2019年度 太陽系科学研究系 STPセミナー
■場所 ：研究・管理棟 (A棟) 5F会議室1537 (変更の場合は赤字)■時刻 ：月頭火曜日 17:00-18:00
■連絡先 ：齋藤研D1 滑川 拓 (namekawa [AT] stp.isas.jaxa.jp)
■備考 ：発表時間は一人当たり45分程度
| 開催日時・場所 | 発表者 (所属・身分) |
|---|---|
| 4/23(火) 15:00- 5F 会議室 | 自己紹介 江川 (M1) |
| 4/30(火) | お休み |
| 5/7(火) 15:00- 5F 会議室 | STP seminar 鳥海 (PD) |
| 5/14(火) 17:00- 5F 会議室 | 自己紹介 西野 (PD) |
| 5/21(火) 17:00- 3F 会議室 | JpGU発表練習 福山 (M2),石城 (D1),滑川 (D1) |
| 5/28(火) | JpGUの為お休み |
| 6/4(火) 17:00- 4F 会議室 | STP seminar 菅原（特任助教） |
| 6/11(火) 17:00- 5F 会議室 | 北 (PD) |
| 6/18(火) 17:00- 4F 会議室 | 村上 (助教) |
| 6/25(火) 17:00- 5F 会議室 | 篠原 (准教授) |
| 7/2(火) 17:00- 5F 会議室 | STP seminar |
| 7/9(火) 17:00- 5F 会議室 | 齋藤 (教授) |
| 7/16(火) 17:00- 5F 会議室 | 滑川 (D1) |
| 7/23(火) 17:00- 4F 会議室 | |
| 7/30(火) | お休み |
| 8/6(火) | お休み |
| 8/13(火) | お休み |
| 8/20(火) | お休み |
| 8/27(火) | お休み |
| 9/3(火) | お休み |
| 9/10(火) 17:00- 5F 会議室 | |
| 9/17(火) 17:00- 5F 会議室 | 山崎（助教） |
| 9/24(火) 17:00- 5F 会議室 | 松岡 (准教授) |
| 10/1(火) 17:00- 5F 会議室 | STP seminar 川畑 |
| 10/8(火) | お休み |
| 10/15(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論中間発表 荒木 (本郷M2) |
| 10/22(火) | お休み |
| 10/29(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論中間発表 渡邊 (本郷M2) |
| 11/5(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論中間発表 山川 (本郷M2) |
| 11/12(火) 17:00- 6F 会議室 | 修論中間発表 福山 (M2) |
| 11/19(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論中間発表 菅生 (本郷M2) |
| 11/26(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論中間発表 梅垣 (本郷M2) |
| 12/3(火) | お休み |
| 12/10(火) | AGUのためお休み |
| 12/17(火) 17:00- 5F 会議室 | 浅村 (准教授) |
| 12/24(火) 17:00- 5F 会議室 | 長谷川 (助教)[PDF] |
| 12/31(火) | お休み |
| 1/7(火) 16:00- 5F 会議室 | STP seminar 岩本 (本郷D3) |
| 1/14(火) | お休み |
| 1/21(火) 17:00- 5F 会議室 | 修論発表練習 福山 (M2) |
| 1/28(火) 17:00- 5F 会議室 | 松田 |
| 2/4(火) 17:00- 5F 会議室 | STP seminar TBD |
| 2/11(火) | お休み |
| 2/18(火) 17:00- 5F 会議室 | 早川 |
| 2/25(火) | お休み |
| 03/03(火) 17:00- 6F 会議室 | 庄田（国立天文台） |
| 開催日時・場所 | 発表者 (所属・身分) |
|---|---|
| 4/23(火) 15:00- 5F会議室 | 江川 (M1) |
| アパタイトによる月ハンレイ岩に対する制約と室戸岬ハンレイ岩との比較 | |
| 概要： 月のマグマオーシャンからの分化では、カンラン石や輝石、長石が結晶化し、最後に結晶化するマグマは月で特徴的なKREEPと呼ばれる複数の不適合元素に富んだマグマと考えられている。また、マグマ中ではKREEPの他にH2Oも不適合元素として振る舞うので、もし月のマグマオーシャンがH2Oを有していたなら、KREEPに富む岩石は他の月岩石に比べてH2Oに富むと考えられる。本研究では月岩石や室戸岬ハンレイ岩の含水鉱物であるアパタイトの組成をEPMAによって分析し、比較した。その結果、月のハンレイ岩ではOHよりFに富むアパタイトが支配的であったが、H2Oを有している室戸岬ハンレイ岩でも同様な結果を得られたので、月のハンレイ岩を形成したマグマはH2Oを有していたと考えられる。また、KREEPに富む月岩石のアパタイトはOHよりもClに富むものが多く、月のハンレイ岩よりもH2Oが少ないことから、KREEPに富むこととH2Oに富むことは関係しないと考えられる。 | |
| 5/7(火) 15:00- 5F会議室 | 鳥海 (PD) |
| How to Create Flare-productive Sunspots? | |
| 概要： Solar flares, especially the strong ones, emanate from active regions including sunspots, where high magnetic non-potentiality resides in a wide variety of forms. In this talk, I will introduce some of our recent works on the flare-productive sunspots: (1) the statistical survey on flare-productive spots [Toriumi et al. 2017]; (2) the 3D MHD simulations of such flaring spots [Toriumi & Takasao 2017]; and (3) the flare loop modeling and reproduction of SXR light curves [Reep & Toriumi 2017]. I will start my talk from what I was doing as a student and then move to the introduction to the above three topics. I will also discuss relevant science targets of Solar-C_EUVST as well as potential collaborations with other missions. | |
| 5/14(火) 17:00- 5F会議室 | 西野 (PD) |
| アルフヴェン・マッハ数が低い太陽風に対する地球磁気圏の応答 | |
| 概要： 地球磁気圏の周辺で太陽風密度が通常のわずか数パーセント程度にまで減少することがある。このような場合には太陽風動圧が大幅に減少することに加えて、アルフヴェン速度が上昇することでアルフヴェン・マッハ数(Ma)が低くなる。このような低Ma太陽風かつParker spiral磁場の場合、磁気圏が単に膨張するだけでなく、その形状に顕著な朝夕非対称が発生することがわかった。また、磁気圏尾部の磁気圏境界面近傍で観測されるイオンビームは、太陽風のβ値が極めて低いためにリコネクションが頻発していることを示しており、通常とはプラズマ輸送の経路が異なることを示唆している。将来的には、地球軌道よりMaが低い水星磁気圏環境への応用や恒星風・惑星磁気圏相互作用への応用を目指したい。 | |
| 5/21(火) 17:00- 3F会議室 | 福山（M2） |
| Development of a Neutral Particle TOF-MS for Future Solar System Explorations | |
