2014年度 太陽系科学研究系 STPセミナー
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■場所 ：A棟5F会議室 (変更の場合は赤字)
■時間 ：毎週火曜 16:00-18:00 (変更の場合は赤字)
■連絡先 ：藤本研D1 清水 健矢(k.shimizu [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) |
|---|---|
| 4/22(火) 16:00- 6F 会議室 | 中村先生(教授) |
| 5/13(火) 16:00- 5F 会議室 | 小川(M1),加藤(M1),加納(M1) |
| 5/20(火) 16:00- 5F 会議室 | |
| 5/27(火) 16:00- 5F 会議室 | 寺本(PD),佐藤(PD) |
| 6/3(火) 16:00- 5F 会議室 | 清水(准教授),飯田(PD) |
| 6/10(火) 16:00- 5F 会議室 | Robert(PD),杉山(PD) |
| 6/17(火) 16:00- 5F 会議室 | 横田(助教),大場(M2) |
| 6/24(火) 16:00- 5F 会議室 | 今村(准教授),金尾(OD) |
| 7/1(火) 16:00- 5F 会議室 | 篠原(准教授),Lee Yeon Joo(PD) |
| 7/8(火) 16:00- 5F 会議室 | |
| 7/15(火) 16:00- 5F 会議室 | 齋藤(准教授),河合(PD) |
| 7/22(火) 16:00- 5F 会議室 | 佐藤(教授),西野(STEL) |
| 7/29(火) | AOGSのためお休み |
| 9/9(火) 16:00- 5F 会議室 | 今村(M2),長谷川(助教) |
| 9/16(火) 16:00- 5F 会議室 | 岡本(PD), |
| 9/23(火) | 祝日 |
| 9/30(火) 16:00- 5F 会議室 | 早川(教授),阿部(准教授) |
| 10/7(火) 17:00- 5F 会議室 | 村上(PD),山崎(助教) |
| 10/14(火) 17:00- 5F 会議室 | 松岡(准教授) |
| 10/23(木) 17:00- 6F 会議室 | SGEPSS発表練習 今村(M2) |
| 10/27(月) 16:00- 5F 会議室 | 博論提出前発表 東森(D4),齋藤(D3) |
| 11/4(火) | お休み |
| 11/11(火) | 振り替え->11/20 |
| 11/20(木) 17:00- 5F 会議室 | 修論提出前発表 今村(M2) |
| 11/21(金) 17:00- 5F 会議室 | 修論提出前発表 大場(M2) |
| 11/25(火) | お休み |
| 12/2(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論提出前発表 伊東(M2) |
| 12/10(水) 17:00- 6F 会議室 | 修論提出前発表 |
| 12/16(火) | AGUのためお休み |
| 12/22(月) 17:00- 5F 会議室 | 修論提出前発表 |
| 1/13(火) 17:00- 5F 会議室 | 大石(M1),小川(M1),加藤(M1) |
| 1/16(金) 17:00- 6F 会議室 | 修論提出前発表 桑原(M2) |
| 1/20(火) 17:00- 5F 会議室 | 加納(M1),川畑(M1) |
| 1/30(金) 17:00- 6F 会議室 | 今村(M2),大場(M2) |
| 2/3(火) 17:00- 5F 会議室 | 吉岡(PD),Lee(PD) |
| 2/10(火) 17:00- 5F 会議室 | 木村(PD) |
| 2/17(火) 17:00- 6F 会議室 | 野村(PD), |
| 2/24(火) 17:00- 5F 会議室 | 安藤(PD),榎本(D1) |
| 3/24(火) 17:00- 6F 会議室 | 清水(D1) |
発表の概要
| 開催日時・場所 | 発表者 (所属・身分) |
|---|---|
| 3/24(火) 17:00- 6F会議室 | 清水(D1) |
| イオン慣性長より分厚い電流層における圧縮の効果 | |
| 概要： 磁気リコネクションは、磁力線が繋ぎ変わることにより磁場のエネルギーを爆発的に解放しプラズマのエネルギーに変換する過程であり、地球磁気圏での磁場とプラズマの循環や太陽フレア等において重要な役割を担っている。地球磁気圏尾部での人工衛星観測から、イオン慣性長の10倍以上の厚みを持つ初期電流層が、磁気リコネクション励起時にはイオン慣性長と同程度にまで薄くなることが知られている。線形解析によれば、磁気リコネクションの励起に関連するティアリング不安定性の成長率は、電流層幅が厚くなると急激に低下する一方で、電流層内プラズマの温度非等方性が強くなると上昇する。電流層幅の変化には、太陽風起源の朝夕電場による電流層圧縮や、低域混成ドリフト不安定などの関与が指摘される。しかし、初期にイオン慣性長よりも分厚い電流層における磁気リコネクションの励起過程についての理解は不十分である。 本発表では、一次元PICコードを用いて、様々な初期パラメータにおけるハリス型の電流層を、朝夕電場でローブ領域の磁場強度を増加させることにより圧縮し、圧縮前後の電流層内の変化を調べた結果を報告する。この結果はティアリング不安定性や低域混成ドリフト不安定性を含む二次元電流層の圧縮過程の理解に役立つ。 | |
| 2/24(火) 17:00- 5F会議室 | 安藤(PD) |
| GCMを用いた金星極域の大気構造に関する理論的研究 | |
| 概要： 地球の極域は他の緯度帯に比べて低温であり、また強い西風のジェットで囲まれている。一方、金星の極域は高温であり、cold collarと呼ばれる冷たい大気の流れを持つ局所的な緯度帯により囲まれている。この金星特有の構造は、これまでPioneer VenusやVenus Expressといった昨今の金星探査ミッションにより確認されているが、これがどのようにして生成・維持されているのか明らかにした理論的研究はない。 本研究では、AFESと呼ばれるGCMを用いて金星大気の運動を再現し、特に極域に着目して考察を行った。その結果、GCMで再現された極域の構造は観測で見られるそれと定性的に良く整合しており、熱潮汐波に伴う残差子午面循環が金星極域の構造の生成に寄与していることを見出した。 | |
| 2/24(火) 17:00- 5F会議室 | 榎本(D1) |
| Infrared imaging-polarimetric observations of Venus with NIIHAMA and SOLAR-C on Haleakala | |
| 概要： To best utilize the polarization data from Venus, as a useful tool to study its atmosphere and aerosols, one needs to cover enough either a range of phase angles or spectra by observations. While most of previous studies were based on "phase curves" in a few visible wavelengths, we are motivated to perform multi-wavelength polarimetry in the infrared at a few selected phase angles. To acquire infrared imaging-polarimetric data of Venus, preparative works were done at the Institute for Astronomy (IfA), University of Hawaii, Maui, with the support of SOKENDAI. From recent our visible-wavelength observations (2012 - 2014) using HOPS (Hida Optical Polarimetry System), we found that the optical thickness of polar hazes of Venus are now in thinning phase. Since polarization is dominated by the main cloud, it is difficult to significantly derive the optical thickness of decreasing hazes without affected by the errors due to an assumption that main cloud parameters are same as Hansen and Hovenier (1974). Additionally because the previous observations take long time to obtain polarization data varying with phase angle changes of Venus, it is a problem that variation of polarization can contain its temporal variations. Considering the polarization of infrared light scattered by H2SO4 droplets with radius of 1.05 microns, standard Venusian cloud model (Esposito, 1980), the sign of polarization shall vary from negative to positive at middle phase angle range, between 60 and 80 deg. At this phase angle range, polarization degrees caused by single scattering vary like J: negative, H: neutral, K: positive (astronomical bands, central wavelength (microns) ~ J:1.25, H:1.65, K:2.2). Actually according to test calculations taking into account multiple scattering, disk-averaged polarization degree at phase angle 80 deg. J: -3%, H:-0.5% K: +2% are expected. In case that observed signs of polarization are different from that of expected, parameters such as radius of cloud particle can be different from standard cloud model. For example if main cloud particles are larger (~1.5 microns), these signs can vary like J: negative, H: negative, K: neutral. Inversely if the particles are smaller (~0.6 microns) J: neutral, H: positive, K: positive. From combination of these signs, we can know microphysical properties of the clouds with single observation run. Because especially phase angle around 80 deg. is near greatest elongation, which means that observation is much easier compared with other phase angles, we are planing to perform observations at that time. To realize our idea, preparative works, optical design of SOLAR-C telescope with a polarizer (Savart plate) inserted into the optical system and test observations, were done from September through December 2014, and in February 2015 at IfA. The test observations were carried out by using NIIHAMA camera attached to SOLAR-C, off-axis gregorian telescope of diameter 45cm, at the top of Haleakala altitude about 3000m. The Savart plate separates the light into two beams whose vibrating plane is orthogonal each other. We could verify that the separation distance is about 200 pixels on images (pixel scale ~ 0.45 arcsec./pixel) by the observations. For precise measurements of polarization degrees, calibration of polarization generated by primary mirror of SOLAR-C is future work. | |
| 2/17(火) 17:00- 6F会議室 | 野村(PD) |
| 地球内部磁気圏におけるElectromagnetic ion cyclotron波動の衛星・地上を用いた包括的な観測 | |
| 概要： Electromagnetic ion cyclotron (EMIC) 波動は，地球内部磁気圏におけるプラズマ粒子消失に重要な役割を果たす． 2016年打ち上げ予定の内部磁気圏探査衛星ERGに先立ち，Van Allen Probes (NASA)の観測からEMIC波動の粒子消失への寄与が明らかにされつつある． 今回の発表では，プラズマ粒子消失について衛星と地上を組み合わせた包括的な観測・解析を紹介する． | |
| 2/10(火) 17:00- 5F会議室 | 木村(PD) |
| Dynamics of Jupiter's relativistic auroral accelerationinvestigated by multi-wavelength plasma remote sensing with spacetelescopes | |
