確認されたものと異なる観測結果が得られた。 (1)E-t図上でdispersionの形状が従来の下に凸ではなく、上に凸の形状が観測されたこと (2)dispersionの時間的に前にもしくは重なってprecursor(前兆)が観測されたこと そこで本研究ではIAWsとの整合性、上に凸形dispersionとそのprecursorの詳細構造の理解を目指した。dispersionの形状が加速高度に依存することから同じピッチ角でエネルギーの近い異なる二つの電子が同じ高度で加速されたという仮定の下、TOF(time of flight)分析から加速高度を求めた結果、従来よりも高エネルギーほど高高度で加速されていることがわかった。このことから上に凸形dispersionはピークエネルギーで観測時間差が大きくなり、形状の違いを生んだと考えることができる。さらに、アルフベン速度でエネルギーが決まるIAWsモデルにおいて加速高度分布を元に算出したアルフベン速度が過去の観測と整合的であるかどうか調べた結果、近いオーダーではあるがアルフベン速度の高度分布は7000kmまで速度が上昇し続けるという結果となり、過去に報告されている結果と少し異なる結果が得られた。この結果は高高度でプラズマ密度勾配がならなければならないと言える。次に加速領域の詳細な構造を理解するためにLEP-ESAの22msの高い時間分解能を活かして同じエネルギーでピッチ角による観測時間差を調べてみた。降下電子の見え始めと終わりに着目すると、ピッチ角によって観測時間差が見える場合と見えない場合、そしてそれらの中間的なデータのあることがわかった。これらは時間的変化、空間変化、二つが混ざったものであり、本発表ではこれらの情報から上空加速領域の特徴とこの特徴がIAWsモデル過程での構造であり得るかどうか議論する。
11/14(木) 17:00- 5F会議室 清水(M2)
磁気リコネクションの持続と減衰に関する研究
概要： 磁気リコネクションにより磁場のエネルギーがプラズマのエネルギーに爆発的に変換される。そのため磁気リコネクションの発達に伴い、再結合部(X-line)から対称に高速のプラズマジェットが伸びる。しかしプラズマジェットが空間的に長く伸びることは磁気リコネクション率に影響しないという議論がある。本研究では、磁気リコネクション率を維持するために必要な最小のジェット長を規定することを目的とする。周期境界と対称壁境界[Oka et al.,2008]を用いたPICシミュレーションの結果を比較した。それにより磁気リコネクション率を維持するためには少なくとも~3λiジェット長が必要であるとわかった。さらに、最小の空間構造を保持できなくなった場合の磁気リコネクション減衰過程についても議論する。
11/14(木) 17:00- 5F会議室 大山(M2)
新しい高精度MHD計算で明らかにされる高速磁気リコネクションのダイナミックな様相
概要： 磁気リコネクションは太陽フレアや磁気圏サブストームといった 宇宙プラズマ中では普遍的な物理過程である。
そのため様々なシミュレーション方法によって解析するアプローチがとられてきた しかしこれまでの研究では、MHD近似において一様な電気抵抗を仮定すると 高い磁気リコネクションレートは再現できないとされ、 少なくともホールMHD近似が必要であるとされた。
本研究では、まず高精度のMHDシミュレーションコードによって磁気リコネク ションを再現し、 その上で上流でのプラズマベータ依存による効果を確認した。
ここで用いたMHDコードは、 物理的に散逸効果が生じるところのみに散逸を効かせて不連続面をとらえ、 それ以外の場所では高精度の理想MHDダイナミクスを実施するものである。 結果、理想MHDコードによって高速磁気リコネクションを再現し得た。 その中で磁気島の合体が見られ、ファストショックも形成された。 またプラズマベータによって、磁気リコネクションの様相が変化することを チェックした。
今回の結果は、非定常3次元リコネクションシミュレーションを行う際に、 そのダイナミクスを捉えるための重要な足掛かりになりうると考えられる。
11/14(木) 17:00- 5F会議室 渡辺(M2)
火星大気における短周期波動の鉛直伝搬と熱圏への影響
概要： 　惑星の熱圏の熱構造は大気散逸や惑星周辺の電離圏プラズマ環境 に影響しており、これがどのようなエネルギー収支で維持されるの かは重要課題である。多くの惑星の熱圏では太陽紫外線による加熱 と分子熱伝導による冷却が支配的と考えられているが、大気力学の 寄与はあまりわかっていない。なかでも短周期かつ鉛直波長の長い 重力波は分子拡散による減衰を受けにくいため、対流圏で励起され たのち熱圏まで伝搬し、エネルギー収支に影響することが考えられ る。しかし観測が難しいこともあり研究は進んでいない。ここでは 火星大気を対象としてそのような波動の励起と伝搬について理論的 考察を行う。火星大気の散逸メカニズムとしてはSputtering が重要と考えられており、Sputteringによって散逸する成分 の種類や量は、熱圏の温度に大きく左右されると予想されている。

本研究では、地表近くでの対流が様々な波動を励起するプロセスを 非線形の流体モデルで調べるとともに、そこで励起される波動が地 表から熱圏高度まで鉛直伝搬して散逸するプロセスを線形モデルで 調べる。
11/7(木) 10:00- 4F会議室 榎本(M2)
光撮像装置”HOPS”で探る金星上層ヘイズ
概要： 金星の雲層上部にはサブミクロンサイズの粒子で構成されるヘイズ層が分布している。 Pioneer Venus Orbiter (PVO) の偏光観測データによって初期観測時には極域に多量のヘイズ粒子が分布していたこと (Kawabata et al. [1980]) 、その後の観測期間にヘイズの存在量が減少していたこと (C. J. Braak et al. [2002]) が分かった。このようなヘイズの変動のメカニズムは理解されておらず、継続的なモニタリングが必要であると考えた。
　そこで我々はOCPPと同様に偏光度マップを取得出来る惑星専用の偏光撮像装置 HOPS (Hida Optical Polarimetry System) を開発し、金星上層ヘイズのモニターを目的とした 観測を行っている。観測は2012年5, 8, 10月, 2013年7, 8月に京都大学飛騨天文台にて行った。
　観測で得られた偏光度の位相角依存性を、1次散乱のみの散乱光の偏光度に参照して粒子半径を見積もったところ、ヘイズの粒子半径は約0.34μmとなった。同様にPVOの1980年代初頭のデータから粒子半径を見積もると0.28μmとなり、HOPSによる観測結果はPVO観測初期時点よりもヘイズ粒子のサイズが増大している事を示唆している。
10/28(月) 17:00- 6F会議室 堀田(本郷D)
大規模数値計算による太陽表面勾配層の理解
概要： 太陽表面には、表面勾配層と呼ばれる角速度の勾配層があることが日震学の成果により知られている。
この勾配層は歴史的に重要で、太陽の自転速度を測るときに、黒点をトレーサーとして測る時とドップラー速度を用いた時では、 黒点を用いた時の方が、大きな角速度を示す事が知られている。黒点は深い層に足元がつながっており、深い層が速く自転しているため にこのようなことが起こっていると予想されていた。
物理的な側面からは、表面勾配層はさらに重要である。表面勾配層付近では、熱対流の時間スケールが急激に変わり、対流層内部の回転が効果的なレジームから 太陽表面の回転が効果的でないレジームに変化する場所である。このことが、表面勾配層の維持機構に関連している事は長い間議論されて来た。
この維持機構理解のためには、乱流の性格を正確に理解する必要があり、数値計算に頼らざるを得ないが、この勾配層の実現は極めて困難である。
なぜならば、時間スケールの短く、空間スケールの小さい表面付近の対流と、時間スケールが長く、空間スケールの大きい対流層内部の対流を同時に 実現しなければならず、多量の時間積分、空間グリッドが必要になるのである。
そのような事情により、これまで表面勾配層を実現できた数値計算は存在せず、「回転の影響の大きく変わる層」という以上の理解は難しかった。

本研究では音速抑制法を用いた極めて効率のよい数値計算コードとスーパーコンピューター「京」によって、この困難な目標を達成し、世界で初めて表面勾配層を達成した。
計算について、詳しい解析をおこなったところ、角運動量輸送の観点からは、あまり回転の影響を受けない熱対流パーセルが角運動量を保存しつつ、動径方向に移動する事で 動径方向内向きに角運動量を輸送し、この表面勾配層を維持していることがわかった。
子午面上の力のバランスの観点からは、極向きで、動径方向に速度を増す子午面還流により作られた動径速度と緯度方向速度の正の相関と、対流層 内部でコリオリ力により作られた負の相関により、運動量が表面勾配層を維持するように運ばれるということがわかった。
10/24(木) 17:00- 5F会議室 松岡(准教授)
JUICEミッションにおける磁場観測