| 概要： In-situ observation is important in solar system exploration because of the difficulty in returning samples from a gravitational celestial body. Especially, in-situ mass spectrometry of celestial surface material is indispensable to understand the evolution of the moon and planets since mass spectra bring us various information such as the isotope composition. For the purpose of in-situ material analysis, mass spectrometers are used for recent planetary explorations. In addition, observations by lunar explorer in recent years reports the result of remote sensing suggesting the existence of H2O in the moon polar permanent shadow, but the existence is ambiguous since the observations have problems such as difficulty in discriminating between H2O and OH. The need for a mass spectrometer to demonstrate the presence of water by in situ observation is increasing. Mass spectrometers on planetary explorers must be compact and lightweight, but mass spectrometers that have both the compactness and high mass resolution have not been developed yet. Therefore, we are developing a compact and moderately high mass resolution TOF-MS (Time-Of-Flight Mass Spectrometer) for measuring neutral particles on the moon and planets. TOF-MS accelerates ions with an electric field. The accelerated ions fly at a fixed distance and the mass information is obtained from their flight time. In general, the flight path of ions must be long for realizing high mass resolution. In order to increase flight distance without enlarging equipment, a reflectron type TOF- MS, which reflects ions by electric field is adopted. Since the ion trajectory is dispersed as the ion flight distance increases, the detection efficiency decreases when the number of reflection increases. Therefore, our new reflectron type TOF-MS is equipped with a triple reflection mode with high mass resolution and a single reflection mode with high sensitivity. These measurement modes can be switched electrically depending on the observation targets. Simulation results show that the mass resolution is 360 in the triple reflection mode and 180 in the single reflection mode. Currently, we are manufacturing a test model whose size and potential are optimized. In this presentation we will report the design of our new reflectron type TOF-MS that is optimized by analytical calculation and numerical simulation. | |
| 5/21(火) 17:00- 3F会議室 | 石城（D1） |
| Particle-Particle Particle-Tree法を用いた惑星系形成のN体計算コードの開発 | |
| 概要： 一般に，惑星系は，中心星を取り巻く原始惑星系円盤から形成したと考えられている．特に，固体惑星やガス惑星のコアは，原始惑星系円盤内でkmサイズの天体(微惑星)の集積により形成したとされている．微惑星の集積過程は，主に微惑星系の重力多体計算(N体計算)によって議論されている．また，従来の惑星系形成標準理論にも様々な未解決問題が指摘されており，近年，それらの問題を解決するために様々な惑星系形成モデルが提唱されている．しかし，これらの新しいモデルにも問題点のないものは存在しない．また，十分な粒子数のN体計算が行われていないため，汎惑星系形成論となるモデルは未だ構築されていない． 本研究では，惑星系形成シミュレーションのためのparticle-particle particle-tree (P3T)法を用いた新しいN体計算コード，GPLUMの開発を行った．GPLUMでは，カットオフ半径より近距離の粒子間の重力相互作用を4次エルミート法で計算し，それより遠距離の粒子間重力相互作用をツリー法を用いて計算する．また，従来のP3T法を用いたコードでは，系内の粒子について質量比が大きくつくと計算速度が低下するという問題があるが，GPLUMでは，カットオフ半径を粒子間の相互作用ごとに質量と軌道長半径に基づいて定める新たなアルゴリスムを実装することで，従来のP3T法コードの問題点を解決している．GPLUMの性能は，従来のP3T法コードと比較して，大きな質量比のついた質量分布を持つ粒子系のシミュレーションに対しては大幅に改善される． N体計算コードの性能を改善することにより，惑星系形成過程の大域的なシミュレーションが可能になる．GPLUMによって，N体計算で~10^6-10^7粒子を扱うことが可能となり，これまでN体計算で扱うことができなかった広範囲，高解像度のN体計算を行うことができる．さらに，計算コストが向上したことで，たくさんの数値実験が可能となり，パラメータスタディによる新たな議論も可能となることが期待される． | |
| 5/21(火) 17:00- 3F会議室 | 滑川（D1） |
| PARM-HEP Observation of Precipitating High Energy Electrons over Pulsating Aurora | |