| 概要： From January to April 2014, two observing campaigns by multi-wavelength remote sensing from X-ray to radio emission were performed to uncover Jupiter’s plasma dynamics using space telescopes and ground-based facilities. These campaigns were triggered by the new Hisaki spacecraft launched in September 2013, which is an extremely ultraviolet (EUV) space telescope of JAXA designed for planetary observations. The second campaign in April was performed by Chandra X-ray Observatory (CXO), XMM newton, and Suzaku simultaneously with Hisaki. Relativistic auroral accelerations in the polar region were measured by the X-ray space telescopes coordinated with the EUV monitoring of aurora and plasma torus. While the EUV auroral activities are correlated with the magnetospheric compression by the solar wind, the X-ray auroral activities are rather correlated with the solar wind velocity. The source location of the polar X-ray aurora is found to be magnetically connected with the dusk flank in the outermost region of the magnetosphere or opened to the interplanetary space. These results are suggestive of the association with the magnetopause reconnection or Kelvin-Helmholtz instability in the outermost magnetosphere which play roles as the driving mechanisms of the relativistic auroral accelerations. | |
| 2/3(火) 17:00- 5F会議室 | 吉岡(PD) |
| 「ひさき」による太陽系惑星の極端紫外光観測 | |
| 概要： 「ひさき」は2013年12月以来、水星・金星・火星・木星・土星などの太陽系惑星 を分光観測してきた。そもそも極端紫外（波長52-148 nm）という「ひさき」の 波長域は、これまであまり多くの観測例があるわけではなく、データ自体に新規 性がある。今回の発表では、それぞれの惑星の極端紫外スペクトルデータを紹介 しつつ、特に木星（イオプラズマトーラス）のデータ解析について詳しく議論す る。 | |
| 2/3(火) 17:00- 5F会議室 | Lee(PD) |
| Photospheric Abundances of Polar Jets on the Sun Observed by Hinode | |
| 概要： With X-ray observations, we can detect many jets in the Sun's polar region. The plasma ejected along the jets could, in principle, contribute mass to the solar wind and ift has been suggested that the polar jets could be a fast solar wind source. For searching the solar wind source region, the abundance of solar structures is one of the important parameter. From in-situ measurements in the magnetosphere, it has been found that the fast solar wind has photospheric abundances while the slow solar wind has coronal abundances. Therefore, we investigated the abundances of polar jets to determine whether they are the same as that of the fast solar wind. For this study, we selected 26 jets in the polar region observed by Hinode/EIS and XRT simultaneously on 2007 November 1-3. We calculated relative abundances of the jets using the First Ionization Potential (FIP) bias factor from the ratio of the intensity between high (S) and low (Si, Fe) FIP elements using the EIS spectra. The values of the FIP bias factors for the polar jets are around 0.9 $\sim$ 1.6, which indicates that they have photospheric abundances similar to the fast solar wind. The results are consistent with the reconnection jet model where photospheric plasma emerges and is rapidly ejected into the fast wind. | |
| 1/30(金) 17:00- 6F会議室 | 今村(M2) |
| 人工飛翔体搭載用 熱的・超熱的イオン分析器の開発 | |
| 概要： 過去の衛星観測によって地球電離圏イオンが磁気圏に流出していることが知られている．電離圏イオンは典型的に0.1 [eV]程度の熱的なエネルギーを持つが，磁気圏ではそれを超える1 ? 10 [eV]程度のエネルギーで観測されており，この間の加速過程については未だ十分に理解されていない．例えば，磁力線に沿った圧力勾配によってプラズマが流出することを考えると電離圏のH+やHe+といった軽い粒子は流出が可能だが，実際の観測では磁気圏中にO+のような重イオンが観測されている．この加速過程の理解のためには，粒子計測器によってイオン種ごとのエネルギーの変遷を直接観測することが有効である．しかし地球磁気圏では衛星が帯電する場合が多く，正に帯電した場合には0.1 ? 10 [eV]の低エネルギーイオンは観測器に到達できないという問題がある．そのため，このエネルギーレンジでの観測例は少ない．そこで衛星電位の問題に対する解決策として衛星から伸ばしたブームの先端に観測器をつけ，積極的に観測器筐体電位を制御することを考えた． 本研究では，観測器をブーム先端に取り付けることを念頭に小型軽量化を重視した熱的・超熱的イオン分析器の開発を行った．本観測器は静電分析部とTOF（Time of Flight）型質量分析部によって構成されており，静電分析部からエネルギー・電荷比を，質量分析部から速度を，またこれらからイオンの質量・電荷比を算出できる．この構成は従来までのkeV帯プラズマ粒子を対象とした観測器で用いられているが，これらの観測器で0.1 [eV]の粒子を計測する場合, 極板に印加する電圧が数10 [mV]程度と低くなってしまう．しかし, このような低電圧を観測器極板に安定的に印加することは簡単ではない. このため, 本観測器では極板間距離を広げることで高い印加電圧を使用可能にすることとした．そして, 計算機シミュレーションを用いて静電分析器の詳細な設計を行い，直径10 [cm]程度の比較的小型な観測器形状を得ることに成功した, 本観測器では静電分析部の極板印加電圧を200 [mV]に設定することで0.1 [eV]のイオンを測定でき，エネルギー分解能30.6 [％]，角度分解能30 [deg]，感度 2.19×10-3 [cm2 sr eV/eV/30 deg]程度を達成している． 質量分析部では, 質量分析部の入口に設置されたカーボンフォイルをイオンが通過する際に発生する二次電子を検出器に導き, タイミング信号として用いるほか, イオンの飛来方向の同定にも用いることとした．質量分析部においても計算機シミュレーションによって設計を行い, H+，He+，He2+，O+イオンの弁別が可能であること, また, イオンの到来方向弁別が可能であることを確認した． 低エネルギーイオンの速度は衛星速度と同じオーダーであり, 観測時には衛星速度，衛星電位の影響が無視できない. このため, 衛星速度, 衛星電位を考慮し, 極域磁気圏を例に本観測器によって有意な観測が可能な領域の密度を見積もった．また，外部ノイズとなる紫外線のカウントレートも数値計算から見積もり，本観測器が十分な紫外線除去性能を持つことを確認した． | |
| 1/30(金) 17:00- 6F会議室 | 大場(M2) |
| Dynamics of convective structures at the solar phototsphere | |
| 概要： 太陽光球では、明るい粒状の模様が見られる。この模様は粒状斑と呼ばれ、そ の周囲は粒状斑間隙と呼ばれる暗い溝によって囲まれている。この構造は、対流 運動により形成されている。光球では対流運動が支配的であり、粒状斑構造は上 空コロナの加熱や表面磁場ダイナミクスの理解において重要である。対流運動の 描像として、「内部から上昇した熱いガスが粒状斑を形成し、表面で放射冷却さ れることで再度沈み込む」と考えられている。しかし、観測結果から、2次元水 平方向の粒状斑構造について理解は進んでいるものの、示唆されているような粒 状斑のダイナミクスは捉えられていない。観測データを解析する上で、 1) 対流運動には高さ構造が重要であると考えられているが、観測から高さ情 報を得ることは難しい 2) 太陽表面の速度場には、対流運動の他に5分振動と呼ばれる固有振動成分が 存在し、分離する必要がある といった困難がある。我々は、太陽観測衛星「ひので」の可視光望遠鏡/スペク トロポラリメータ(SOT/SP) のスペクトルデータに、比較的新しい手法である吸 収線輪郭の解析を行うことで、これらの問題の解決から対流ダイナミクスの理解 を目指した。 本解析では、吸収線輪郭の解析によりドップラー速度場の高さ構造を求めた (手法の詳細については発表中に紹介する)。さらに、その速度場のk ? ω ダイ アグラムから、5分振動成分と対流運動成分に分離した。本発表では、解析に よって得られた新しい対流構造のうち、粒状斑と粒状斑間隙の構造について主に 報告する。粒状斑では高さに沿って上昇速度が減少する傾向が現れ、光球が対流 安定層であることに一致する結果となった。一方、粒状斑間隙で発生している下 降流は、深さとともに加速する傾向が見られた。これらの結果から、光球につい て、大部分を占める粒状斑では対流安定層であるが、粒状斑間隙では対流不安定 層であることを示唆していた。 | |
| 1/20(火) 17:00- 5F会議室 | 加納(M1) |
| ひので-IRIS共同観測で探る黒点ライトブリッジにおける水平磁場出現に伴う活動性 | |
| 概要： 太陽黒点の典型的な構造のひとつに、ライトブリッジがある。ライトブリッジとは黒点の暗部を裂くように出現する明るい割れ目のような構造であり、そこではしばしば周囲の磁場に比べて大きく傾いた、太陽表面に対して水平な磁場が出現することが報告されている。また、その水平磁場は彩層ジェット(Shimizu et al. 2009)や超音速流の駆動(Louis et al. 2008)といった様々な活動性を引き起こすことが知られており、ライトブリッジの詳細な観測は、光球面の磁場とそれが引き起こす活動性の相互理解のために重要であると考えられている。 だが、これまでの研究では数時間間隔のデータでしか時間発展について議論できておらず、水平磁場がまさに出現している現場を数分間隔で追った研究というのは行われていなかった。また、今までは観測波長が可視光に限られており、紫外線領域で観測できる高温プラズマとの対応関係については、ほとんど理解されていなかった。 そこで今回我々はひので衛星による可視光領域の偏光分光データとIRIS衛星による紫外線領域の分光データを用い、黒点ライトブリッジに水平磁場がまさに出現している現場を数分スケールで追いながら解析した。その結果、(1)ライトブリッジで見られる水平磁場は太陽内部からの磁場の浮上で形成されること、(2)水平磁場の出現に伴い少なくとも8万ケルビン程度の高温プラズマが生成されること、(3)水平磁場に沿ってプラズマが加速しながら運動して最終的には超音速流となることを、時間発展を追いながら新たに示すことに成功した。 本講演ではこれらの結果を導いたデータを示しつつ、どのようなメカニズムで水平磁場がこれらの活動性を生み出しているのかを詳細に議論する。 | |
| 1/20(火) 17:00- 5F会議室 | 川畑(M1) |
| X型磁場構造におけるホモロガスフレア | |
| 概要： 太陽フレアは数分から数時間のタイムスケールで様々な波長を増光させる爆発現象である。フレアの「標準」モデルの一つ、いわゆるCSHKPモデルによると太陽コロナ中の磁気リコネクションによる上下のアウトフローで、磁気ループが加熱されカスプ型の構造と足元にフレアリボンが観測される。しかしCSHKPモデルですべてのフレアを説明できている訳ではない。その一つとして今回議論するのがホモロガスフレアである。ホモロガスフレアとは数時間から数日の間隔、同じ領域、同じトポロジーで起こるフレアである。一度のエネルギー解放後にどのようにして同じトポロジーのフレアが起こるかを解明することは、フレアのエネルギー蓄積過程、トリガを理解する上で非常に重要である。 解析対象は2014年2月に複数回のMクラスフレアを起こしたNOAA AR11967である。そのうちの2つのホモロガスなMクラスフレアの多波長解析の結果を紹介する。解析には太陽観測衛星「ひので」と「SDO」のデータを用いた。「ひので」の可視光望遠鏡(SOT)の偏光分光データからは光球磁場分布とドップラー速度を得た。また「ひので」のX線望遠鏡(XRT)の軟X線データ及び「SDO」の極端紫外線データから上空のフレアプラズマ分布を、「SDO」の紫外線のデータからフレアリボンの構造を得た。以上のデータを用いてフレア発生時の3次元磁場構造を推定した。発生したフレアからはCSHKPモデルで言われるようなカスプ型構造は見られずフレアリボンも複雑な構造をしている。足元の磁場分布は、四重極になっており正極と負極がX型で交差している。また四重極の磁極の一つが光球面のガス流に伴い移動する様子も確認でき、紫外線のデータから確認できるフレアリボンからもこの流れがフレアのトリガと関係していることが推測される。 | |