概要： 木星環境と木星の衛星（ガニメデ、エウロパ、カリスト）を探査するミッション JUICE が、2012年5月にESAのCosmic Vision プログラムの L1 ミッションとして採択された。木星の衛星の磁場を詳細に測定する ことによって、衛星の形成、および、海洋や内部の特性を理解する ためのデータを得、また磁場を持つ天体が自転することでプラズマ を加速する機構を明らかにする。観測機器のAOによって、磁場計測 をJ-MAG（JUICE Magnetometer）チームが担当することが 2013年2月に決定した。J-MAGは磁力計ハードウェアを担当する 欧州の機関を中心とした、欧州、米国、日本の研究者43人から なるチームである。JUICEの科学目的を達成するためには、J-MAG は精密な磁場計測を行う必要がある。特にガニメデの海洋の深さを 知るためには、ガニメデの海洋によって誘導される磁場を0.1nT レベルの精度で測る必要がある。現在、精密な磁場観測を行う ための詳細な仕様検討や衛星システムに関するESAとの調整を 行っている。
10/24(木) 17:00- 5F会議室 北川(D1)
木星磁気圏尾部リコネクションの自転位相依存性
概要： 木星磁気圏尾部リコネクションは高エネルギー粒子ビームや磁場の南北成分の擾乱といった形で観測がなされている． 遠心力リコネクションのようなモデルが提唱されているが，そのトリガーについては不明なことが多い． 本研究の以前の太陽風動圧との比較では尾部リコネクションと太陽風動圧との相関が不明瞭であった． そこで本研究では尾部リコネクションのトリガーに関して手がかりを得るために， Galileo衛星のEPDのデータを用いてリコネクションにより励起されたと思われる高エネルギー粒子ビームの解析を行った． その結果ビームは統計有意性をもってある特定自転位相(太陽直下点のCML>200°)の時に励起されていることがわかった． この位相は北の磁極が太陽方向から反対側を向く時の位相である． この結果から自転にコントロールされているリコネクションの可能性が考えられる．
10/17(木) 17:00- 5F会議室 篠原(准教授)
粒子シミュレーションの結果はどこまで尾部リコネクションの観測と一致したのか？
概要： GEOTAIL衛星の観測によって、磁気圏尾部のリコネクションについては電子拡散領域に 迫るデータが得られている。これらのデータは粒子シミュレーションによって再現される リコネクション領域の構造とよく一致することが明らかになっているが、 数値シミュレーションの結果は全てを説明できるのだろうか？セミナーでは 観測事実から数値シミュレーション結果からは説明できない問題点を検討し、 来年10月に打ち上げ予定の MMS 衛星の観測で明らかにすべてき問題について 議論する。
10/10(木) 17:00- 5F会議室 山崎(助教)
ひさき衛星誕生とその科学目標
概要： おかげさまでSPRINT-A衛星はイプシロンロケット初号機で打ち上げ、 所定の軌道に投入され「ひさき」と命名されました。 ３か月にわたった打上オペレーションの紹介と 衛星の設計結果および科学目標・観測計画について報告します。
10/10(木) 17:00- 5F会議室 斎藤(准教授)
MAP-PACE observation of the high-energy heavy ions associated with CIR
「かぐや」搭載MAP-PACE によるCIRに伴う高エネルギー重イオンの観測
概要： The Moon is characterized by the absence of global intrinsic magnetic field and thick atmosphere. Different from the Earth's case where the intrinsic global magnetic field prevents the solar wind from penetrating into the magnetosphere, solar wind directly impacts the lunar surface. MAP-PACE-IMA (Ion Mass Analyzer) made mass analysis of the heavy ions at 100km altitude around the Moon for the first time. IMA found ions originating from the lunar surface / lunar exosphere where the ions generated on the lunar surface / lunar exosphere were accelerated by the solar wind convection electric field. The mass spectra of these ions showed the existence of the heavy ions including C+, O+, Na+, K+ and Ar+. Since the gyro-radius of these heavy ions was much larger than the Moon, the energy of these ions detected at 100km altitude was lower than the incident solar wind energy. However, two examples were found where the energy of the heavy ions was higher than the incident solar wind ion energy. These high-energy heavy ions were observed on the dayside of the Moon for several hours. It was also found that these high-energy heavy ions were observed when CIR(Corotating Interaction Region) passed the Moon.
月はグローバルな固有磁場を持たず、濃い大気も持たない天体の最も身近な例であるが、グローバルな固有磁場が太陽風の直接的な侵入を妨げている地球磁気圏とは異なり、月表面には太陽風が直接衝突することができる。「かぐや」衛星搭載MAP-PACE-IMA(Ion Mass Analyzer)の観測で、月100km高度における重イオンの質量分析が初めて行われた結果、太陽風中では、極でエネルギーが低く赤道付近に近付くに従って次第にエネルギーが増加する、月面／月面近傍の月大気を起源とするイオンの存在が明らかになった。これらのイオンの質量スペトルを見ると、C+, O+ や Na+, K+, Ar+などの重いイオンが含まれていることがわかった。これらの重イオンのエネルギーは、月高度100kmで観測するとイオンのGyro半径が月よりも大きいため常に入射太陽風のエネルギーより低くなっている。ところが、これまでにIMAが質量スペクトル取得モードで動作している期間で２例、He++より重いイオンのエネルギーが入射太陽風のエネルギーよりも高くなっている例が見つかった。これらの重イオンは月の昼間側で観測されるが、強いフラックスが観測される継続時間は数時間程度である。また、これらの２つの例ともに、CIR(Corotating Interaction Region)が月を通過した時である事が明らかとなった。今回はこれらの例を紹介し、その生成メカニズムについて議論する。
9/26(木) 17:00- 5F会議室 横田(助教)
Structure of the ionized lunar sodium and potassium exospheres:Dawn-dusk asymmetry
概要： We present latitude and longitude distributions of Na+ and K+ fluxes from the Moon derived from the Kaguya low-energy ion data.
Although the latitude distribution agrees with the previous ground-based telescope observations, dawn-dusk asymmetry has been found in the longitude distribution.
A model of the lunar surface abundance and yield of Na and K demonstrates that the abundance decreases to around 50%, at dusk compared to that at dawn due to the emission of the exospheric particles assuming the ion fluxes observed by Kaguya are proportional to the yield.
It is also implicated that Na and K need to be supplied during the night in order to explain the observed lunar exospheres with the dawn-dusk asymmetry. Interplanetary dust might be a supplier of the lunar exospheric particles.