| 概要： The phenomenon called microbursts that radiation belt particles precipitate to the Earth’s atmosphere is thought to be largely related to the dissipation of high energy electrons in radiation belt. It is suggested that this phenomenon is caused by pitch angle scattering of the magnetospheric particles by plasma waves, which is a mechanism similar to the cause of the pulsating aurora observed in the Earth’s polar region. There is a possibility that the origin of microburst can be clarified by proving simultaneous occurrence of microburst and pulsating aurora, but observational verification has not been made yet. For that purpose, we have developed a high-energy electron detector (HEP) for the observation of sub-relativistic - relativistic energy electrons that make up the microburst. HEP is designed to measure electrons between 300 keV and 2 MeV with energy resolution of 20% or less and with signal processing time of ~ 5 μs. Energy analysis is performed by the detection part of this instrument using SSD (Solid State Detector). Performance tests of this instrument are carried out using a sealed radiation source and a high energy electron beam line. This instrument is installed as one of the core instruments of the PARM instrument package developed for the simultaneous observation of the pulsating aurora and microburst by an international student sounding rocket experiment RockSat-XN and LAMP (Loss through Auroral Microburst Pulsation) sounding rocket experiment. We have succeeded in obtaining the flight data on 13 January 2019 from RockSat-XN sounding rocket experiment. In parallel, we are now preparing HEP analyzer for LAMP sounding rocket experiment. In this presentation, we will show the outline and observation results of RockSat-XN-HEP as well as the LAMP-HEP development status. | |
| 6/4(火) 17:00- 4F会議室 | 菅原（特任助教） |
| 宇宙における有機分子の分子進化：これまでの研究とこれからの展望 | |
| 概要： 生命を構成する元素である水素，酸素，炭素，窒素（H, O, C, N）は宇宙で最も多く存在する．これらの元素は星間分子雲から原始太陽系円盤，そして現在の太陽系に至るまでの様々な過程において，単純な分子からより複雑な分子へと進化し，彗星や小惑星などの地球外物質によって，初期地球へと運ばれ，生命誕生のための材料となったと考えられている．この宇宙における有機分子進化の解明は，太陽系の形成と進化から生命の誕生に至るまで，多くの未解決問題を内包する重要課題であり，はやぶさ2やMMXミッションにおいても主要なサイエンス目標の1つとなっている． 有機分子は，分子組成の他に，その分子を構成する元素の同位体比（e.g., D/H,18O/16O, 13C/12C,15N/14N ），キラリティ（光学異性体：D/L）など，多次元的な情報をもっている．これらはその分子がそれまでに経てきた分子進化の歴史を反映する．炭素質コンドライトや彗星などの始原的太陽系物質の中には，多種多様な有機分子が含まれることがわかっており，その中にはアミノ酸のような重要な生体分子も含まれる．私はこれまで，アミノ酸のように，窒素を含む有機分子に着目して研究を行ってきた．例えば，種々のアミノ酸やアミンが星間分子雲内での星間氷への紫外線照射により生成し，またその際には窒素に同位体分別が生じないことを明らかにした（Sugahara et al., 2019, Geochem.J.）．また，アミノ酸は，彗星や小惑星によって初期地球に供給される際に生じる衝撃波によって，一部は分解されずに重合し，ペプチドへと進化することを明らかにした（Sugahara & Mimura, 2014, Geochem.J.; 2015, Icarus）． 今後は，さらなる宇宙における有機分子進化の解明に向け，地球外有機分子の分析法の開発を進めると共に，将来的な火星圏，さらにはその先の外惑星領域を見据えた太陽系探査に向け，「その場」分析用衛星搭載ガスクロマトグラフ質量分析計（GC/MS）の開発を行っていきたいと考えている． | |
| 6/11(火) 17:00- 5F会議室 | 北（PD） |
| アルマを用いた木星放射線帯変動メカニズムの解明に向けて | |
| 概要： 木星は、地球と比較して強力な磁場や10時間の高速自転、太陽系外縁の弱められた太陽風といった諸要素に支配され、地球とは異なった磁気圏を形成している。地球は太陽風による影響を受けるため「太陽風駆動型」と称され、一方で木星は「回転駆動型」と対比されている。木星放射線帯には太陽系内最大であり、安定した領域だと考えられてきたが、1990 年代以降の地上観測によって数日から数週間の時間スケールで変動しているということが明らかになった。理論予測によると、太陽紫外線が熱圏大気を加熱して中性風の擾乱を引き起こし、ダイナモ電場の擾乱が誘発されることにより放射線帯内部で動径拡散が増大と考えられている。更に、熱圏風の昼夜対流により生じる電離圏ダイナモ電場のポテンシャルが朝夕間で異なることにより、磁力線を介して電離圏と結ばれた放射線帯粒子の空間分布が変化することも予想されている。これまでの研究から太陽紫外線と放射線帯の相関関係が明らかとなったが、上層大気の風速変動については解明されていない。従って、上層大気の風速場を観測することは上層大気のダイナミクスだけでなく、放射線帯の時空間変動の解明にも繋がる。このシナリオの解明にはアルマの高空間・周波数分解能が必要不可欠である。木星成層圏にはHCNやCSが存在しており、サブミリ波帯で観測が可能である。これらの分子をトレーサーとして、輝線のドップラーシフトから成層圏の風速場を知ることができる。本発表ではアルマの公開データを用いた検証結果について報告する。 | |
| 6/18(火) 17:00- 4F会議室 | 村上（助教） |
| 紫外線観測技術の最前線：将来の太陽系内・外惑星観測計画に向けて | |
| 概要： 「ひさき」による惑星分光観測を筆頭に紫外線による分光観測の有用性が示され、将来計画の検討も進められつつある。また太陽系外惑星、特に地球型惑星の超高層大気を対象とした紫外線分光観測の検討も進められている。そこで本発表では、こうした太陽系内・外惑星観測に向けた紫外線観測計画の最新状況と、それらへの参画に向けた新型観測機器、特に検出器開発の現状について報告する。 | |
| 6/25(火) 17:00- 5F会議室 | 篠原（准教授） |
| MeV electrons observed in the plasma sheet boundary layer | |
| 概要： 1970年代の観測で、磁気圏尾部において MeV にもおよぶ電子の観測が報告されていたが、その後の観測で尾部における MeV電子の加速についての議論は進んでいない。近年の衛星観測でもリコネクションに伴う高エネルギー電子については数百keVまでの観測例は報告されているが、それより高いエネルギーまでの加速については、よくわかっていない。 磁気圏尾部のクロステール・ポテンシャルは差し渡しの全体を使っても数百keVにしかならないので、リコネクションによってどこまで電子が加速できるのか、という観点では数百keV かMeVかでは考えるべきクロステール・ポテンシャル以上の何かの加速を考える必要があるかどうか、というう点で大きく問題がかわってくる。 「あらせ」衛星は、地心距離が 6 Re以内の近地球領域の磁気圏内で、プラズマシート境界層 (PSBL) を観測することができる軌道を持ち、実際、夜側でしばしばローブ−プラズマシート境界を観測する。こうした例の中から、我々は MeV 電子のバーストがサブストームのオンセットにともなって観測される例をみつけた。 このMeV電子の期限が、リコネクション領域から直接きたものなのか、あるいは、別のパスをとるのかについて、解析を進めているが現在までの解析結果を紹介する。 | |