| 1/16(金) 17:00- 6F会議室 | 桑原(M2) |
| 地球外気圏に関する観測的研究 | |
| 概要： 外気圏とは地球の大気層の最も外側の領域であり、主な構成原子は水素やヘリウ ムである。それらの原子が太陽光により共鳴散乱し、地球全体を包む紫外グロー を形成する。これをジオコロナと呼ぶ。 これまでのジオコロナの観測は地球周回衛星によるものが主である。最近では、 3~8REの領域で水素Lyman-αの発光量が磁気嵐発生中に6~17%増加するという現象 が確認された。しかし、この増加のメカニズムは未だ解明されていない。 2013年9月にイプシロンロケットにより打ち上げられたHISAKI/EXCEEDで地球周回 軌道からジオコロナの観測が行われている。2014年2月に大規模な磁気嵐が確認 されており、その間Lyman-αの増光が観測された。 本研究では、HISAKI/EXCEEDによる観測結果をもとに、磁気嵐発生時におけるジ オコロナの水素Lyman-αの増光メカニズムを探る。 また、2014年12月に打ち上げられた超小型深宇宙探査機PROCYONに搭載されてい るジオコロナ撮像装置LAICAの開発を行った。LAICAは月以遠に達する軌道から広 い観測視野(25RE以上)でジオコロナの撮像を行うことができる。 ここでは、これまで行ってきた地上試験の結果と、1月9日に得られた初期観測結 果についても報告する。 | |
| 1/13(火) 17:00- 5F会議室 | 大石(M1) |
| 年代計測装置CHRONICLE TOFMSの開発 | |
| 概要： 過去の探査から火星には温暖湿潤な環境が存在しており、現在の寒冷乾燥な環境に遷移したと考えられている。NASAの火星探査ローバーCuriosityでK-Ar法により年代が求められたが、堆積岩であり、気候変動期の関係は明らかではない。そこで、探査ローバーにLIBS(レーザー誘起絶縁破壊分光分析装置)とTOFMS(飛行時間型質量分析計)から成る装置を搭載し、その場でK-Ar年代測定を行い火星の温暖湿潤気候が寒冷乾燥気候に遷移した時期を特定すること検証している。本研究では小型のTOFMSの開発を進めている。リフレクトロン型のTOFMSを最適化し、初期位置と初期エネルギーのばらつきを抑え、シミュレーション上でAr計測に必要な質量分解能を得た。本発表では年代計測システム、TOFMSの設計手法、シミュレーション結果について報告する。 | |
| 1/13(火) 17:00- 5F会議室 | 小川(M1) |
| 高精度MHD計算を用いた高速磁気リコネクションの研究 | |
| 概要： 磁気リコネクションとは反平行な磁力線が繋ぎ変わることで磁場のエネルギーを爆発的に解放する現象である。この現象は太陽フレアでの粒子加速や磁気圏内の大規模な対流などを駆動する重要な物理過程である。磁気リコネクションの研究の有用な手法には計算機シミュレーションがあるが、その中でもMHDシミュレーションはマクロなスケールの物理現象の再現に適した手法である。しかし磁気リコネクションはミクロな物理現象の影響で励起するために高速磁気リコネクションをMHDで再現することは難しいと言われている。そこで本研究ではS.Kawai[2013]により提案された、新たな高精度MHDスキームを用いて高速磁気リコネクションの再現を試みた．その結果，過去のMHDシミュレーションに比べ高いリコネクションレートを示す結果となった．また，計算領域の格子点数を変更し，格子間隔が細かい計算と，粗い計算を比較すると，リコネクションレートが頭打ちになる格子間隔の存在を示唆する結果となった．本発表では，これらの再現結果を報告する． | |
| 1/13(火) 17:00- 5F会議室 | 加藤(M1) |
| 月磁気異常が及ぼす太陽風粒子He++への影響 | |
| 概要： 月にはグローバルな固有磁場も厚い大気も存在しないため、月表面に太陽風が直接衝突することができる。しかし、月には局所的な磁気異常が存在し、その上空では太陽風の直接的な侵入を妨げている。磁気異常によって太陽風が反射され、そのとき観測されるイオンのフラックスは太陽風の10%を超える強度を持つ。また、このときのイオンは月面と衝突しないためエネルギーを失うこともなく、さらに太陽風とほぼ同じエネルギーを持ったイオンが観測される。 太陽風イオンの主成分はH+,次いでHe++である。しかし、磁気異常上空において観測されるイオンはそのほとんどがH+であり、He++については明確には未だ検出されていない。 本研究では、「かぐや」衛星搭載プラズマ粒子観測器MAP-PACE-IMAの観測データを用いて、磁気異常上空におけるHe++の存在を議論した。IMAが質量スペクトル取得モードで動作している期間において、磁気異常上空でHe++の存在が確認される例が見つかった。その時のH+とHe++の振る舞いを見比べてみると、H+に比べHe++は大きくエネルギーを失っていることがわかった。さらに観測データが太陽風中から磁気異常上空へと変化したときの、H+及びHe++フラックスを比較した。その結果、H+のフラックス強度減少に比べ、He++は大きく減少していることも分かった。今回はこれらの例を紹介し、そのメカニズムの議論の現在までの途中経過を報告する。また、本研究では「磁気異常上空にHe++が存在する」と判断する信頼性の追求が重要である。そのため、本研究で使用したノイズ処理の校正法、および現在制作中の更なる校正法についても紹介する。 | |
| 12/22(月) 17:00- 5F会議室 | |
| ひさき/EXCEEDの極端紫外分光観測による金星大気流出量に関する研究 | |
| 概要： 地球には固有磁場があり、十分に大気があるため、生命が存在する。地球型惑星 である金星・火星の固有磁場は非常に小さいため、太陽風によって大気は宇宙空 間へ散逸していると考えられる。よって、これらの惑星の大気環境は地球と大き く異なる。それらの地球型惑星の環境や異なる進化過程を特徴付けることは惑星 科学にとって非常に重要なことである。宇宙空間へ散逸する電離大気は反太陽方 向に尾を引き、その様子は共鳴散乱によって発光するため、撮像観測をすること ができる。その結果、地球型惑星からの大気散逸の量を推定することができれば、 これまでの散逸の総量を知ることが可能となる。 2013年秋に、イプシロンロケットにより打ち上げられた惑星分光観測衛星SPRINT -A(ひさき)に搭載された極端紫外線(EUV)分光装置EXCEEDは地球周回軌道から惑 星を観測しており、惑星と尾部を視野内に収めることができる。また、EXCEEDの 時間分解能は1分である。そのため、惑星昼間側での大気の電離や太陽風との相 互作用の結果生じる、夜側での大気の散逸の様子を同時かつ高時間分解能で知る ことができる。これまでの光学観測では、散逸大気から発せられる光量もわずか であるため、有意な情報は得られていない。 本研究では、ひさき/EXCEEDが金星を観測した期間のデータを解析することで、 散逸大気からの微弱な光の検出を試みる。 | |
| 12/22(月) 17:00- 5F会議室 | |
| HISAKI/EXCEEDによる磁気嵐中・ジオコロナのLyman-αの観測 | |
| 概要： 外気圏とは地球の大気層の最も外側の領域であり、主な構成原子は水素やヘリウ ムである。それらの原子が太陽光により共鳴散乱し、地球全体を包む紫外グロー を形成する。これをジオコロナと呼ぶ。 これまでのジオコロナの観測は地球周回衛星によるものが主である。最近では、 3~8REの領域で水素Lyman-αの発光量が磁気嵐発生中に6~17%増加するという現象 が確認された。しかし、この増加のメカニズムは未だ解明されていない。 2013年9月にイプシロンロケットにより打ち上げられたHISAKI/EXCEEDで地球周回 軌道からジオコロナの観測が行われている。2014年2月に大規模な磁気嵐が確認 されており、その間Lyman-αの増光が観測された。 本研究では、HISAKI/EXCEEDによる観測結果をもとに、磁気嵐発生時におけるジ オコロナの水素Lyman-αの増光メカニズムを探る。 | |
| 12/2(火) 17:00- 5F会議室 | 伊東(M2) |
| N体計算によるダスト間静電相互作用の調査 | |
| 概要： ダストプラズマとは、通常電子やイオンに加え、帯電した重いダスト粒子からなる プラズマとして知られており、宇宙に普遍的に存在しているとされている。さらに、 実験室でもダスト粒子が格子を作ることは良く知られている。通常プラズマ中のダス ト粒子は負に帯電するため、ダスト粒子同士には電磁気的な斥力が存在すると考えら れるが、その相互作用は背景のプラズマの応答のため極めて複雑で、引力も含め様々 な相互作用が提案されている(e.g. Shukla and Eliasson, [2009])。これらの相互作 用はダストプラズマの集積や結晶化において重要な役割を果たしているものと考えら れている。 これら提案されている引力のひとつに、Debye球の重なりによる引力がある。Resen des et al. [1998]は、二つのダスト間のポテンシャルはLennard-Jones型のポテン シャルで書け、さらにHou et al. [2009]はこの引力が強い集積や結晶化の効果をも つことを示したが、この引力の導出には非自明な仮定があり、これを否定する研究も あるというのも事実である。 我々は最低限の近似のみを用いたN体計算によってこの引力の検証を行った結果、 この引力は存在しないことだけではなく、通常の湯川型のポテンシャルよりも強い斥 力が存在することがわかった。また、この結果がOrbit Motion Limited theoryとい う密度モデルを用いてよく説明されることも示された。 | |
| 11/21(金) 17:00- 5F会議室 | 大場(M2) |
| 太陽表面光球上の粒状斑消滅時における対流速度構造の時間発展 | |
| 概要： 太陽表面では全面に渡り、小さな明るい粒状の模様が見られる。これは 「粒状 斑」と呼ばれ、対流運動によって形成されている。太陽表面の対流運動は、上空 にあるコロナの加熱や磁場のダイナミックスを起こすエネルギーの源であること から、対流運動について理解することは、これらの物理を明かす上で重要な意味 がある。これまでの研究から、「太陽内部から上昇する熱いガスが粒状斑を形成 し放射冷却によって冷たくなったガスが周囲の間隙へ沈み込んでいく」という典 型的なプロセスが対流運動の解釈として得られているものの、実際の粒状斑は、 そう単純に説明できるものではなく非定常的で分裂・合体を繰り返すダイナミッ クな現象である。そこで、太陽表面上の複雑な対流運動を理解することを目的と し、粒状斑の生成・消滅時における対流の速度場の高さ構造と輝度の時間発展に ついて、太陽観測衛星「ひので」に搭載された可視光磁場望遠鏡(SOT) を用いて 解析した。SOT のStokes Polarimeterは、Fe Iの630.15/630.25nm の吸収線の偏 光プロファイルを精密計測している。静穏領域にて観測された強度プロファイル (Stokes I) の線輪郭に注目する。太陽表面上での対流運動により、ドップラー シフトした線輪郭から、粒状斑の上下運動速度を得ることができる。我々はこれ に加えて、線輪郭の中心波長付近では太陽表面の高度が高い場所を、ウイング部 分では低い場所を反映していることから、太陽表面の200-300km程度の高さ方向 の変化を追えることに着目した。本発表では、吸収線の輪郭を均等に分割する線 (bisector) を指標として、まずは粒状斑消滅時における対流運動の高さ方向の 動的構造を調べた結果を報告する。 | |
| 11/20(木) 17:00- 5F会議室 | 今村(M2) |
| 小型化を目指した熱的・超熱的イオン分析器の開発 | |
| 概要： 過去の衛星観測によって地球電離圏イオンが磁気圏に流出していることが知られている.電離圏イオンは0.1eV程度の熱的なエネルギーを持つが,磁気圏ではそれを超える1-10eV程度のエネルギーで観測されており,この間の加速過程については未だ十分に理解されていない.この加速過程の理解のためには,粒子観測器による直接観測が有効である. しかしながら,地球磁気圏では衛星が正に帯電する場合が多く,このような低エネルギーイオンが観測器に到達できないという問題がある.この問題の解決案の一つとして衛星から伸ばしたブームの先端に観測器を付けることを考えている. 本研究では,ブームの先端に取り付け可能な小型軽量化を重視した熱的・超熱的イオン分析器の開発を進めている.この観測器は入射イオンのエネルギー分析を行うトップハット型静電分析部(ESA)と,装置内のイオンの飛行時間から質量を計測するTime-Of-Flight(TOF)型の質量分析部で構成されている.この観測器構成は従来から精力的に開発されてきたkeV帯プラズマ粒子を観測対象とした観測器と同等であるが,これらの観測器では0.1eVの粒子を計測する場合に極板に数十mV程度の低電圧を与える必要がある.このような低電圧を安定的に印加することは簡単ではない.このため, 我々は極板間の距離を広げることで解決を試みた.これにより以下の二点の利点が有る. (1)必要な掃引電圧を高くすることができ,従来と同程度の精度で掃引制御が可能. (2)小型でありながらも,感度を維持することが可能. またTOF型質量分析器では,イオンが質量分析器入り口に設置された炭素超薄膜に通過した際に発生する二次電子をStart信号として扱い,イオン自身をStop信号として扱う.二次電子の軌道を対称軸付近の検出位置に収束させることで,観測器の小型化を図っており,現在はそれに最適な電極設計を進めている. 本発表では熱的・超熱的イオン分析器の概要とその性能について報告する. | |
| 10/27(月) 16:00- 5F会議室 | 東森(D4) |
| リコネクションジェットでのグローバル MHD 不安定の線形固有値解析: 非一様性と温度異方性効果 | |
| 概要： 地球磁気圏や太陽風をはじめ乱流は様々な場所でダイナミクスに寄与することが期待されるが、本研究では磁気リコネクションと乱流との関係性に注目し、特に磁気リコネクションに伴って乱れを自己生成するメカニズムについて考える。例えば地球磁気圏尾部などの、イオンの運動論効果が効く無衝突系で磁気リコネクションが発達すると、リコネクションジェット中では磁場・速度場の非一様性があり、加えてイオン温度の非等方性が大きくなりマクロなダイナミクスにも寄与しはじめる。一方で粒子シミュレーションから、このリコネクションジェットは不安定であることが知られており、MHD からイオンスケールのグローバルな不安定モードを励起することがわかっている。 今回はリコネクションジェット中で発達するグローバルモードを、非一様性と圧力非等方効果の入った MHD 線形固有値解析によって調べた。過去の理論研究から、流れを伴う電流層での不安定モードとして抵抗性ティアリングモード・非抵抗性ソーセージモード・非抵抗性キンクモードの 3 つがあることがわかっている。結果から、ソーセージモードとキンクモードはそれぞれ、シアーアルフベンタイプとスローアルフベンタイプの不安定であることがわかった。特にキンクモードはグローバルに現れる磁気圧勾配力と磁気張力のバランスで決まっており、磁気リコネクションのように磁場に平行な圧力が支配的な場合には磁気張力が弱まり、キンクモードの線形不安定成長率が大きくなることがわかった。発表ではこれらの不安定モードについて詳しく議論し、実際の非線形な系でのグローバル不安定の可能性について言及する。 | |
| 10/27(月) 16:00- 5F会議室 | 齋藤(D3) |
| 宇宙線が介在する天体衝撃波における宇宙線の生成効率について | |