9/19(木) 17:00- 5F会議室 今村(准教授)
あかつきが見た太陽風加速構造
概要： 2011年に「あかつき」と地上局を結ぶ電波を用いて太陽コロナの電波掩蔽観測を 実施した。その成果の一部である、コロナ中の圧縮性波動の観測については すでに宮本によって報告されているが、ここでは太陽風速度の距離依存性を とらえた別の成果について紹介する。太陽風の加速が生じる数太陽半径以内では、 太陽風速度の測定はかなり限られている。電波シンチレーション観測では これまで、太陽近傍では電波の散乱が強すぎるために、速度を求めることが できなかった。光学観測による速度推定も試みられているが、太陽近傍では 別の問題点がある。我々は、これまでにない広い帯域にわたるシンチレーション スペクトルを得ることに成功し、ここに電波散乱が強い条件下における散乱の 理論を適用することによって、閉じた磁力線が卓越する領域の上空での太陽風 加速プロファイルを得ることができた。
9/12(木) 17:00- 5F会議室 長谷川(助教)
A review of magnetopause and boundary layer studies in 2011-2013
磁気圏境界層研究の 最近の話題
概要： Half a century ago, significant discoveries were made, such as unambiguous observations by spacecraft of Earth’s magnetopause (e.g., Cahill and Amazeen, 1963) and proposal of a conceptual model of magnetopause reconnection poleward of the cusp under northward interplanetary magnetic field conditions (Dungey, 1963).These discoveries have profound impacts on our current understanding of the magnetosphere; poleward-of-the-cusp reconnection is now known to be able to capture solar wind plasma into the closed field-line portion of the dayside magnetosphere.On this 50th anniversary, I give a review of papers about the magnetopause and its boundary layers that have been published during the last couple of years.Presented are advances in our understanding of the magnetopause, its boundary layers, their roles, and the processes occurring there.Observational, modeling, and theoretical works mostly on, but not limited to, the Earth’s magnetopause are reviewed.

References:
Cahill, L. J., and P. G. Amazeen (1963), The boundary of the geomagnetic field, J. Geophys. Res., 68(7), 1835-1843.
Dungey, J. W. (1963), The structure of the exosphere or adventures in velocity space, in Geophysics: The Earth’s Environment, edited by C. DeWitt, J. Hieblot, and A. Lebeau, pp. 505-550, Gordon and Breach, New York.
8/1(木) 17:00- 5F会議室 八津川(M2)
S-310-40号機搭載測定器によって観測された高電子密度層の特徴
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3 cm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+4 Ｖ,他方には-3 Ｖ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.
これまでに本ロケット観測で得られたデータを用いて電子密度・電子温度を導出したが,高度100 km付近では,周辺に比べて電子密度が増加している層が存在していたことがわかった．この高電子密度層は,電子密度は周辺の電子密度に対してロケット上昇時で30 %,下降時で60 %高く,電子温度は周辺の電子温度に対して20 %以上低いことがわかった．高度方向の厚さは,過去に観測されたスポラディックＥ層と比べ2-3倍ほど大きいといことも明らかとなっている．しかし,高電子密度層の熱収支に関しては,未だ不明なことが多いため,電子温度に関して厳密な議論をする必要がある．そのため,導出時の電子電流特性に対するフィッティングの妥当性について再確認することとした．
従来は,電流値のノイズレベルを定め,それ以上の電流値を用いて片対数表示においてフィッティングを行い,その直線の傾きから電子温度を導出していた．しかし,電子エネルギー分布が単純なマクスウェル分布ではなくエネルギーの高い所と低い所で傾きが異なった場合はフィッティングに用いたデータ点によって異なる結果が求められてしまう．そこで,フィッティングの条件を変えることで,電子のエネルギーに応じて電流の傾きが変化しているか否かの評価を詳しく行った．その結果,高度97,99,103 kmを除いて,電子のエネルギーの高い所と低い所では,10-20 %異なる電子温度が求まった．また,高電子密度層内の電子温度に関しては,周囲に対して20 %低い値が求まった．このことから,高電子密度層内で電子温度が低くなることは確かだと言える．
本発表では具体的な評価結果を中心に観測された高電子密度層の特徴についての発表を行う．
7/22(月) 17:00- 5F会議室 平林(本郷M2)
MHDスケールの無衝突磁気リコネクションにおける温度異方性と遅進衝撃波形成
概要： 高磁気Reynolds数プラズマにおける速い磁気リコネクションは、局在化した磁気拡散 領域を仮定すれば、遅進衝撃波を介したエネルギー散逸によって達成されると考えら れている[Petschek,1964]。しかし一方で、運動論効果を考慮した無衝突プラズマの 粒子シミュレーションの結果は、遅進衝撃波の形成を明瞭に示すものではない[Drake et al.,2009; Higashimori&Hoshino,2012]。衝撃波が形成されない理由としては、 計算領域は小さいことや、磁力線に沿って加速されるイオンビームが作る温度異方性 が衝撃波を抑制している可能性が指摘されている。
こうしたPetschekモデルと粒子計算の結果とのギャップを埋める位置づけとして、本 研究では、流体近似の立場から無衝突磁気リコネクションの大局的な描像を捉える。 特に温度異方性に着目し、二重断熱近似とLandau流体モデルに基づいた無衝突MHDコー ドを開発、1次元および2次元の数値実験を行った。
主な結果は以下の通りである。
（１）異方性入りMHD近似下でも遅進衝撃波は存在する、
（２）形成される衝撃波は非常に弱い、
（３）リコネクション率は10-30%上昇する。
本発表では、等方的は場合と比較しながらリコネクションレイヤーの構造について議 論する。
7/22(月) 17:00- 5F会議室 金子(本郷M2)
熱不安定による太陽フィラメント形成の2.5次元シミュレーション
概要： 太陽フィラメントは、高温のコロナ(100万K)内に出現する低温高密度プラ ズマ雲(温度は1万K程度、密度はコロナの10-100倍 程度)である。低温高密度プ ラズマの生成機構については、長いコロナループの足元に局在化した加熱を与え ることで、熱不安定により低温高密度 プラズマが形成されることが1次元流体シ ミュレーションによって詳細に調べられており、最近では、熱伝導、放射、重力 を考慮した2次元MHD シミュレーションによる検証も行われている。一方、これ らの熱不安定モデルは観測で示唆されているフィラメントの磁束管型磁場構造の 形成過程 が考慮されていない。そこで、本研究では、磁束管の形成から低温高 密度プラズマ生成までを一括して理解する新たなフィラメント形成メカニズム を提案し、非等方非線形熱伝導、放射冷却、重力を考慮した2.5次元抵抗性MHDシ ミュレーションによる実証を試みた。結果、磁束管構造の形 成は、熱不安定が 励起されるために、以下 のような本質的な役割を果たすことが分かった。ま ず、形成された磁束管の磁力線は閉じているため熱伝導の効果が制限される。さ らに、コロナ底 部の高密度プラズマが磁束管にトラップされて上昇するため、 背景加熱に対する磁束管内の放射冷却が強まり、放射の典型時間が熱伝導の典型 時間 よりも短くなることで熱不安定が生じる。これにより磁束管内に低温高密 度プラズマが生成される。
7/18(木) 16:00- 5F会議室 二階(本郷M2)
流体近似による相対論的パラメトリック不安定性の定式化
概要： プラズマ中における「パラメトリック不安定性」は、系の基本波が外的な「親 波」に励起され、非線形に相互発展してゆく現象である。現象としてはよく知 られているものの、複雑さのために理解は未だ完全とはいえない。
この不安定性は高エネルギー天体現象、また実験室におけるレーザー・プラズマ 相互作用において、しばしば重要なエネルギー散逸過程となる。特に天体物理 学的応用例のひとつとして、かに星雲における「σ問題」が挙げられる。これ は、星雲の中心に位置するパルサーから生じるプラズマ風が外部へと流れる過 程において、何らかのエネルギー散逸が必要であるという、モデルと観測事実と の矛盾である。ここにおいて、パルサーの回転に由来する低周波電磁波の存在 を仮定し、これを親波と考えれば、パラメトリック不安定性がエネルギー散逸を 担う可能性は十分にありうる。