| 7/9(火) 17:00- 5F会議室 | 齋藤（教授） |
| Plasma Observation at Very Low Altitude around Lunar Magnetic Anomalies | |
| 概要： One day before Kaguya impacted the Moon on 10 June 2009. the perilune altitude became lower than 10km. During this time period, Kaguya was in the Earth’s magnetosheath. Since the observation at the lower altitude than 10km may give us information that helps to understand the ion heating mechanism, we have analyzed the data obtained at very low altitude <10km around magnetic anomalies. In addition to the deceleration of the ions and acceleration of the electrons in the region surrounding magnetic anomalies, trapped electrons were observed at the center of the magnetic anomalies. It has been found that the magnetic field structure and/or plasma structure is highly asymmetric around some of the magnetic anomalies. It has also been found that there exist ions observed only in the center part of the magnetic anomalies in some cases. Ion and electron data at very low altitude show more complicated plasma structure than the structure observed at higher altitude ~25km. | |
| 7/16(火) 17:00- 5F会議室 | 滑川（D1） |
| PARM-HEP Observation of Precipitating High Energy Electrons over Pulsating Aurora | |
| 概要： The phenomenon called microbursts that radiation belt particles precipitate to the Earth’s atmosphere is thought to be largely related to the dissipation of high energy electrons in radiation belt. It is suggested that this phenomenon is caused by pitch angle scattering of the magnetospheric particles by plasma waves, which is a mechanism similar to the cause of the pulsating aurora observed in the Earth’s polar region. There is a possibility that the origin of microburst can be clarified by proving simultaneous occurrence of microburst and pulsating aurora, but observational verification has not been made yet. For that purpose, we have developed a high-energy electron detector (HEP) for the observation of sub-relativistic - relativistic energy electrons that make up the microburst. HEP is designed to measure electrons between 300 keV and 2 MeV with energy resolution of 20% or less and with signal processing time of ~ 5 μs. Energy analysis is performed by the detection part of this instrument using SSD (Solid State Detector). Performance tests of this instrument are carried out using a sealed radiation source and a high energy electron beam line. This instrument is installed as one of the core instruments of the PARM instrument package developed for the simultaneous observation of the pulsating aurora and microburst by an international student sounding rocket experiment RockSat-XN and LAMP (Loss through Auroral Microburst Pulsation) sounding rocket experiment. We have succeeded in obtaining the flight data on 13 January 2019 from RockSat-XN sounding rocket experiment. In parallel, we are now preparing HEP analyzer for LAMP sounding rocket experiment. In this presentation, we will show the outline and observation results of RockSat-XN-HEP as well as the LAMP-HEP development status. | |
| 9/17(火) 17:00- 5F会議室 | 山崎（助教） |
| ひさき衛星によるヘリウムコーンの観測 | |
| 概要： 近年の IBEX 衛星観測や Voyger 探査機の太陽圏脱出により、太陽圏に関わる研究活動が活発になっている。 星間風に乗りtermination shockを超えて太陽近傍まで侵入する星間ガス起源の水素・ヘリウム原子の分布を観測することにより、太陽系内に居ながら太陽圏の外側の星間ガスの状態が推測できる。 特に IBEX 衛星観測結果から導出された星間風の方向の変化が太陽圏と周辺の星間ガスの相対関係の変化として捉えることができるという報告 (Frisch+13) はセンセーショナルであったが、導出された変化は誤差の範囲内であり、星間風の方向はが変化しているとは言えないという報告が主流となっている(Mebius+15, Koutroumpa+17)。 惑星分光観測衛星「ひさき」は惑星専用の宇宙望遠鏡でありながら、星間ガスの状態を推測する惑星間空間のヘリウム原子の共鳴散乱光分布も観測することが可能である。この４年間にわたって惑星観測の合間を縫って、惑星間空間のヘリウム原子共鳴散乱光観測を実施し、星間ガスの状態を推測することができた。その観測結果をまとめ、解析結果とその評価について報告する。 | |
| 9/24(火) 17:00- 5F会議室 | 松岡（准教授） |
| Examination of the Magnetic Field Experiment for the OKEANOS Mission | |