| 概要： 我々の銀河系内起源の宇宙線は主に超新星残骸衝撃波によって加速・生成されていると考えられている。衝撃波近傍で加速された宇宙線は背景にある熱的プラズマに比べて密度は小さいが、個々の持つエネルギーが非常に大きいため、宇宙線が担うエネルギーは決して無視することはできない。 こうした状況下では、衝撃波自体が宇宙線から「反作用」を受けて、その構造が大きく変化し、宇宙線の加速効率などの物理的性質も変化する。 最近の衛星観測から、この反作用効果を支持する例も報告されていることから、衝撃波加速問題を扱う上でこの効果を考えることは非常に重要である。 発表者のこれまでの研究では、宇宙線と背景プラズマをともに流体近似した2流体モデルにおいて、この系の物理的性質を調べた。その結果、 この反作用効果は宇宙線の生成率を抑制する方向に働くことを明らかにした。 今回の発表では、このモデルをさらに発展させた、宇宙線粒子の運動論的性質を含んだモデルについて言及する。 このモデルでは従来の流体近似では扱えなかった、宇宙線のエネルギー分布を取り扱いつつ、自己無撞着な宇宙線の反作用効果を記述できる点で有用である。 このモデルに、さらに衝撃波近傍での磁場増幅の効果を取り入れる。この磁場増幅も近年の観測から盛んに議論がなされている現象である。 磁場増幅とその減衰による背景プラズマの加熱が起こることによって、宇宙線の反作用効果がどのように修正されるかについて数値計算を用いて議論していく。 | |
| 10/23(木) 17:00- 6F会議室 | 今村(M2) |
| 小型化を目指した熱的・超熱的イオン分析器の開発 | |
| 概要： 過去の衛星観測によって地球電離圏イオンが磁気圏に流出していることが知られている.電離圏イオンは0.1eV程度の熱的なエネルギーを持つが,磁気圏ではそれを超える1-10eV程度のエネルギーで観測されており,この間の加速過程については未だ十分に理解されていない.この加速過程の理解のためには,粒子観測器による直接観測が有効である. しかしながら,地球磁気圏では衛星が正に帯電する場合が多く,このような低エネルギーイオンが観測器に到達できないという問題がある.この問題の解決案の一つとして衛星から伸ばしたブームの先端に観測器を付けることを考えている. 本研究では,ブームの先端に取り付け可能な小型軽量化を重視した熱的・超熱的イオン分析器の開発を進めている.この観測器は入射イオンのエネルギー分析を行うトップハット型静電分析部(ESA)と,装置内のイオンの飛行時間から質量を計測するTime-Of-Flight(TOF)型の質量分析部で構成されている.この観測器構成は従来から精力的に開発されてきたkeV帯プラズマ粒子を観測対象とした観測器と同等であるが,これらの観測器では0.1eVの粒子を計測する場合に極板に数十mV程度の低電圧を与える必要がある.このような低電圧を安定的に印加することは簡単ではない.このため, 我々は極板間の距離を広げることで解決を試みた.これにより以下の二点の利点が有る. (1)必要な掃引電圧を高くすることができ,従来と同程度の精度で掃引制御が可能. (2)小型でありながらも,感度を維持することが可能. またTOF型質量分析器では,イオンが質量分析器入り口に設置された炭素超薄膜に通過した際に発生する二次電子をStart信号として扱い,イオン自身をStop信号として扱う.二次電子の軌道を対称軸付近の検出位置に収束させることで,観測器の小型化を図っており,現在はそれに最適な電極設計を進めている. 本発表では熱的・超熱的イオン分析器の概要とその性能について報告する. | |
| 10/14(火) 17:00- 5F会議室 | 松岡(准教授) |
| ERG Mission and Magnetic Field Experiment | |
| 概要： The acceleration process of the charged particles in the inner magnetosphere is considered to be closely related to the deformation and perturbation of the magnetic field. Accurate measurement of the magnetic field is required for the understanding of the acceleration mechanism of the charged particles, which is one of the major scientific objectives of the ERG mission. We are designing a fluxgate magnetometer which is optimized to investigate following topics; (1) accurate measurement of the background magnetic field - the deformation of the magnetic field and its relationship with the particle acceleration. (2) MHD waves - measurement of the ULF electromagnetic waves of frequencies about 1mHz (Pc4-5), and investigation of the radiation-belt electrons radially diffused by the resonance with the ULF waves. (3) EMIC waves - measurement of the electromagnetic ion-cyclotron waves of frequencies about 1Hz, and investigation of the ring-current ions and radiation-belt electrons dissipated by the interaction with the EMIC waves. A fluxgate magnetometer (MGF) will be installed on the ERG satellite to measure DC and low-frequency magnetic field. The design is based on MGF-I, one of the magnetometers for MMO, Mercury orbiter, which would also suffer high radiation on the Mercury orbit. | |
| 10/7(火) 17:00- 5F会議室 | 村上(PD) |
| Solar wind influence on the dawn-dusk asymmetry of the Io plasma torus observed by HISAKI/EXCEED | |
| 概要： The dawn-dusk asymmetry of the Io plasma torus has been seen by several observations. Ip and Goertz [1983] explained this asymmetry can be caused by a dawn-to-dusk electric field in the Jupiter’s inner magnetosphere. However, the question what physical process can impose such an electric field deep inside the strong magnetosphere still remains. The long-term monitoring of the Io plasma torus is a key observation to answer this question. The extreme ultraviolet (EUV) spectrometer EXCEED onboard the HISAKI satellite was launched in 2013 and observed the Io plasma torus from December 2013 to March 2014 (75 days). We investigated the temporal variation of the dawn/dusk ratio of EUV brightness. Then we compared it to the solar wind dynamic pressure extrapolated from that observed around Earth by using magnetohydrodynamic (MHD) simulation. As a result we found clear responses of the dawn-dusk asymmetry to rapid increases of the solar wind dynamic pressure. In this seminar, I will present the initial results of this study (and optionally I will talk about the stellar observations by HISAKI/EXCEED if I have enough time). | |
| 10/7(火) 17:00- 5F会議室 | 山崎(助教) |
| 「ひさき」衛星で観測した金星電離圏 | |
| 概要： 昨年９月に打ち上げられた「ひさき」衛星は、地球周回軌道から惑星磁気圏・電離圏の 極端紫外分光観測を継続している。木星磁気圏内のプラズマダイナミクスや金星・火星 からの大気流出が主な科学テーマである。今発表では、金星観測の結果を紹介する。電 離圏の発光量変動と太陽風動圧の関係や下層大気波動の影響などについて議論する。 | |
| 9/30(火) 16:00- 5F会議室 | 阿部(准教授) |
| 極域電離圏カスプ領域の電子密度イレギュラリティの観測 | |
| 概要： 極域電離圏カスプは太陽風や磁気圏のプラズマが直接入り込む領域 で、それに起因して様々な特徴ある現象が発生することが知られて いる。数々の現象の中で、電子密度イレギュラリティはＨＦ帯レー ダ電波の後方散乱を引き起こすことから知られるようになったが、 密度擾乱は極域の無線通信やＧＰＳ電波を用いた測位に影響を与え ることから宇宙天気に関わる現象としても注目を集めている。 このようなカスプ領域の電子密度イレギュラリティの特性や生成メ カニズムを解明するため、ノルウェーを中心とする国際協力実験と してICI(Investigation of Cusp Irregularity)キャンペーンが計 画された。このキャンペーンは複数の実験から構成されており、ノ ルウェーのニー・オルスンから打上げる観測ロケットと周辺で行な われる地上観測が中核をなしている。第１回目であるICI-2は2008 年12月、２回目のICI-3は2011年12月に行なわれ、いずれも成功裏 にデータが取得された。日本は観測ロケット搭載用として２つの測 定器を提供し、いずれの実験においても良好なデータを取得した。 本発表では電子密度擾乱の詳細観測のために観測ロケットに搭載さ れた固定バイアスプローブのデータを中心に紹介する。これまでに 次のような観点から解析を行なってきた。 (1)電子密度擾乱のスペクトル解析から推定されるイレギュラリ ティの特性 (2)電子密度擾乱と波長630nmのオーロラ発光との空間的対応 (3)擾乱を発生するプラズマ不安定と成長率の検討 (4)HFレーダ電波の後方散乱を引き起こすデカメータスケール擾乱 の発生メカニズム検討 ICI-2およびICI-3キャンペーンでは同じカスプ領域でも異なるタ イプの電子密度イレギュラリティをターゲットにしており、２つの データセットから推測される現象の差異についても議論を行う。 | |
| 9/16(火) 16:00- 5F会議室 | 岡本(PD) |
| ひのでーIRIS の共同観測による波動散逸とコロナ加熱 | |
| 概要： コロナ加熱問題を解く1つの鍵は、波動による加熱を明らかにすることである。 太陽観測衛星ひのでにより活発化した波動研究だが、波そのものの存在は疑いないものになったものの、その波がどこで生成され、どのように散逸するかは観測的には依然不明である。 そこで、昨年打ち上がった太陽観測衛星 IRIS を用いてこの問題に迫る。 IRIS は、ひのでで観測されてきたような彩層の微細構造について、 視線速度やライン幅といった物理量を分光観測から導出することができる。 ひので、IRIS 両衛星の利点を相補的に扱うことを前提として、 2013年10月に共同観測を実施し、プロミネンスのデータを取得した。 以下、本研究で得られた結論を列挙する。 （1）ひのでの画像からは、過去にも観測されている振動現象が見られた一方、 IRIS の視線速度情報からも同様の振幅、周期の振動が観測された。 また、振動振幅の大きい場所（特にプロミネンス上部）ではライン幅も広いという傾向が見られ、これは視線方向の重なりの効果を含めても、乱流などの非熱的成分の存在を示唆しており、コロナ加熱の一端を捉えていると考えられる。 （2）ひのでのカルシウム線（10,000度）と IRIS のシリコン線（80,000度） の位置ー時間関係を調べてみると、低温から高温に遷移する様子が明らかとなった。 （3）微細構造の鉛直振動（カルシウム線）と視線方向（マグネシウム線）の振動に着目し、その位相差を詳細に調べたところ、通常考えられる MHD 振動（キンクモード）では 説明できないものが見つかった。そこで、3次元 MHD 数値シミュレーションと 輻射輸送計算によりこの振る舞いについて調べた。 その結果、まず第一にマグネシウム線のスペクトルは微細構造表面の局所的な運動を 反映していることがわかった。これを踏まえて上述の位相差、及びその他の特徴を考察したところ、本観測は共鳴吸収の存在を捉えたものであると結論付けた。 共鳴吸収により、振動のエネルギーは微細構造の表面で起こる小規模の渦構造に変換され、小さな電流層において熱化しているものと考えられる。 これは波動の散逸過程を特定した初の観測例である。 | |
| 9/9(火) 16:00- 5F会議室 | 今村(M2) |
| 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電離圏イオンが磁気圏に流出していることが知られている．電離圏イオンは0.1eV程度の熱的なエネルギーを持つが，磁気圏ではそれを超える1-~10eV程度のエネルギーで観測されており，この間の加速過程については未だ十分に理解されていない．この加速過程の理解のためには，粒子観測器による直接観測が有効である.しかしながら,地球磁気圏では衛星が正に帯電する場合が多く，このような低エネルギーイオンが観測器に到達できないという問題がある．この問題の解決案の一つとして衛星から伸ばしたブームの先端に観測器を付けることを考えている． 本研究では，ブームの先端に取り付け可能な小型軽量化を重視した熱的・超熱的イオン分析器の開発を進めている．この観測器は入射イオンのエネルギー分析を行うトップハット型静電分析部(ESA)と，装置内のイオンの飛行時間から質量を計測するTime-Of-Flight(TOF)型の質量分析部で構成されている．この観測器構成は従来から精力的に開発されてきたkeV帯プラズマ粒子を観測対象とした観測器と同等であるが，これらの観測器では ?0.1eV の粒子を計測する場合に極板に数十mV 程度の低電圧を与える必要がある．このような低電圧を安定的に印加することは簡単ではない．このため，我々は極板間の距離を広げることで解決を試みた．これにより以下の二点の利点が有る．(1)必要な掃引電圧を高くすることができ，従来と同程度の精度で掃引制御が可能．(2)小型でありながらも，感度を維持することが可能．またTOF型質量分析器では，イオンが質量分析器入り口に設置された炭素超薄膜に通過した際に発生する二次電子をStart信号として扱い，イオン自身をStop信号として扱う．二次電子の軌道を対称軸付近の検出位置に収束させることで，観測器の小型化を図っており，現在はそれに最適な電極設計を進めている． 本発表では熱的・超熱的イオン分析器の概要とその性能について報告する． | |