さて、理論的解析にあたり、今回は流体方程式系を用いるが、ここには厳密な平 衡解として円偏波電磁波が存在する。これを親波(横波)と考えて 0次の量とし、 その周りで不安定性解析を行うことで、「小波」として励起される基本波、即ち Langmuir波、音波、エントロピー波(縦波)、また別の電磁波(横波)との相互作 用を見ることができる。この、いわば「横波」から「縦波」への変換過程が、エ ネルギー的に重要である。
多くの先行研究においては、冷たいプラズマの場合、イオンが無限に重い場合、 定常磁場のない場合、等、様々な仮定が置かれているが、今回は?流体温度を陽 に扱い、?プラズマ成分の構成は任意とし、?定常磁場も存在する、として、流体 近似の範囲内において出来うる限りの一般的な定式化を目指す。特に?の影響と しては、熱によるプラズマ成分の慣性増大が最も大きいが、その他にも様々なパ ラメータ領域での解析結果を紹介したい。現状では1次元(=親波に対して不安定 は平行にのみ伝搬する)に留まっているが、斜め伝搬への拡張も視野に入れなが ら解析中である。
7/18(木) 16:00- 5F会議室 松本(本郷M2)
地球磁気圏の太陽風に対する応答の統計的解析
Statistical analysis of the reply to solar wind of the earth magnetosphere
概要： 　特定の情報を有する太陽風が、地球磁気圏にいかなる影響を及ぼすかについて、人 工衛星を用いた統計的解析を行った。物理量のタイムシリーズを追跡するという目的 で使用されることの多い人工衛星であるが、本研究においては、磁気圏全体のマップ を描くことを目的として使用する。そして、全体のマップを描象するにあたつては、 必要に応じて太陽風の状態を考慮して、太陽風上流の物理量を観測する衛星の情報も 加味しているということが本研究の特徴である。
　本研究は主として、マグネトシースセパレーションの構造の解明を目的とするが、 研究段階において必要となる様々な磁気圏全体の構造について、理論、観測の両面か ら紹介したい。
7/18(木) 16:00- 5F会議室 宇治(本郷M2)
イオプラズマトーラスの分光観測
概要： 木星磁気圏には衛星イオの火山ガスを源とする、プラズマ密度の濃いトーラス状 の領域（イオプラズマトーラス）が存在する。
イオプラズマトーラス内のイオンは電子衝突励起により様々な輝線を発している ことが知られており、輝線の約80％は極端紫外光領域（50-150 nm）に存在する。 この光を分光観測し、プラズマ診断の手法を用いることでイオプラズマトーラス 内の電子温度・密度などを求めることができる。時間・空間変化に分解できるた め、木星磁気圏内における電子の加速機構や動径方向のエネルギー輸送機構を解 明できると考えられている。
これまでにVoyager,EUVE,CASSINIによる極端紫外光領域における分光観測が行わ れ、今後もSPRINT-Aによる観測が予定されている。
今回の発表ではCASSINIの取得したスペクトルデータにプラズマ診断を用いた初 期結果と、今夏打ち上げ予定のSPRINT-Aに期待される観測データについて紹介する。
7/16(火) 16:00- 5F会議室 石川(M2)
地球磁気圏ローブ領域において月夜側低高度で観測される低エネルギーイオンの生成メカニズムに関する研究
概要： 地球磁気圏尾部のローブ領域は希薄なプラズマ環境にある。月は1ヶ月に約5日間地球磁気圏の中に入る。ローブ領域に月が位置する時、月昼面では地球から遠ざかる方向に流れるcold ionがしばしば観測される。一方、月夜面では月に遮蔽されてこれらのcold ionは観測されないはずである。
しかしながら、「かぐや」衛星搭載プラズマ観測機MAP-PACEによる2009年4月以降の高度50km以下の低高度観測において、月夜面でも非常に温度の低いイオンが観測された例が一例報告されている。この先行研究では、それらのイオンは月夜面で負に帯電した衛星ポテンシャルにより、衛星周囲に存在する低エネルギーイオンが加速され検出されたと報告されている。しかし、観測例が一例しかなく、詳細について未解明な部分が残されている。
そこで本研究では、先行研究で観測されたイオンに関して、MAP-PACEの低高度観測データ特にかぐやが月に落下する前数日間のデータを重点的に用いて生成メカニズム及び加速メカニズムの詳細を明らかにすることを目的としている。MAP-PACEは、衛星の月面を向く面と反月面を向く面に2π[str]の視野を持ったイオン観測器と電子観測器がそれぞれ１台ずつ(計4台)搭載されており、イオンと電子の全球視野の観測を可能としている。解析は、高度50km以下の低高度軌道である2009年4月から衛星が制御落下する6月までのデータを用いて行った。
　解析の結果、「かぐや」衛星の月面への制御落下前数日の間の、月がローブ領域内に位置していたとき、先行研究と同程度のエネルギーを持つイオンが月夜面で高い頻度で観測されていたことがわかった。これらのイオンを詳しく調べた結果、観測高度が高高度になるに従い、エネルギーが上昇する一方で、フラックスは減少していくという特徴が明らかとなった。これらの特徴が先行研究と同様に解釈できるかどうか、イオンのみではなく電子の観測データも含めて現在解析を進めている。
本発表では、これまでに得られた解析結果と今後の研究方針について述べる。
7/16(火) 16:00- 5F会議室 河村(M2)
月起源イオンの生成過程に関する研究
概要： 月周辺に、NaやＫなどの重イオンが存在することは古くから知られていたが、その生成過程・輸送過程は未解明の部分が多い。生成過程については、太陽光による光脱離（PSD）や太陽風によるスパッタリングなどが提案されており、先行研究からPSDが最も有力とされている。一方で、生成過程がPSDのみであると仮定すると、観測と整合的でないという結果も報告されている。また、太陽風スパッタリングに関しては定量的な見積もりは殆どなされていない。
本研究では、「かぐや」衛星搭載プラズマ粒子観測器MAP-PACEのデータを用いて、光脱離と太陽風スパッタリングによる月起源イオンの生成量の定量的な比較を目的としている。MAP-PACEは約100km高度で月周辺プラズマの詳細観測を行ったため、PACEのデータを用いることで局所的なスケールでの解析が可能となる。
今回は月面の局所的に磁場強度の強い領域（磁気異常領域）上空での観測データを用いることによって、PSDと太陽風スパッタリングの分別を試みた。解析の結果、磁気異常領域上空では太陽風が磁気異常に妨げられて月面に達しないため、太陽風スパッタリングが起こっている可能性は小さいことが分かった。また、PSDによって生成されたと考えられるイオンは磁気異常にトラップされることなく観測高度まで輸送されることも明らかとなった。
本発表では、これまで得られた解析結果について報告する。
7/16(火) 16:00- 5F会議室 竹島(M2)
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。高緯度電離圏において磁力線に沿って降下してきた電子をE-t(energy-time)図で見ると10eV?1keVの電子で特徴的な形のenergy-time dispersionが観測されることがある。enegy-time dispersionは上空で加速された電子の速いものは先に、遅いものは後から観測される時間的分散構造を持ったデータで、エネルギーをlogスケールで見ると下に凸の形の分布がよく確認される。これは上空数千kmでの電子加速を示唆するもので、生成要因としてInertial Alfven Waves(IAWs)の沿磁力線方向電場による電子加速が有力視されている。また、先行研究ではenergy-time dispersionの加速高度が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とエネルギーにより加速高度が異なることが報告されている。 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は従来E-t図で確認されたものと形が違い、上に凸の形の分布が確認された。そこで本研究の目的はTOF分析を用いて異なる形状のenergy-time dispersionが形成された原因及び、この形状の電子のエネルギーの加速機構を解明することである。 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。この結果は先行研究と同様であるが、energy-time dispersionの形状が異なっていることについては加速高度の差が原因であると考えることができる。加速機構についてはIAWsモデルを仮定した場合と整合的であるかどうかプラズマ密度分布から検討している。
7/1(月) 15:30- 5F会議室 清水(M2)
磁気リコネクションの持続と減衰にイオンのoutflowが与える影響
概要： 地球磁気圏における地磁気嵐やオーロラ爆発に、磁気リコネクションが重要な役 割を果たしていることが知ら れている。磁気リコネクションとは、反平行な磁 力線が作る電流層内で、それらが繋ぎ変わる現象である。その際、磁気エネル ギーが爆発 的に開放されプラズマ粒子のエネルギーに変換され、下流には高速 のプラズマジェットと伴う。特に地球磁気圏尾部においては、X-lineが尾部方向 に移動しつつ磁気リコネクションを持続することが観測的にわかっており、近年 数値シミュレー ションでも再現されている。しかし、X-lineの移動と磁気リコ ネクションの持続との関係は未解決である。また、磁気リコネクションの減衰機 構はある意 味当然視されほとんど研究されていない。本研究では、磁気リコネ クションの持続機構と減衰機構にイオンoutflowが与える影響をParticle In Cell(PIC)シミュレーション を用いて解析した。その結果、イオンoutflowが繋 ぎ変わった磁場の混んだ領域に阻害されることが、磁気リコネクションの減衰の トリガーとなることが分 かった。また、持続機構にイオンoutflowが与える影響 に関してはその現状を報告する。
7/1(月) 15:30- 5F会議室 大山(M2)
磁場のソレノイダル条件を満たす高精度ＭＨＤシミュレーションコードを用いた磁気リコネクション関連問題の検証
概要： 大規模系における非定常３次元リコネクションを理解するためには，非定常な圧縮 性ＭＨＤ乱流の様相を正しく捉えた上で，詳しく解析するというアプローチがある． そのためには，高精度ＭＨＤコードでＭＨＤ乱流を再現する必要がある．これまでの 研究では，ＭＨＤ近似において一様な電気抵抗を仮定すると高速磁気リコネクション は再現できないとされ，高速リコネクションのためには少なくともホールＭＨＤ近似 を用いる必要があるとされた．