| 概要： In the OKEANOS (Solar Power Sail) project we have chances to make important discoveries about the interplanetary particle acceleration. During the cruising period, the fine structure of the magneto-hydrodynamic and whistler waves in the interplanetary shock are investigated. We study the variation of the wave characteristics on the distance from the sun and their contribution to the solar wind heating. Taking advantage of the OKEANOS spacecraft shape, we are mounting the magnetometers in the tip masses of the solar power sail which are 30m distant from the spacecraft body. That is significantly unique and superior method to measure weak magnetic fields with high resolution since it excludes effectively the problem of the magnetic interference which has commonly occurred in the previous missions with shorter boom. I review the whistler waves in the interplanetary shocks and its possibility to contribute to the solar wind electron heating. Later I present the research strategy of the OKEANOS magnetic field experiment, hardware and interface with the spacecraft system. | |
| 10/01(火) 17:00- 5F会議室 | 川畑（D3） |
| 太陽活動領域の非ポテンシャル磁場分布 | |
| 概要： 太陽の活動領域では, 磁気リコネクションにより, 太陽フレア・コロナ質量放出を代表とする様々な磁気エネルギー解放現象がおきている. 磁気エネルギー解放現象の発現機構は宇宙天気という観点で重要であるとともに, プラズマ物理の素過程研究という観点でも興味深い研究対象である. 太陽フレアは磁場の3次元構造と密接に関連しており, 発生前の磁場構造を正確に把握することが発現機構解明の鍵となる. しかし現状での偏光観測を基にした磁場導出は主に太陽表面の光球に限られており, 3 次元的な磁場の観測は困難で ある. そこで開発されたのが 光球から上空の磁場を推定する非線形フォース フリー磁場(NLFFF) 外挿という手法である. しかしNLFFF 外挿の仮定の一つである低プラズマベータ光球では妥当でないという指摘がある(Gary 2001). そこで我々は光球より約1500km上空の彩層の磁場をHe I 10830 Aの偏光観測から導出し, 光球からNLFFF外挿を行った結果と比較した. その結果, 彩層高度においてNLFFF外挿の予測よりエネルギーの高い磁場分布をしている可能性があることが示された. この結果は, 現状のNLFFFモデルでは上空の3次元磁場構造を十分に再現できておらず, 今後の彩層磁場観測の重要性を示すものである. また2020年代中盤に打ち上げを目指すSolar-C EUVST, 2019年に観測を開始する 大口径地上望遠鏡DKIST, 2021年に実施予定の気球実験Sunrise-3など, 将来ミッションに対してどのような科学課題に取り組むべきかについても議論を行う. | |
| 10/15(火) 17:00- 5F会議室 | 荒木（本郷M2） |
| 磁気リコネクション境界領域における粒子加熱に関する統計解析 | |
| 概要： 磁気リコネクションは磁場エネルギーをプラズマの熱・運動エネルギーに変換する重要な物理機構である。エネルギー変換は主にX ポイント近傍の拡散領域で行われているとされるが、磁場のトポロジーが変化する境界領域においてもエネルギー変換が起こりうることが示唆されている。また磁気圏尾部の境界領域ではイオンが加速している様子も観測されている(Hiraharaet al.,1994)。本研究では、MMS(Magnetospheric Multiscale)衛星で観測された高時間分解能データを用いて、境界領域のイオンの加速・加熱についての統計解析を行う。磁気リコネクション境界領域を通過したと思われる19イベントについてプラズマベータの時系列変化を確認すると、インフロー領域と考えられる期間でのベータ値によって大きく2つのタイプに分けられることが確認された。それぞれについてのイオンと電子の温度の変化、およびイオン対電子の温度比を議論する。これらの特性により、境界領域を介したエネルギー変換と加熱・加速のメカニズムについて考える。 また、境界領域のイオンは複数の異なる速度分布が共存していることが多いため(Ueno et al.,2001)、成分ごとに選り分けた上での3次元分布関数レベルの議論が必要となる。また、複数成分の加熱・混合を議論するためにはイオンのサイクロトロン周波数(尾部プラズマシートでは1Hz 程度)以上の高時間分解能のデータを用いる必要がある。我々は観測された境界領域における複雑な速度分布を成分ごとに選り分けた。先述した19イベントについて、フィッティングを用いて得られた温度やその異方性を示し、境界領域におけるプラズマ加熱や複数成分プラズマの混合について議論する。 | |
| 10/29(火) 17:00- 5F会議室 | 渡邊（本郷M2） |
| Statistical study on electron and ion temperatures in the near-Earth reconnection and magnetic pile-up regions | |
| 概要： Plasma heating during the magnetic reconnection is not well understood, particularly in terms of adiabaticity, heating rate, and ion-electron temperature ratio. Previous study shows that Ti/Te in the Earth’s magnetosphere are 1-10 and decrease with increasing Ti and Te. This study focuses on macroscopic profiles of Ti, Te, and Ti/Tein the near-Earth magnetotail, using data obtained from MMS. Observation points are categorized into three different regions: low-beta/high-beta inflow region, outflow region, and magnetic pile-up region. From low-beta inflow region to high-beta inflow region, both Tiand Teincrease and electron entropy is constant. Ion entropy, on the other hand, increases across the transition. This result is consistent with the theory about ion gyro radius and the width of the plasma sheet. Inside the reconnection site, Tiand Teincrease and entropies remain constant. This indicates that both ion and electron are heated adiabatically. From the outflow region to the pile-up region, electrons are selectively heated and electron entropy increases in the transition. This statistical study suggests that nonadiabatic heating occurs around the plasma sheet boundary layer for ions and at the early stage of magnetic field pileup for electrons. | |