| 9/9(火) 16:00- 5F会議室 | 長谷川(助教) |
| 二衛星を用いた地球磁気圏界面 フラックスロープの三次元構造の再現Dual-spacecraft reconstruction of a three-dimensional magnetic flux rope at Earth's magnetopause | |
| 概要： We present first results of a data analysis method, developed by Sonnerup and Hasegawa (2011), for reconstructing three-dimensional (3-D), magnetohydrostatic structures from data taken as two closely spaced satellites traverse the structures. The method is applied to a magnetic flux rope observed by at least three of the five THEMIS spacecraft at the Earth’s subsolar magnetopause. Flux ropes at planetary magnetopauses are generated through a time-dependent form of magnetopause reconnection and could regulate the transfer of solar wind plasma and energy across the magnetopause. We discuss the generation process of the observed 3-D flux rope on the basis of the reconstruction results and observed electron pitch-angle distributions, possible consequences of 3-D reconnection at the magnetopause, and prospects of 3-D reconstruction. | |
| 7/22(火) 16:00- 5F会議室 | 佐藤(教授) |
| Development of Dust Imager for Mars Landing Mission | |
| 概要： Martian dust is a key element for the climate of the red planet. Though important, its physical characteristics are very poorly known dur primarily to lack of "direct" measurements. Regarding the shape of dust particle, to date, there is only one direct imaging by Atomic Force Microscope (AFM) on board Phoenix. We are, therefore, motivated to develope a light-weight and robust imaging instrument for future landing missions to Mars. The instrument is almost a bare CMOS sensor (very fine pitch) thatis exposed to the atmosphere. Suspended dust which gradually fall on the sensor surface will be imaged as silhouette. As the finest pixel pitch in today's CMOS sensors is as small as 1.2 um, size distribution of the dust in the range of a few um or larger may possibly be measured with this imager. The shape of individual dust particles can also be studied. The instrument is currently at the level of laboratory experiment. Details and example images will be presented at the seminar. | |
| 7/22(火) 16:00- 5F会議室 | 西野(STEL) |
| Electrons on lunar crustal magnetic fields in the solar wind wake | |
| 概要： Plasma signature around crustal magnetic fields is one of the most important topics of the lunar plasma sciences. Although recent spacecraft measurements are revealing solar-wind interaction with the lunar crustal fields on the dayside, plasma signatures around crustal fields on the night side have not been fully studied yet. Here we show evidence of plasma trapping on the closed field lines of the lunar crustal fields in the solar-wind wake, using SELENE (Kaguya) plasma and magnetic field data obtained at 14-15 km altitude from the lunar surface. In contrast to expectation on plasma cavity formation at the strong crustal fields, electron flux is enhanced over the Crisium Antipode (CA) anomaly which is one of the strongest lunar crustal fields. The enhanced electron fluxes over the CA anomaly are characterised by (1) occasional field-aligned beams in the lower energy range and (2) a medium energy component that has a double loss-cone distribution that represents bounce motion between the two footprints of the crustal magnetic fields. Furthermore, in one event we find bi-directional electron beams in the low energy range around the peak in the magnetic field magnitude. The low-energy electrons on the closed field lines may come from the lunar night side surface, while supply mechanism of medium-energy electrons on the closed field line remains to be solved. | |
| 7/15(火) 16:00- 5F会議室 | 齋藤(准教授) |
| Observations of the solar wind plasma interactions with the Moon | |
| 概要： Interaction between the solar wind and a solar system object varies largely according to the object’s properties, such as the existence of a global intrinsic magnetic field and/or thick atmosphere. It is well known that the Moon has neither global intrinsic magnetic field nor 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. On the other hand, the ions generated or reflected / scattered at the lunar surface are accelerated by the solar wind convection electric field and are detected by ion detectors on the spacecraft orbiting around the Moon. MAP-PACE on Kaguya made observations of low energy charged particles around the Moon at a circular lunar polar orbit of 100km altitude for about 1 year, at ~50km-altitude for about 2months, and some orbits had further lower perilune altitude of ~10km during the last 4 months. Besides the solar wind, MAP-PACE-IMA (Moon looking ion analyzer) found four clearly distinguishable ion populations on the dayside of the Moon. 1) Solar wind protons reflected / backscattered at the lunar surface, 2) solar wind protons reflected by magnetic anomalies on the lunar surface, 3) reflected/backscattered protons picked-up by the solar wind, and 4) ions originating from the lunar surface/lunar exosphere. One of the dayside plasma populations 4) consisted of heavy ions such as C+, O+, Na+, and K+. These heavy ions were accelerated by the solar wind convection electric field and detected by the ion energy mass spectrometer MAP-PACE-IMA on Kaguya. Since the gyro-radius of these heavy ions was much larger than the Moon, the energy of these ions detected at 100km altitude was in most cases lower than the incident solar wind ion energy. Recently, two special 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 when CIR (Corotating Interaction Region) passed the Moon. The high-energy heavy ions were observed for several hours with the highest heavy ion flux observed when the solar wind pressure increased due to the passage of the CIR. The mass spectrum of the heavy ions observed associated with CIR showed H+, He++, He+, C+, N+, O+, Na+/Mg+, Al+/Si+, P+/S+, K+/Ar+, Ti+/Fe+. Although many observational features of the alkali ions around the Moon show that the major generation mechanism of the lunar alkali ion is photon-stimulated desorption, existence of the high-energy non-alkali heavy ions associated with CIR indicates that the contribution of the solar wind sputtering becomes important when the solar wind pressure is high. The newly obtained knowledge about the solar wind ? Moon interaction by Kaguya must contribute to the understanding of the plasma environment around non-magnetized solar system objects. | |
| 7/15(火) 16:00- 5F会議室 | 河合(PD) |
| A new strategy for simulating compressiblemagnetohydrodynamics: Divergence-free-preserving high-order accuratescheme | |