本研究では，高精度のＭＨＤシミュレーションコードによって高速磁気リコネクショ ンを再現することを試みた．ここで用いるＭＨＤコードは，物理的に散逸効果が生じ るところのみに散逸を効かせ，それ以外の場所では高精度の理想ＭＨＤダイナミクス を実施するものである．
結果は，ＧＥＭ磁気リコネクションチャレンジ問題において，高速磁気リコネクショ ンの発生を確認した．これは粒子計算で見られたもので，高精度ＭＨＤコードが当初 の課題をクリアしたことを示す．
宇宙プラズマダイナミクスを記述する究極の体系のひとつとして，運動論的効果を取 り込んだ高精度ＭＨＤコードということが考えられる．今回の結果は，その開発に向 けての第一歩であるとも言える．
7/1(月) 15:30- 5F会議室 渡辺(M2)
重力波と音波の伝搬特性および上層大気に与える影響
概要： 　周期が浮力振動数前後の短周期の重力波や音波の観測は一般に困難である。 そのため、観測データを比較的得やすい長周期の波に比べ、理論的にも観測的にも そのような短周期の波に関する研究はあまりなされていない。 しかし、短周期の波は長周期の波に比べて分子拡散による影響が小さいため、 より高い高度まで到達することができる。たとえば熱圏でそのような波が消散する際に 背景大気にエネルギーを供給し、大気構造に影響を与えることが考えられる。
　そこでまずは、波の伝搬を表す線形モデルを作成し、波の伝搬特性を調べた。 現在は実際の惑星を想定して背景大気を設定し計算を行っている。 また、対流を表す非線形モデルの計算も平行して行っており、 そこから読み取った波の周期や水平波長を線形モデルに用いることによって、 より現実的な結果が期待される。
　今回は、線形モデルでの計算結果と非線形モデル計算の進捗状況について発表する。
7/1(月) 15:30- 5F会議室 榎本(M2)
偏光撮像装置”HOPS”で探る金星上層ヘイズ
概要： 　金星の雲層上部にはサブミクロンサイズの粒子で構成されるヘイズ層が分布している。 Pioneer Venus Orbiter (PVO) の偏光観測データによって初期観測時には極域に多量の ヘイズ粒子が分布していたこと (Kawabata et al. [1980]) 、その後の観測期間にヘイズの 存在量が減少していたこと (C. J. Braak et al. [2002]) が分かった。このようなヘイズの変動の メカニズムは理解されておらず、継続的なモニタリングが必要であると考えた。
　そこで我々はOCPPと同様に2次元偏光度マップを取得出来る惑星専用の偏光撮像装置 HOPS (Hida Optical Polarimetry System) を開発し、金星上層ヘイズのモニターを目的とした 観測を行っている。観測は2012年5, 8, 10月に京都大学飛騨天文台にて行った。観測時の 金星の太陽位相角はそれぞれ約128, 85, 58度、視直径は42, 21, 14秒角である。
　HOPSはWollastonプリズムと半波長板を組み合わせた光学系からなり、観測波長は930, 647(650), 548(546), 438nmである。観測は半波長板の位置角を0°から22.5°おきに変化させ、 計4回の撮影で1セットとしている。これらのデータの演算により「装置の感度」「大気透明度」 の影響を取り除き、直線偏光度を精度良く求めることが出来る。しかし、各撮影時間中に 地球大気の揺らぎによる影響を受け、位置合わせや偏光度の演算に誤差を生じさせることは 惑星のように高い分解能を要する観測では問題となる。
　観測結果のクイックルックとして、PVOデータ (Kawabata et al. [1980] ) の比較を行った。 偏光度が0％となる中立点位相角の位置は粒子の変動を捉える手がかりの一つである。PVO とHOPSの550nmデータではその位置がほとんど変わっていないのに対し、930nmデータに おいてはPVOは約30°、HOPSは約60°と大きく変化している事が分かった。偏光度の位相角 依存性は粒子の周長と観測波長の比で定義されるサイズパラメータで規定される。そこで 1次散乱の偏光度計算結果を参照し、その中立点位相角と比較して粒子半径の変化を見積もった ところ、ヘイズの粒子半径はPVO観測時点では約0.28μm、HOPS観測時点では約0.34μmとなった。 これは過去の観測時点よりもヘイズ粒子のサイズが増大している事を示唆している。
　現在は多重散乱を考慮した偏光を含む放射伝達コードを開発中であり、これを用いた雲層構造の 定量的な推定を行う予定である。
6/27(木) 17:00- 5F会議室 飯田(PD)
太陽表面磁気対流による磁場構造形成に関する研究
概要： 太陽の観測的研究では、太陽表面磁場や対流の性質が数多の論文で調べられており、観測的研究の主流の一つである。その理由は、太陽表面磁場構造は、多くの太陽活動の現象の起因としてのみならず、現在唯一の詳細観測ができる磁気対流の場として重要であるからと言える。しかしながら、現在でも磁気対流の理解は各現象を定量的に理解できるところまでは進んでおらず、いくつかの説明することができていない観測事実が残っている。
その一つに太陽表面の総磁磁束量がある。太陽表面の総磁束量は、基本的なパラメータの一つであると考えられ、古くから観測データから定量化されてきた。しかしながら、その値は時代により大きく変化してきた。そこで、いくつかの論文では太陽表面の磁場のかたまり(磁極と呼ぶ)のスケールとそこに含まれる磁束量が調べられた。Parnell et al.(2009)は、太陽全面観測データと磁極に含まれる磁束量は-1.85のべき分布であるという結論を得て、この依存性はこれまでの観測事実を説明する。しかしながら、その構造がどこでどうやって作られるのかは謎である。
発表では、話者の博士論文である磁極構造の自動判別*追跡を用いた磁極間相互作用頻度に関する研究を概説する。そこから得られた観測結果から、前述の疑問に答える一つの描像を提案する。さらに、話者が宇宙研で行う予定である大規模な磁場構造への対流作用の理解を目標とした研究を紹介する。
6/27(木) 17:00- 5F会議室 岡本(PD)
高分解能観測で迫る太陽彩層活動とコロナ加熱
概要： 6,000度の太陽表面に対して太陽大気コロナが 100万度にも達する高温であることは コロナ加熱問題と呼ばれ、長年太陽物理学の中心的課題となっている。 磁場の存在が重要であることは間違いないが、熱化のメカニズムについては、 小さなフレアによる直接加熱（ナノフレア説）や波動によるエネルギー伝播と散逸（波動加熱説） が理論的に示唆されてきた。いずれも観測的に捉えることが困難だったが、 太陽観測衛星「ひので」により、コロナ中の波動が磁力線の振動として観測された。 それによってここ数年、波動加熱の可能性の議論が活発化している。 また、これまで関心の薄かった彩層の活動性が「ひので」により認識され、 光球とコロナの中間領域である彩層がコロナ加熱に果たす役割が重要視されるようになってきた。 これを踏まえ、2013年6月27日（講演当日）にアメリカの衛星 IRIS（Interface Region Imaging Spectrograph）が打ち上げられ、彩層・コロナの研究は新たなステージに入る。
本講演では、これらの課題を紹介し、それに対して私自身がこれまで何をしてきたか、 現在何をしているか、そして今後 IRIS-ひのでを駆使して何をするべきかについてお話しする。 ただし、個々の研究の詳細については太陽セミナー等での発表に委ね、 ここでは若手を対象とした概論的内容を 30分程度で述べるに留める。
6/20(木) 17:00- 5F会議室 白川(本郷D)
無衝突降着円盤における磁気回転不安定性の2.5次元ハイブリッドシミュレーション
概要： 磁気回転不安定性(MRI)は磁化した差動回転円盤でおこると考えられているプラズマ不安定性で ある。この不安定性は原始惑星系円盤やブラックホール周縁の降着円盤中で乱流を駆動することで 強力な乱流粘性を生成し、円盤中での効率的な角運動量輸送に寄与していると考えられている (Balbus & Hawley, 1992)。磁気回転不安定性のシミュレーション研究は現在まで、イオンの 平均自由行程がMRIの典型成長波長に比べて十分に小さいとしたMHD近似の下で行われ、 角運動量輸送効率などが評価されてきた。 しかしながら、近年の観測で我々の銀河中心に存在するブラックホール周縁の降着円盤などでは 円盤を構成するイオンの平均自由行程が非常に長く、それゆえMHD近似の適用が妥当でない可能性が 指摘されている。無衝突な降着円盤におけるMRIの研究は2000年代に入り、状態方程式としてCGL近似を 採用し、MRIの非線形発展に伴って生成される温度異方性をイオンのピッチ角散乱で緩和するモデルが 提案され、シミュレーション研究も行われてきた(Sharma et. al.2006)。しかしながら、イオンの 運動を自己無撞着に取り入れたシミュレーションの例は少ない。 本研究ではイオンを粒子、電子を質量を無視した流体として近似して、差動回転系で運動を計算する Hybrid Codeを新たに開発した。2.5次元の計算からは、MRIの発展に伴って温度異方性が生成され つつ、チャンネル流にまで発展することを確認している。セミナーでは温度異方性がMRIの非線形発展に 及ぼす影響について議論する予定である。
6/20(木) 17:00- 5F会議室 東森(本郷D)
The relationship between turbulence and magnetic reconnction: From the viewpoint of Reynolds averaging model
概要： Magnetic reconnection is a key process to understand the magnetospheric dynamics, the solar flares, and other phenomena in various astrophysical situations. After Sweet and Parker proposed their pioneering reconnection model [Sweet,1958; Parker,1957], much attention has been paid to the problem of how to explain fast reconnection, particularly in the case of a high Reynolds number. In order to answer this question, for example, slow-mode shocks attached to the small diffusion region, Hall effects, and turbulence effects have been discussed.