| 11/05(火) 17:00- 5F会議室 | 山川（本郷M2） |
| Study of the excitation mechanism of ULF waves in Earth's inner magnetosphere based on the drift-kinetic model | |
| 概要： Storm-time Pc5 ULF waves are electromagnetic pulsations in the inner magnetosphere with the frequency of 1.67-6.67 mHz, and are considered to be generated by ring current ions associated with the injection from the magnetotail during substorms. The excitation mechanism and global distribution of Pc5 waves are keys to understand dynamic variation of the outer radiation belt, since Pc5 waves are considered to contribute to the radial transport of radiation belt electrons [e.g. Elkington et al., 2003]. Promising candidate of excitation mechanism of the storm-time Pc5 waves is the drift-bounce resonance [Southwood, 1976]. Previous spacecraft observations suggest both drift resonance [e.g. Dai et al., 2013] and drift-bounce resonance [e.g. Oimatsu et al., 2018] excitation of ULF waves. Theoretically, Yamakawa et al. [2019] confirmed the drift resonance excitation of storm-time Pc5 waves under the initial condition of phase space density (PSD) with north-south symmetry based on the global drift-kinetic simulation. However, drift-bounce resonance excitation of ULF waves was not detected in the case of the symmetric initial PSD distribution, while this type of resonance was suggested by some spacecraft observations [e.g. Oimatsu et al., 2018]. This study aims to investigate the condition for the excitation of ULF waves associated with drift-bounce resonance based on the global drift-kinetic model. In order to simulate the excitation of the storm-time Pc5 waves, we perform a kinetic simulation for ring current particles using GEMSIS-RC model [Amano et al., 2011], in which five-dimensional drift-kinetic equation for PSD of ring current ions and Maxwell equations are solved self-consistently under the assumption that the first adiabatic invariant is conserved. In order to simulate consequence of ion injection from the plasma sheet, we put a localized high-pressure region around midnight consisting of H+ ions. We compare two cases of the initial velocity distribution; the Maxwellian velocity distribution with the isotropic temperature of 16 keV (Case a) and the velocity distribution with asymmetric distribution in pitch angle direction in addition to the background Maxwellian distribution (Case b). In Case a, the simulation results show the drift resonance excitation of both poloidal and toroidal mode waves in Pc5 frequency range in the dayside dusk sector. These waves are fundamental mode waves with azimuthal wave number m ~ - 20 propagating westward. Global distribution of the excited Pc5 waves indicates that they are excited where the local growth rate resultant from the positive PSD gradient in energy is positive [Yamakawa et al., 2019]. In Case b, excitation of the 2nd harmonic poloidal-mode Pc3 ULF waves due to the drift-bounce resonance was also identified in the dusk sector in addition to Pc5 ULF waves. The power spectra of both Pc5 and Pc3 poloidal mode ULF waves show correlation with the local growth rate. Ions contributing to the growth of poloidal mode ULF waves tend to have the pitch angle of about 90 degrees for Pc5 waves and oblique pitch angle for Pc3 waves. We will also report on characteristics of excited ULF waves with a focus of the relative contribution of the drift and drift-bounce resonances. | |
| 11/12(火) 17:00- 6F会議室 | 福山（M2） |
| 月極域探査ローバー搭載用飛行時間計測型質量分析器の開発 | |