| 概要： In this presentation, we present a new strategy that is very simple, divergence-free, high-order accurate, yet has an effective discontinuous-capturing capability for simulating magnetohydrodynamics (MHD) with shock waves. The new strategy is to construct artificial diffusion terms in a physically-consistent manner, and to build into the induction equations in a conservation law form at a partial-differential-equation level. We analytically derive the form of physically-consistent artificial diffusion terms that act as a diffusion term only in the curl of magnetic field to capture numerical discontinuities in the magnetic field while not affecting the divergence field (thus maintaining divergence-free constraint). The method is based on finite difference method with co-located variable arrangement, and we show that any linear finite difference scheme in an arbitrary order of accuracy can be used to discretize the modified governing equations to ensures the divergence-free and the global conservation constraints numerically at the discretization level. The proposed method is inherently divergence-free both ideal and resistive MHD, with and without shock waves, and also both inviscid and viscous flows. Two-dimensional ideal MHD problems with and without shock waves are considered to show a superior performance of the proposed method. Finally we show that the idea behind the proposed strategy is considered to be reasonable not only for shocks and turbulence but also for simulating magnetic reconnection as well, and the preliminary results on magnetic reconnection tests are also shown. | |
| 7/8(火) 16:00- 5F会議室 | 宮本(D2) |
| Full Spectrum Inversion (FSI) of radio occultation signals for the Venus atmosphere | |
| 概要： The vertical distribution of the temperature can be derived through a radio occultation experiment. The radio occultation method is based on the bending of radio waves caused by refractive index gradients in the atmosphere. The geometrical optics method has long been used for the analysis of radio occultation data. However, this method cannot disentangle multipath rays and vertical resolution is limited by the size of the Fresnel zone. Some high-resolution radio holographic methods have been proposed for processing of radio occultation signals in multipath regions. One of them is the Full Spectrum Inversion (FSI) which was recently applied to GPS occultation data of the Earth's atmosphere. We applied this technique to Venus Express radio occultation data. In this seminar, I'll introduce FSI technique and show some early results. | |
| 7/1(火) 16:00- 5F会議室 | 篠原(准教授) |
| Electron acceleration at quasi-perpendicular shocks of the Earth’s bow shock | |
| 概要： An electron acceleration process at quasi-perpendicular shocks of the Earth's bow shock will be discussed in this presentation. We have carried out three- dimensional simulations of quasi-perpendicular shocks. In these simulations, the simulation parameters were selected to simulate a Cluster observational result reported by Seki et al. (2009). Efficient production of non-thermal electrons is observed, and the obtained energy spectrum is similar to the Geotail observation reported by Oka et al. (2006). The electron acceleration process found in our simulation is different from previously proposed mechanisms, and we found that the shapes of the electron energy spectra depend on the phase of the shock self-reformation. We will discuss the electron acceleration mechanism in detail and its possibility to explain the spacecraft observation results. | |
| 7/1(火) 16:00- 5F会議室 | Lee Yeon Joo(PD) |
| Long-term temporal variations of UV reflectivity of Venus observed by the Venus Monitoring Camera onboard Venus Express | |
| 概要： The UV wavelength observation has been detected dark and bright features at the Venus cloud top level all over the globe since its discovery in 1920s. This UV contrast is affected by the abundance of an unknown UV absorber, which is located within the upper cloud layer, and the upper haze above the cloud top. Strong horizontal winds near cloud top changes cloud morphology in few days. The upper haze and clouds take part in sulfur photochemical processes. Therefore, the features shown in the UV images are diagnostic for atmospheric dynamics and chemistry. We analyzed the Venus UV reflectivity as observed by the Venus Monitoring Camera on board Venus Express. We found that the global mean albedo decreased significantly by 20-30% over 2000 orbits, from 2006 to 2011. This trend is driven by a decrease in albedo at high latitudes. Additionally, the phase angle dependence of the relative latitudinal albedo contrast gradually changed from weak to strong, which may be related with the vertical distribution of the unknown UV absorber and overlaying upper haze layer. We suggest that these variations result from a combination of two processes. One is the meridional transport of SO2, which affects the upper haze formation at high latitudes. The other is the presence of vertical winds near the cloud top level, which control the vertical mixing of the unknown UV absorber and the upper haze. | |
| 6/24(火) 16:00- 5F会議室 | 今村(准教授) |
| Morphology of Venus' cloud albedo | |
| 概要： Venus' clouds show various dynamical features at ultraviolet wavelengths because of the existence of ununiformly distributed ultraviolet absorbers. On the other hand, at visible wavelengths, the clouds are almost featureless. This is because no notable absorption occurs in this wavelength region and the clouds are so thick that the cloud albedo is almost saturated. However, careful analysis of Venus Express/VMC images in the visible channel (513 nm) shows existence of various contrast features such as the dark polar oval and mottled clouds in the middle/low latitude. These features imply the importance of unknown ‘visible’ absorber and cloud dynamics in determining the visible albedo that is the key parameter in the climate system. | |
| 6/24(火) 16:00- 5F会議室 | 金尾(OD) |
| The study of the planetary atmosphere using the Solar Optical Telescope onboard HINODEひのでに搭載されたSOT望遠鏡の430.5 nmにおける金星リム観測による大気中の雲粒粒子の研究 | |
| 概要： The eclipse and the transit of planets are the important events for the research for the planetary atmosphere. The dark Venus limb on the solar disk as the transit of Venus on 5-6 June 2012 is studied to derive the latitudinal profile of the altitude at the limb defined as T=0.5. The density of the cloud particles could be abundant in the equator region than in the polar region. The process of the determination of the plate scale will be reported, too. 金星高度90km付近における雲粒の数密度や、雲粒を中心とする大気運動を明らかにするため太陽面上に投影された黒い金星影のリム部分を解析している。使用したのは、2012年6月5日から6月6日にかけて太陽観測衛星ひのでに搭載されたSOTの取得したG-band、430.5nmにおける68枚の画像データである。 リム観測によって得られる金星大気高度を正確に把握するために、まず、SOTのプレートスケール(1ピクセルあたりの視野角)の導出を行った。有効数字5桁で得られたプレートスケールの誤差は0.1%程度と非常に小さく、金星から0.3AUの地球周回軌道から金星大気の高度を±5kmの精度で決定することが出来た。 望遠鏡の回折の影響を受けない透過率T=0.5における大気の観測高度は、朝側、夕側共に赤道域で高く極域では低かった。これらの結果は、Venus Expressに搭載された掩蔽観測(SPICAV-IR)や、光学的厚みが1である雲頂高度の傾向とは一致する。しかし、極域に多く見られるhaze粒子の分布の傾向とは逆である。 | |