In this study, we especially focus on the role of turbulence. For example, it is theoretically suggested that in strong Alfvenic turbulence, the reconnection rate does not depend on electric resistivity, but rather on the properties of turbulence [Lazarian & Vishniac,1999]. Another study investigated the effect of turbulence in large scale two-dimensional simulations and suggested that there are critical turbulent power and Reynolds number above which turbulence greatly affects reconnection [Loureiro+,2009]. Recently, another viewpoint on the relationship between turbulence and reconnection has been presented according to the theory of MHD turbulence [Yokoi & Hoshino,2011]. In that study, it is suggested that the generation of cross-helicity, W (which is the statistical quantity of turbulence), dramatically enhance the rate of reconnection.
To investigate the role of turbulence in magnetic reconnection from the viewpoint of the theory of MHD turbulence, we newly developed a Reynolds-averaged MHD simulation model. In the model, equations of time evolution for turbulent variables (such as cross-helicity and turbulent kinetic energy) are solved in addition to the ordinal MHD equations. Turbulent effects are included in Ohm's law as a turbulent electromotive term, and turbulent and mean field quantities develop with interacting each other through it. It is found that that the initial Harris current sheet develops in three ways, depending on the strength of turbulence: laminar reconnection, turbulent reconnection, and turbulent diffusion. The turbulent reconnection explosively converts the magnetic field energy into both kinetic and thermal energy of plasmas, and it is achieved by the localization of turbulent diffusion. Also, it is suggested that the cross-helicity could contribute to the localization of the turbulent diffusion. In this presentation, we introduce the Reynolds-averaged MHD model, and discuss the role of turbulence in the fast turbulent reconnection.
6/13(木) 17:00- 5F会議室 銭谷(国立天文台)
無衝突磁気リコネクションにおける磁気拡散とイオンの非線形力学
Magnetic diffusion and ion nonlinear dynamics in magnetic reconnection
概要： 　本発表では、磁気リコネクションのアウトフロージェット内部の「イオン電流層」の構造と力学を マクロ（磁気流体）・ミクロ（荷電粒子軌道論）の両面から考察する。 最初に、イオン電流層を簡単に定義した後、その磁気流体的な性質を紹介する。 これまでの多くのリコネクション研究では、磁気流体力学の概念を安易に 運動論プラズマに流用していたため、さまざまな混乱を生じていた。 本発表ではまず、本来の意味に立ち返って、これらの概念の定義と関係を整理する。 次に、イオン電流層におけるプラズマ運動論効果をプラズマ分布関数に注目して議論する。 この領域のイオン分布関数は複雑な形をしているが、ルーツの違ういくつかの成分に分けて整理することができる。 そして、各成分の性質を理解するために、電流層における荷電粒子の軌道論を解説したのち、 上記の磁気流体的性質との関連を議論する。
Magnetic reconnection is a fundamental process in many plasma systems, ranging from laboratory and solar-terrestrial environments to extreme astrophysical settings. The reconnection process is controlled by magnetic dissipation physics in a small-scale region near the reconnection point (X-line), and therefore the structure of the reconnection site is of strong interest. According to the standard picture of collisionless reconnection, the X-line is surrounded by a compact electron diffusion region and by an outer ion diffusion region. While the electron region has been extensively studied, much less is known about the ion region. In this work, we examine key aspects of the ion region in magnetic reconnection. First, we evaluate the "diffusion" of magnetic field lines, going back to the topology theorems. Unlike in the MHD, the idealness, the frozen-in, magnetic diffusion, and the energy dissiation can be all different in a kinetic plasma. We will apply these concepts to the reconnection site in two-dimensional particle-in-cell (PIC) simulations. Importantly, in the outer part of the ion region, even though the ion ideal condition is violated, the magnetic fields are frozen to plasma fluids. This raises a serious question to the widespread definition of the ion diffusion region, based on the ion nonidealness. We further examine the ion velocity distribution function in the same region. The distribution function contains multiple populations such as global Speiser ions, local Speiser ions, and trapped ions. The particle motion of the local Speiser ions in an appropriately rotated frame explains the plasma nonidealness. The trapped ions are the first demonstration of the regular orbits in Chen & Palmadesso, in self-consistent PIC simulations. They would be observational signatures in the ion current layer near reconnection sites.