| 概要： 近年の月探査機による観測により、月極域永久影におけるH2Oを含む揮発性物質からなる氷の存在を示唆する観測結果が報告されているが、その存在量や組成等の詳細は不明である。我々は将来の月極域着陸探査ローバーに搭載し、月極域の揮発性物質の組成の解明に貢献する質量分析器（Time-Of-Flight Mass Spectrometer :TOF-MS）の開発を行っている。 TOF-MSは中性粒子をイオン化・電場加速した上で自由飛行させ、飛行時間の質量依存性からイオンの質量分析を行う。本方式において質量分解能はイオンの飛行時間に比例するため、高質量分解能を実現するためには、イオンの飛行経路を長くとる必要がある。機器を大型化させることなく飛行距離を稼ぐため、イオンを電場によって反射させるリフレクトロン方式TOF-MSを採用した。一方で、イオンの軌道はイオンの飛行距離が長くなるにつれて分散するため、反射回数を増やすと検出効率が低下する。そこで、本機器は高質量分解能の複数回反射モードと、反射回数を抑え感度を重視した１回反射モードを搭載し、観測対象ごとにこれらの測定モードを切り替えられるようにした。シミュレーションにより、月極域に存在することが予想される揮発性物質を分離可能な質量分解能を達成した。現在はシミュレーションをもとに製作した試験モデルが設計通りの性能を達成しているかを確認するための実験を行っている。 本発表ではTOF-MS試験モデルの設計と性能試験結果を報告する。 | |
| 11/19(火) 17:00- 5F会議室 | 菅生（本郷M2） |
| 惑星探査用高エネルギー電子観測器のASIC 開発 | |
| 概要： 高エネルギー電子は太陽系のあらゆる惑星磁気圏に存在し、それらの一部は惑星大気に降り込んでエネルギーを与えると考えられる。しかし、観測例の少ない外惑星やその衛星では、高エネルギー電子が大気に与える影響を評価するのは難しい。このような電子フラックスは必ずしも等方的ではなく、降下電子の大気への影響を定量的に評価するには広い立体角をカバーする必要がある。そこで私たちは将来の惑星探査を念頭に、衛星スピンに依存しない半球状の視野を持つ高エネルギー電子観測器の開発を行っている。これまでの研究で私たちは20-100keVに感度のよい半球状の視野を持つ高エネルギー電子観測器を開発し、ロケット実験で超高層大気での動作を実証した。本研究ではさらにペイロード重量制限の厳しい惑星探査に向けて電子検出信号処理部をASIC (Application Specific Integrated Circuit)化することで、コンパクトな観測器の実現を目指している。我々の電子観測器の電子検出信号処理回路はエネルギー測定を精度よく行うために前置増幅部、波形整形部、ピークホールド部、AD 変換部で構成されている。我々は、想定している検出器(Avalanche Photodiode, APD)の増幅率やノイズ特性を考慮して、ダイナミックレンジ~10^6 e-・波形整形回路の時定数~1 μsとなるような回路設計を行い、シミュレーション上で動作を確認した。その結果、動作の正常性、入出力の線形成、要求性能の達成(ダイナミックレンジ~10^6 e-・波形整形回路の時定数~1 μs)を確認できた。 | |
| 11/26(火) 17:00- 5F会議室 | 梅垣（本郷M2） |
| 地球バウショックにおけるコヒーレントなホイッスラーモード波動の解析：MMS衛星による複数衛星観測 | |
| 概要： 非熱的な荷電粒子の生成機構の問題は宇宙物理における大きな未解決課題の１つである．その有力な候補の1つとして衝撃波近傍におけるフェルミ加速が考えられている．フェルミ加速では、衝撃波近傍に粒子を閉じ込めるために波動粒子相互作用によるピッチ角散乱が重要となる．特に衝撃波近傍で電子を散乱させる波動としてホイッスラーモード波動が示唆されている．ホイッスラーモード波動は背景磁場に対し右円偏波しながら平行伝播する高周波の電磁波である．ホイッスラーモード波動は衝撃波遷移層で観測されており[Hull et al., 2012]、電子とサイクロトロン共鳴することで散乱効率を高めていると考えられている．実際に衝撃波遷移層で波動粒子相互作用する電子とホイッスラーモード波動の観測例が存在する[Oka et al., 2017]．しかし、衝撃波における電子加速の例が少なく、実際に加速を引き起こすためのホイッスラーモード波動による電子散乱効率は未だ明らかになっていない． 本研究では、ホイッスラーモード波動の伝播特性を統計的に調べ、衝撃波遷移層における電子散乱効率を明らかにすることを目的とする．今回の解析を行うにあたり、我々はＮＡＳＡのＭＭＳ(Magnetospheric Multiscale)衛星を用いた．本研究では、地球バウショックにおいて電子のエネルギーが増大している期間として2016年12月6日10時29分50秒 - 30分15秒の25秒間に着目した．まず単一衛星解析として、ホイッスラーモード波動の主な周波数帯である0.1-0.5 fce(30-150 Hz；fce~300 Hz)について20 Hz毎に区切ってバンドパスフィルタをかけた．フィルタをかけた各周波数帯において50 msの時間幅でMinimum Variance Analysis(MVA)を行った．この時ポインティングフラックスの向きを考慮することにより、伝播方向を一意に決定した．また、各時間帯での電場と磁場の強度比からファラデーの法則を用いて位相速度を求めた．この解析を、ＭＭＳ衛星が衝撃波遷移層を通過する上記期間について行い、各周波数帯における波動の伝播方向や磁場強度の時間変動、および磁場に対して平行方向の伝播速度と周波数の関係を調べた．発表では、各衛星について独立にこれらの解析を行い、衝撃波遷移層内でのホイッスラーモード波動の伝播方向や磁場強度の特性を統計的に解析した結果を報告する． | |
| 12/17(火) 17:00- 5F会議室 | 浅村 |
| 内部磁気圏で磁気音波と共に観測される低エネルギーイオンの垂直方向加熱の成因について | |
| 概要： 内部磁気圏の磁気赤道付近では磁気音波がよく観測される。あらせ衛星の粒子観測、波動観測から、磁力線垂直方向に加熱された 100eV 程度のイオンと同時に磁気音波が観測される例が高確率で見つかった。10Hz 程度の磁気音波を選び、波動粒子相互作用解析 (WPIA) を行ったところ、E・v が正となり、磁気音波が低エネルギーイオンを加速していると考えられる。一方、今回解析したイベントでは、EMIC (電磁イオンサイクロトロン波動) が同時に観測されている。EMIC についても垂直方向に加熱された 100eV程度のイオンとの間で WPIA解析を行ったところ、粒子が波にエネルギーを与えていることが分かった。これらの結果は磁気音波が粒子を介して EMIC を励起する機構の存在を示唆している。 | |
| 12/24(火) 17:00- 5F会議室 | 長谷川 |
| Generation and role of electromagnetic turbulence in Kelvin-Helmholtz vortices at Earth’s magnetopause | |
| 概要： Turbulence is ubiquitous in nature and plays an important role in material mixing and energy transport. Turbulence in space plasmas is characterized by fluctuations of flow velocity and/or electromagnetic fields over a broad frequency range and/or length scales, and is believed to be the key to efficient plasma transport and heating. However, its generation mechanism is not fully understood because turbulence in space is often fully developed or already relaxed when observed. By analyzing high-resolution plasma and electromagnetic field data taken by the Magnetospheric Multiscale spacecraft, we study the generation process of electromagnetic turbulence at the outer boundary of Earth’s magnetosphere, called the magnetopause, where either a flow shear-driven Kelvin-Helmholtz instability or magnetic reconnection or both could drive turbulence. It is shown that while dayside reconnection generates a modest level of turbulence at the magnetopause near noon, the flow shear instability further amplifies the turbulence at the flank magnetopause. Our analysis also suggests that the turbulence may not be the primary cause of plasma transport from solar wind into the magnetosphere, but rather a consequence of the flow shear-induced reconnection that is likely the primary cause of plasma transport at the dayside flank under northward solar wind magnetic field conditions. | |