| 6/17(火) 16:00- 5F会議室 | 横田(助教) |
| Development of an ion mass/isotope analyzer for observation of plasma environment around the Moon and planets | |
| 概要： In situ low-energy ion measurement in terrestrial or planetary plasma environment has been done with a variety of ion analyzers onboard spacecraft. Detailed studies of plasma characteristics demand measurement of a three-dimensional distribution function with adequate energy and angular resolution, a wide energy range, full coverage of space, and a high sampling rate. When measuring a variety of ions originating from planetary atmospheres, we need to be able to measure the ion composition with high mass resolution. Therefore, mass analyses as well as energy analyses are important for the planetary plasma and atmosphere physics. For three-dimensional energy analysis of low-energy charged particles, the top-hat electrostatic method using spherical deflectors or toroidal deflectors1 has usually been applied because of its large geometric factor and uniform angular response while requiring relatively few resources. On the other hand, composition measurement of space plasmas, especially near the Earth, Mars, Venus, other planets, the Moon, and asteroids is of great interest. Time-of-flight (TOF) analysis for space use had been applied and further developed mainly for observing highly energetic particles. The development of TOF techniques using thin carbon foil, whose secondary electrons generate start signals, made it possible to measure lower-energy ions, when necessary, in combination with the post-acceleration voltages which accelerate incident ions to energy high enough for the ions to pass through carbon foil. Moreover, a TOF technique with a specific electric field, called a linear electric field (LEF), was developed and has been used for measuring space plasmas around the Moon and planets. We developed an LEF-TOF ion mass analyzer2, MAP-PACE-IMA, for Kaguya, with a mass resolution of M/L~20, which has measured ions originating from the lunar exosphere and surface. In addition, we are now preparing MPPE-MSA3 with M/L~40 for the BepiColombo mission, which will observe the plasma environment around the Mercury. Recently spaceborne mass analyzers of M/L~100 have been developed for the isotope analysis of planetary particles. For future isotope measurements around moons, planets and asteroids, we have also started developing a new-type mass analyzer. One of our scientific objects is to investigate the Martian atmospheric escape and evolution4, in which the mass resolution of M/L ＞3,000 is required for discriminating N2+ (M/z: 28.0134) from CO+ (M/z: 27.9949) in the Martian ionosphere. Our mass analyzer employs a method of Multi-turn TOF mass spectrometry (MULTUM), where ions are stored in a fixed orbit within electrostatic sectors and are allowed to propagate the same orbit numerous times. We have developed a test model of the mass analyzer and have started performance test. We present our mass analyzers, observation results and science objective of the future mission. | |
| 6/17(火) 16:00- 5F会議室 | 大場(M2) |
| 太陽光球起源の吸収線プロファイルで探る対流運動の高さ構造の動的構造 | |
| 概要： 太陽表面では全面に渡り、小さな粒状の模様が見られる。これは粒状斑と呼ば れ、対流運動によって形成されている。太陽表面の対流運動は、上空にあるコロ ナの加熱や磁場のダイナミックスを起こすエネルギーの源であることから、対流 運動について理解することは、これらの物理を明かす上で重要な意味がある。 我々は、太陽観測衛星「ひので」に搭載された可視光磁場望遠鏡(SOT) を用い て、太陽表面における対流の速度場の高さ方向の構造、およびその粒状斑構造と の空間的な関係について調べた。SOT のStokes Polarimeter は、Fe I の630.15/630.25nm の吸収線の偏光プロファイルを精密計測している。本発表で は、静穏領域にて観測された強度プロファイル(Stokes I) の線輪郭に注目す る。太陽表面上での対流運動により、ドップラーシフトした線輪郭から、粒状斑 の上下運動速度を得ることができる。我々はこれに加えて、線輪郭の中心波長付 近では太陽表面の高度が高い場所を、ウイング部分では低い場所を反映している ことから、太陽表面の数百km程度の高さ方向の変化を追えることに着目した。そ こで、線輪郭を均等に分割する線(bisector) を指標として、対流運動の高さ方 向の動的構造を調べた。その結果、吸収線がドップラーシフトすると共に、加速 または減速を示すbisectorの振る舞いを捉えた。太陽表面の上部と下部における 典型的な速度の違いは300m/s 程度であり、1km/s 以上の差が生じている場所も あった。特に、粒状斑と粒状斑間隙において、異なった対流速度の変化が見られ る。上昇流が発生している粒状斑では、太陽内部から減速的に対流が上昇してい く一方、下降流が発生している粒状斑間隙では、上部から内部に向かって加速す るといった傾向が捉えられた。また、これらの典型的な例に従わない場所も幾つ か存在している。本発表では、対流速度の変化についてbisector から得られた 結果を報告する。 | |
| 6/10(火) 16:00- 5F会議室 | Robert(PD) |
| Two in one: making electron and ion measurements using a single MCP in future top hat instruments. | |
| 概要： Instruments that detect low energy electrons and ions typically use two MCP detectors (with fixed voltages)?one for electrons, one for ions, and often use two separate energy analysers. Significant resource savings are available however if just a single MCP can be used. This can be achieved by having incoming ions (and optionally incoming electrons also) impact a secondary electron emitting material, and thus release secondary electrons to be detected by a positively biased (electron-detecting) MCP. Two secondary electron conversion methods are being investigated: ultra-thin carbon foils, and dynodes. The challenges include finding materials with uniform electron emission responses for the desired energies and particles, managing electric fields and scattered primary electrons. To enable these methods to be investigated experimentally, a broad-beam electron source has been developed. | |
| 6/10(火) 16:00- 5F会議室 | 杉山(PD) |
| Numerical modeling of Cloud-level Convection in Venus Atmosphere | |
| 概要： Convection has been thought to occur in the cloud layer of Venus, because some evidences for convection are obtained from radio occultation and spacecrafts data. However, the convective structure in the cloud layer is still unclear. Some numerical studies are performed to examine convective structure of the cloud layer (Baker et al., 1998, 2000, Imamura et al., 2014), but the domain of the model atmosphere in their numerical experiment is two-dimensional. In this presentation, we perform three-dimensional numerical calculation of convection using the same settings of Baker et al. (1998) in order to investigate a possible three-dimensional structure of convection in the cloud layer in the statistically steady state. The vertical motion obtained in our numerical experiment is characterized by wide, weak, warm updrafts and narrow, strong, cold downdrafts. The maximum velocity of downdrafts is about 10 m/s, while the mean vertical velocity is about 3 m/s. The downdrafts are driven by the cooling caused by the turbulent diffusion above the neutral layer and thermal flux at the upper boundary. The horizontal cell size is about 20 km, which is somewhat smaller than that of observed typical cloud-top cellular features in ultraviolet images; the sizes of the observed cellular features are typically 100-200 km and in some cases a few tens of kilometers across. | |
| 6/3(火) 16:00- 5F会議室 | 清水(准教授) |
| Roles of photospheric dynamics in the production of great solar flares：case study X5.4 flare on 7 March 2012 | |