6/6(木) 17:00- 5F会議室 佐藤(PD)
Spatiotemporal variations of Venus middle atmosphere revealed by Subaru/COMICS
概要： The middle atmosphere (60―100 km) of Venus plays an important role in determining its own environment. Venus is completely shrouded by a curtain of dense clouds (50―70 km) with total optical thickness of 20―40 at visible wavelengths. The upper sulfuric acid (H2SO4) clouds reflect ~76% of the incident solar radiation back to space. More than 70% of the solar energy absorbed by Venus is deposited at altitudes higher than 64 km mainly due to absorption of unknown UV absorbers mixed in the upper cloud. This horizontally and vertically unusual heating in the cloud layer excites the thermal tides, which are key process to understand the atmospheric super-rotation. In order to elucidate this mysterious atmospheric phenomenon, it is fundamental to investigate horizontal and vertical thermal structure in the middle atmosphere.
Mitsuyama et al. conducted Venus observations at three mid-infrared wavelengths (8.59, 11.24, 12.81 micron) with Subaru/COMICS, during the period og 25-29 October 2007 (UT).
The two important findings are (1) the brightness temperature at northern polar regions were synchronized with those at south polar regions at least in the three observation nights and (2) there were some streaky patterns as were seen in UV and these patterns varied from day to day.
We have reanalyzed these data and investigate what kind of atmospheric parameters are responsible for the amplitudes of these streaky patterns through radiative transfer calculations.
6/6(木) 17:00- 5F会議室 杉山(PD)
木星大気の雲対流の数値計算
概要： 木星大気雲層の平均的な温度, 凝結物, 凝結成分気体の鉛直分布は, 内部加熱 /放射冷却によって駆動される多数の雲の生成消滅が繰り返された結果として維 持されるものである. この問題に取り組むために, 我々は木星大気の複数の凝 結・化学反応による雲の生成を考慮した数値流体モデルを開発し, 雲層におけ る大気構造を調べてきた. 得られた大きな特徴は, 間欠的に強い積雲が H2O 凝 結高度から対流圏界面まで発達することである. 雲対流に伴う鉛直輸送によっ て, 平均的な凝結物分布や温度分布は従来の平衡熱力学計算の結果を元にした 3 層構造から大きく変化する. 本発表では得られた大気構造の特徴を詳述し, 雲対流の間欠性をもたらすメカニズムに関して議論する.
5/30(木) 16:00- 5F会議室 鳥海(本郷D)
数値シミュレーションと衛星観測による太陽浮上磁場・活動領域形成の研究
概要： 太陽における活動領域の形成過程について、数値シミュレーションを用いた理論解析と人工衛星を用いた観測データ解析の両面から研究を行い、特に太陽表面下の磁場構造について新たな物理的描像を得た。 黒点を含む太陽の活動領域とは、太陽表面に現れる磁場の強く集積した領域である。理論的には、活動領域は太陽表面下（対流層）の深部から磁場が浮上することで形成されると考えられており、これを浮上磁場と呼ぶ(Parker 1955)。しかし、表面下を光学的に観測することは不可能であるため、対流層中の浮上磁場の形状や運動は未解明であった。これに関し、発表者はこれまで対流層中の深さ2万kmからコロナまでという、かつて無い広い計算領域を用いた浮上磁場シミュレーションを行い、磁場の「2段階浮上」モデルという新たな物理的描像を得た。対流層を浮上する磁場は対流層上部で減速し、水平方向に板状の構造をとる。このとき、板状の磁場に押し上げられたプラズマは光球付近を水平発散流として逃げ出す。一時的に減速した磁場は再度浮上を開始し、太陽表面層を突破してコロナへ到達する。こうして活動領域が形成される。 以上の2段階浮上モデルを観測的に実証するため、2種類の衛星観測データ解析研究を行った。まず、磁束が太陽表面に出現する直前に見られる水平発散流を検証するため、太陽観測衛星SDOを用いて太陽のリム付近に発生した活動領域NOAA 11081を観測した。速度場データから磁束が太陽表面に出現する前後の流れ場を解析し、磁束出現の約100分前に、速度0.6-1.5 km/s、最大2.3 km/sの水平発散流が発生することを発見した。次に、太陽対流層上部における磁場の浮上を、日震学にもとづく手法によって検出した。音波振動の強度は磁場の存在によって減衰することが知られているため、これを観測することによって太陽対流層中にある浮上磁場の深さを知ることができる。発表者は、この事実にもとづく新たな観測手法を開発した。これは、太陽観測衛星SOHOによる活動領域形成時の速度場データを用いて磁場が太陽表面に出現する直前における表面下6層での音波振動強度を求めるという手法である。解析の結果、各深さにおいて音波振動強度の減衰が始まる時刻は表面に近いほど遅く、この減衰開始時刻を繋いだ曲線は太陽表面に磁場が出現する最大2時間前に約1 km/sの上昇を示し、なおかつ除々に減速していることがわかった。このことは、対流層上部を浮上する磁場の上昇速度が1km/s程であること、徐々に減速していることを示唆している。これらの観測結果は上述のシミュレーション結果や2段階浮上モデルと整合的である。 以上のように、発表者はこれまで未解明だった活動領域形成メカニズムのうち、浮上磁場が対流層上部・光球付近を突破するようすを大規模シミュレーションにより計算し、磁場の2段階浮上という描像を得た。さらに、独自の観測データ解析手法を開発し、2段階浮上モデルの予想する磁場の減速と水平発散流の存在を確認することで、2段階浮上理論モデルを観測的にも実証した。
5/30(木) 16:00- 5F会議室 堀田(本郷D)
太陽の全球殻計算で知る数値計算による乱流の取り扱い
概要： 太陽内部の外側の3割を占める対流層は、非常に乱流的な熱対流によって埋め尽くされている。 その乱流は太陽の自転の影響を受け、角運動量を非等方的に運ぶようになる。その結果、生成される 差動回転や子午面還流は、太陽の11年周期の物理には重要だと考えられている。 また、乱流そのものが磁場を生成する事も可能で、太陽内部の乱流を正しく理解する事は 太陽の磁場の起源・性質を知る上で重要である。
本発表は、
A. 「京」スケールの大規模システムを扱える数値計算コードの開発とそれによる世界最高解像度計算の実行
B. 太陽差動回転を再現するために、要求される乱流の取り扱い
の二つの内容で構成される。それぞれについて以下に説明する。
A.
これまでの太陽内部計算では、アネラスティック近似が用いられていたが、その近似には表面付近が解けない・高解像度化が 困難という問題点があった。本研究では、これらの困難を解決するために、「音速抑制法」という方法を採用した。 詳細は、発表にゆずるがこの方法により、京を用いて100000コアを同時に並列し、実行性能14%を達成するという 非常に効率的に計算可能な数値計算コードを開発する事ができた。このコードにより512(動径方向)x2048(緯度方向)x4096(経度方向)という 世界最高解像度の太陽熱対流計算を達成した。太陽表面で、解像度が1000 kmほどになり太陽で実際に観測可能な超粒状斑を分解する事に はじめて成功し、太陽内部の統一的な理解に重要な一歩を踏み出した。
B.