| 概要： Solar flares abruptly release the free energy stored as a non-potential magnetic field in the corona and may be accompanied by eruptions of the coronal plasma. Formation of non-potential magnetic field and the mechanisms on triggering the onset of flares are still unclear. I will show Hinode observations of X5.4 flare on 7 March 2012 and discuss how important the material flows at the solar surface is in the production of solar flares. Formation of non-potential magnetic field that provides the energy to drive the flare may be driven by photospheric material flows | |
| 6/3(火) 16:00- 5F会議室 | 飯田(PD) |
| Magnetic Flux Transport by Solar Surface Convection | |
| 概要： In the standard solar dynamo scenario, one of the most important parameter is the transport of magnetic flux by surface convection, which is usually treated as a diffusion process in this large scale. However, there are no reason to treat it as a diffusion process from both observation and physical theory. So "How should we treat magnetic flux transport?" is still an open and important question for solar dynamo scenario. To answer it, I investigated trajectory of solar magnetic patches from the observational data. Owing to the statistical physics of particle transport, e.g. generalized random walk theory, the key quantity is relationship between elapsed time and traveled distance of particle. I want to note that this investigation becomes possible by the stable observational data from space, e.g. Hinode satellite, and our own feature tracking method of magnetic patches. I found the relationship indicating super-diffusion in shorter time scale and sub-diffusion in longer time scale, which are significantly different from diffusion scaling. In the discussion, I will show physical view to explain why the transport on the solar surface is different from diffusion process and some recent supporting results of MHD simulation from in collaborative study. | |
| 5/27(火) 16:00- 5F会議室 | 寺本(PD) |
| ULF waves observed by the SuperDARN radars | |
| 概要： The SuperDARN radars are capable of monitoring of ULF waves over large areas of the Earth’s ionosphere. We investigated the characteristics of ULF waves in the ionosphere using the Hokkaido SuperDARN radar. In this presentation, we report on one event of Pi2 pulsation starting at 09:12 UT on 19 August 2010 observed simultaneously by the Hokkaido (HOK), Tiger (TIG), and Unwin (UNW) SuperDARN radars and THEMIS-A, -D, -E satellites when they were located in the premidnight sector. We will present the details of the observations. | |
| 5/27(火) 16:00- 5F会議室 | 佐藤(PD) |
| Cloud top structure of Venus revealed bySubaru/COMICS mid-infrared images | |
| 概要： We have investigated the cloud top structure of Venus by analyzing ground-based images taken at two mid-infrared wavelengths of 8.66 and 11.34 micron. Venus at a solar phase angle of ~90? with the morning terminator in view was observed by the Cooled Mid-Infrared Camera and Spectrometer (COMICS), mounted on the 8.2-m Subaru Telescope, during the period of October 25?29, 2007. The obtaining images with good SNR and with high spatial resolution (~200 km at the sub-observer point) provide the several important findings. Firstly, we show an observational evidence of a possibility for the first time that the westward rotation of the polar features is synchronized between the northern and southern hemispheres. Secondly, it is also found from the images after the high-pass filtering that streaks and mottled and patchy patterns are distributed over the whole disk with typical amplitude of ~0.5 K and vary from day to day. The detected features result from the inhomogeneities of both the temperature and the cloud top altitude. Thirdly, the equatorial center-to-limb variations of brightness temperatures have a systematic day-night asymmetry except those on October 25: the dayside brightness temperatures are higher than the nightside ones by 0?4 K under the same viewing geometry. Such asymmetry would be caused by the propagation of the migrating semidiurnal tide. Finally, by applying the lapse rates deduced from previous studies, we demonstrate that the equatorial center-to-limb curves in the two wavelengths give access to two parameters: the cloud scale height H and the cloud top altitude z. The acceptable models for data on October 25 are obtained at H=2.4-4.3 km and z=66-69 km, which support the previous results determined from spacecraft observations. | |
| 5/20(火) 16:00- 5F会議室 | 大石(M1) |
| 真空紫外LIBSを用いたAr検出実験 | |
| 概要： 月表面の形成年代の推定は、アポロ・ルナ計画で持ち帰られた岩石試料の年代測定結果に依存しており、月全体の特徴を反映していない可能性がある。 そこで、探査ローバーにLIBS(レーザー誘起絶縁破壊分光分析装置)を搭載し、その場でK-Ar年代測定を行うことを検証している。 LIBSによってK輝線を検出可能であるが、Ar輝線を検出した例はない。本発表ではLIBSを用いた真空紫外域のAr輝線 (104.8nm,106.7nm)の検出実験について報告する。 | |
| 5/20(火) 16:00- 5F会議室 | 川畑(M1) |
| 小惑星ベスタのマグマオーシャンの固化過程 | |
| 概要： 小惑星ベスタは探査機ドーンの観測により、地球と同様に地殻、マントル、コアに分離している事がわかっている。また地球で多く見つかっているHED隕石(Howardite、Eucrite、Diogenite）と小惑星ベスタにスペクトルで類似点が見られることから、これらの隕石の母天体が小惑星ベスタであると考えられるようになった。 地殻、マントル、コアに分離している事から、ベスタは形成時全球的に溶融したマグマオーシャンを形成していたと考えられていたが、最近では部分的に溶融したマグマが上部に持ち上げられて組成が分化したという説が出てきている。 マグマオーシャンの固化過程で組成が分化するためには上記の部分溶融の他に固化中の鉱物粒子の沈降がある。本研究では、マグマオーシャンの冷却と鉱物粒子の沈降の時間発展を数値シミュレーションで計算し、鉱物の粒径や初期に形成される地殻の厚さが固化過程にどのような影響を与えるかを考察した。 | |
| 5/13(火) 16:00- 5F会議室 | 小川(M1) |
| 広帯域Ｘ線スペクトルを用いた狭輝線1型セイファート銀河の降着円盤コロナの研究 | |
| 概要： 活動銀河核(AGN; Active Galactic Nucleus)の中心には超巨大ブラックホールが存在し、ブラックホールの周りには降着円盤と呼ばれるガスの円盤が形成されていると考えられている。ガスの降着の際、その重力エネルギーの解放により様々なエネルギーの光が放出される。降着円盤から放出された紫外光は、降着円盤周辺にあるコロナと呼ばれる高温プラズマガスに入射し、光子が電子からエネルギーを得る逆コンプトン散乱が起こることによって、X線のエネルギーまで上げられる。このX線スペクトルは高エネルギーX線で、カットオフを持つべき関数の形で表される。このスペクトルの傾きΓ、折れ曲がるエネルギーEc はコロナの電子温度T、光学的厚さτによって決まる。カットオフエネルギー(Ec)の値は典型的なAGNで100 keV以上であり、Ecを正確に測定する為には広帯域スペクトルの観測が必要である。 AGNの一種である狭輝線1型セイファート銀河(Narrow-line Seyfert 1;NLS1)は通常のセイファート銀河より質量降着率が高いという特徴があるため、ブラックホールは質量成長の途中であると考えられ、注目されている。また通常のセイファート銀河よりもスペクトルの傾きが急であり、Ecが比較的低エネルギーで見られる(Tが低い)傾向を示唆する結果が得られている。しかし、NLS1は高エネルギーX線で暗い天体が多いため、これまで広帯域スペクトルがあまり観測されておらず、測定されたEcやTの値も誤差が大きい。通常のセイファート銀河とNLS1でコロナがどのようなT、τを持つか決定することは重要である。 近年、観測技術の向上により、NLS1の中で比較的広帯域スペクトルが観測できるようになりつつある。本研究では「すざく」衛星と「Swift」衛星によって観測されたNLS1の中でも高エネルギーX線で明るい2MASX J15115979-2119を選択し、X線スペクトル解析によりΓ、Ec及び T、τを求めた。解析の結果2MASX J15115979-2119はT=200keV、τ=1となった。通常のセイファート銀河のコロナはおよそT=100-200keV、τ=0.1-0.5であるから、2MASX J15115979-2119は通常のセイファート銀河のコロナに近い性質を持つことが分かった。 | |
| 5/13(火) 16:00- 5F会議室 | 加藤(M1) |
| 超新星背景ニュートリノの検出予想 | |
| 概要： 重力崩壊型超新星爆発では、解放されたエネルギーのうち99%がニュートリノとして宇宙空間に持ち出される。しかし、我々の銀河近傍で超新星爆発が起こる頻度は低く、超新星ニュートリノの検出機会は非常に稀である。宇宙空間には、宇宙誕生時から現在までに放出された超新星ニュートリノが蓄積され漂っていると考えられている。この超新星背景ニュートリノの検出が可能になれば、超新星爆発やニュートリノの研究だけでなく、星形成の歴史についても探ることができるようになる。本発表では、将来の大型検出装置で超新星背景ニュートリノが観測された場合、得られる結果についての予想モデルを紹介する。 | |
| 5/13(火) 16:00- 5F会議室 | 加納(M1) |
| ブラックホールの熱力学 | |
| 概要： 現在の理論物理学では、一般相対性理論と量子論を包括した理論(量子重力理論)をつくることが大きな目標のひとつとして掲げられている。二つの理論を包括した新しい理論を作る際には、なにかひとつの本質的な公理(仮定)をつくることから始まるので、その仮定の妥当性の検証はとても重要である。今回の発表では、一般相対論と量子論がともに重要な役割を果たすブラックホールに着目して、量子重力理論にどのような制約を課すのかを紹介する。 | |