現在、太陽熱対流研究で問題になっているのが、高解像度にすると太陽と違う差動回転分布になるということである。 実際に、申請者の計算でも高解像度で太陽回転を与えると極が加速されるという、太陽と逆の差動回転分布が得られてしまう。 これは、天体現象の乱流の取り扱いについて、我々の理解が追いついていない事を表しており。この問題の解決は、太陽物理のみならず 高レイノルズ数の天体の乱流の取り扱いへの重要な提案となる。 本研究で注目したのは、分解できている乱流エネルギーの散逸である。この散逸は、実際の太陽ではほとんど効いておらず重要視されないが、 数値計算の場合は必ずしもそうではない。数値計算において、乱流エネルギーの散逸を取り扱えばいいのかを議論し、その結果 差動回転分布がどのような影響をうけるのかを議論する。
5/16(木) 17:00- 5F会議室 河村(M2)
月起源イオンに対する磁気異常の影響
概要： 月には厚い大気もグローバルな磁場も存在しないため、周囲に存在するイオンは 主に太陽風由来のものである。 一方、過去の観測から、太陽風以外にも月に由来するイオン（月起源イオン）が あることが知られており、 生成過程として太陽光による光脱離（PSD）や太陽風によるスパッタリングなど が考えられている。 現在はPSDが主過程と考えられているが、太陽風によるスパッタリングとの定量 的な比較はなされていない。 そこで、本研究では太陽風スパッタリングによる生成量とPSDによる生成量の定 量的な比較を目的とし、 月表面に局所的に存在する強い磁場（磁気異常）領域上空の「かぐや」衛星の観 測データから太陽風と太陽光の影響を区別できないか検証した。 その結果、磁気異常領域では、太陽風が磁気異常に妨げられて月面に届かないた め太陽風によるスパッタリングが起こらないこと、 及びPSDにより生成されたイオンは磁場にトラップされることなく上空まで輸送 されることがわかった。 したがって、磁気異常領域の観測から、PSDと太陽風スパッタリングを区別し両 者を定量的に比較することが可能になると考えられる。
5/16(木) 17:00- 5F会議室 清水(M2)
磁気リコネクションの減衰・持続過程にoutflowイオンが与える影響
概要： 磁気リコネクションは、磁力線の繋ぎかわりに伴って磁気エネルギーが プラズマ粒子のエネルギーに爆発的に変換される現象である。特に地球磁気圏尾部のような非対称磁場中の磁気リコネクションでは、一方のoutflowが他方の outflowに比べて磁場の壁に阻まれることによって、X-lineが尾部方向にゆっくりと移動することが知られている（X-line retreat ）。近年の数値シミュレーションによって、このretreat がリコネクションの持続に寄与していると明らかになった。しかし、その持続機構についてはまだよく知られていない。他方、磁気リコネクションの減衰過程についてもまだよく知られていない現状がある。そこで我々は、 Particle-in-cell 法を用いて、磁気リコネクションの減衰過程と持続過程について周期モデルと非対称磁場モデルを用いて解析した。周期モデルの下、複数の異なる大きさのボックスサイズでイオン outflow構造を比較した結果、減衰直前ではoutflow先端が繋ぎかわった磁力線の壁に阻害されていることが分かった。一方、非対称磁場モデルにおける retreat時では、X-lineが壁から遠ざかることによって、イオンoutflow の先端の阻害が緩和されていると分かった。これらの結果は、磁気リコネクションの減衰や持続は、いずれもイオンoutflow 先端の阻害が関与していることを示している。
5/16(木) 17:00- 5F会議室 大山(M2)
磁場のソレノイダル条件を満たす高精度ＭＨＤシミュレーションコードを用いた磁気リコネクション関連問題の検証
概要： 大規模系における非定常３次元リコネクションを理解するためには，非定常な圧縮 性ＭＨＤ乱流の様相を正しく捉えた上で，詳しく解析するというアプローチがある． そのためには，高精度ＭＨＤコードでＭＨＤ乱流を再現し，且つその中で動的に発展 するＸポイントの振る舞いも再現する必要がある．これまでの研究では，ＭＨＤ近似 において一様な電気抵抗を仮定すると高速磁気リコネクションは再現できないとされ， 高速リコネクションのためには少なくともホールＭＨＤ近似を用いる必要があるとさ れた．
本研究では，高精度のＭＨＤシミュレーションコードによって高速磁気リコネクショ ンを再現し，またＸポイントの動的な振る舞いを再現する課題にも挑戦した．ここで 用いるＭＨＤコードは，物理的に散逸効果が生じるところのみに散逸を効かせ，それ 以外の場所では高精度の理想ＭＨＤダイナミクスを実施するものである． 結果は以下の通りである．
（１）ＧＥＭ磁気リコネクションチャレンジ問題では，高速磁気リコネクションの発 生を確認した．
（２）３つのＸポイントが並んでいるケースでは，それぞれでの磁気リコネクション がしばらく継続した後，真ん中のＸポイントでは逆向きの磁気リコネクションが進み， 二つの磁気島は合体して一つになる．その後，両端にあるＸポイントは相互作用を起 こし，磁気島の成長に伴いより外側にスライドする様子が得られる．
これらはいずれも粒子計算で見られたもので，高精度ＭＨＤコードが当初の課題をク リアしたことを示す．但し，Ｘポイントの動的な振る舞いに関しては，今後とも検証 例を増やす必要がある．
宇宙プラズマダイナミクスを記述する究極の体系のひとつとして，運動論的効果を取 り込んだ高精度ＭＨＤコードということが考えられる．今回の結果は，その開発に向 けての第一歩であるとも言える．
5/9(木) 17:00- 5F会議室 竹島(M2)
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。enegy-time dispersionは上空で加速された電子の速いものは先に、遅いものは後から観測される時間的分散構造を持ったデータで、エネルギーをlogスケールで見ると下に凸の形の分布がよく確認される。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とエネルギーにより加速高度が異な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、上に凸の形の分布が確認された。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が、energy-time dispersionの形状が異なっていることについてはIAWモデルにおける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。
5/2(木) 17:00- 5F会議室 今村(M1)
自己紹介を兼ねた卒研紹介
概要： 銀河の中には、中心部の狭い領域から莫大なエネルギーを放射している活動銀河 核（AGN ; Active Galactic Nuclei）を持つものがあり、その中心にはブラック ホール（BH）が存在すると考えられている。AGNに分類される1型セイファート銀 河のX線スペク トル中には鉄輝線が観測される。この鉄輝線の形状は、放射され た場所の運動状態や中心BHの重力の影響を受けて歪むため、形状を解析すること で、その起源を調べることができる。発表者は1年間、「すざく」衛星によって 観測されたFairall 9と呼ばれる1型セイファート銀河のX線スペクトルを用い て、鉄輝線の起源の研究を行った。本発表では、自身の紹介と合わせてその研究 内容について紹介する。
5/2(木) 17:00- 5F会議室 寺本(PD)
衛星、SuperDARNレーダー、地上磁場観測を用いた内部磁気圏Pi2地磁気脈動の研究
Pi2 pulsations in the inner magnetosphere using data obtained by satellites,SuperDARN radars, and ground stations.
概要： サブストームオンセット時に磁場に観測される現象の一つに、Pi2地磁気脈動がある。Pi2地磁気脈動は真夜中前付近を中心に低緯度から高緯度まで観測される。中低緯度Pi2地磁気脈動の発生機構は、プラズマ圏の空洞共鳴、プラズマポーズによる表面波、磁気圏尾部からの高速プラズマ流による強制振動などが挙げられる。 発表者はこれまで、DE-1衛星、AMPTE/CCE衛星、Cluster衛星、THEMIS衛星の内部磁気圏観測データや、SuperDARNレーダーによる電離圏電場の観測データを用いて、Pi2地磁気脈動の研究を行ってきた。本発表ではこれらの解析結果を報告し、発生機構に関して議論する。
One of the geomagnetic signatures relating of onset is a Pi2 pulsation. Pi2 pulsations on the ground are most frequently observed in the premidnight sector. Possible generation mechanisms of mid- and low-latitude Pi2 pulsations are cavity mode resonance, surface wave mode at the plasmapause, or directly-BBF-driven waves. We examine the mode structure of inner Pi2 pulsations using data observed by the DE-1, the AMPTE/CCE, the Cluster, or the THEMIS satellites, or the SuperDARN radars. Possible mechanisms of mid- and low-latitude Pi2 pulsations will be discussed.





最終更新日 2014.03.03 <編集: 北川>