| 01/07(火) 16:00- 5F会議室 | 岩本（本郷D3） |
| Numerical Study on Synchrotron Maser Emission and Associated Particle Acceleration in Relativistic Shocks | |
| 概要： 無衝突衝撃波は宇宙空間に遍在しており、非熱的な高エネルギー粒子の生成場所だと考えられている。特にガンマ線バーストや活動銀河核といった高エネルギー天体では、亜光速のプラズマ流により形成された相対論的無衝突衝撃波が1020eVにも達する高エネルギー粒子を生成すると期待されているが、具体的な加速機構は未解明である。相対論的無衝突衝撃波の特徴として、シンクロトロンメーザー不安定による高強度電磁波放射が挙げられる(Hoshino& Arons1991)。近年では高速電波バーストの放射機構に応用され、宇宙物理学でも注目されているプラズマ素過程である(Metzer2019)。この高強度電磁波は衝撃波上流に伝搬し、輻射圧により電子を押して静電波を励起することが数値計算を用いて示されている(Lyubarsky2006)。さらには、この静電波の伝播に伴い非熱的粒子が生成されることが示されており(Hoshino2008)、相対論的無衝突衝撃波における加速機構の有力な候補の一つである。 相対論的無衝突衝撃波は主に１次元数値計算で研究されており、現実に即した多次元系では数値不安定に伴う数値計算の困難さから十分に研究されていなかった。さらにはシンクロトロンメーザー不安定は高調波を励起するため高解像度計算が必須であり、多次元系では高強度電磁波放射を正確に取り扱えていなかった。本研究では、数値不安定を抑制した高度に最適化された数値コード(Ikeya& Matsumoto2015)を用いることで、高解像度計算を行い多次元系において高強度電磁波放射を初めて正確に評価した。さらには静電波の伝播に伴い非熱的な電子とイオンが生成されることも実証した。本発表では、この高強度電磁波放射と粒子加速をより詳細に議論し、相対論的衝撃波の物理をプラズマ素過程に基づいて考察する。 | |
| 01/21(火) 17:00- 5F会議室 | 福山（M2） |
| 月極域探査ローバー搭載に向けた飛行時間型質量分析器の開発 | |
| 概要： 近年の月探査機による観測により、月極域クレーター内の永久影（常時太陽光の照射が無い領域）に、水を含む揮発性物質からなる氷が存在する可能性が指摘されている。しかし、これまでの月極域水氷の観測は、リモートセンシングによる間接的な手法にとどまっており、多くの研究者が水氷の存在を認めるような直接的な情報は得られていない。例えば、月極域水氷の観測に多く用いられてきた中性子分光は水素原子を観測する手法であったため、極域に水素濃集があることは分かっても、それが水分子だと断定することはできなかった。また、近赤外線分光計による観測から水氷の存在を示した報告もあるが、光源が少ない極域では反射スペクトルのSN比が小さくなり、ノイズの影響が無視できないという問題があった。月極域水氷が存在するかどうかを明確にするためは、水分子の同定を行える、直接的な観測を行う必要がある。 宇宙航空研究開発機構（JAXA）は月極域水氷の濃集過程や起源の解明、さらには将来の人類の月面活動における資源利用可能性の調査を目的とした、月南極域着陸探査を計画している。本探査計画では水分子の同定と水氷の組成の調査を行うため、月面にローバーを展開し、その場質量分析を行うことが計画されている。しかし、ローバーに搭載可能なほど小型で、かつ水の検出ができる質量分解能を持つ、探査機搭載用の中性質量分析器は国内で未開発である。 そこで本研究では、月極域探査ローバーに搭載することを想定した飛行時間型質量分析器の開発を行った。宇宙科学研究所（ISAS）において過去に開発された、Ar同位体比測定用質量分析器の分解能では要求性能を満たさなかったため、マルチリフレクトロンを採用し再設計を行い、計算上、要求性能を達成可能なことを確認した。 設計をもとに試作機の製作・試験を行い、質量分析が正しく行われていること、計算上達成可能な質量分解能が実際に達成されていることを確認した。結果として本研究では、質量分解能120程度の、要求性能を満たす中性質量分析器を開発することに成功した。 | |
| 01/28(火) 17:00- 5F会議室 | 松田 |
| Automatic Electron Density Determination by using a Convolutional Neural Network | |
| 概要： The ambient electron number density is a key parameter for discussions of plasma wave generation/propagation, and wave-particle interaction in the inner magnetosphere. The High Frequency Analyzer (HFA) is a subsystem of Plasma Wave Experiment (PWE) aboard Arase. The HFA measures wide frequency range (0.1-10 MHz) electric power spectra with a time resolution of 8 or 60 s. This covers a typical frequency range of Upper Hybrid Resonance (UHR) frequency in the inner magnetosphere. We developed a technique for automatically determining UHR frequencies using a Convolutional Neural Network (CNN) to derive the electron density along the orbit of the Arase satellite. In this study, we evaluate the performance of electron density determination by using a CNN model from the point of view of science. | |
| 02/18(火) 17:00- 5F会議室 | 早川 |
| E-POP搭載中性ガス室用分析器の原理と問題点Principle and problems of neutral mass spectrometer onboard E-POP | |
| 概要： カナダが開発し運用している小型衛星E-POP搭載の中性ガス質量分析器は超高層大気の主成分である酸素原子にターゲットを絞り質量分解能を落とす代わりに２次元の速度分布が計測できるように設計されたものである。 本セミナーではその原理と実際の構成及び打上後に発覚した問題点について紹介する。 The neutral gas mass spectrometer onboard E-POP, which is a small sat developed and operated by Canadian, is designed to measure the two-dimensional velocity distribution instead of reducing the mass esolution and is focusing the target on oxygen atoms, the main component of the upper atmosphere. This seminar introduces the principle, the actual configuration, and the problems discovered after launch. | |
| 03/03(火) 17:00- 6F会議室 | 庄田（国立天文台） |
| Early results from Parker Solar Probe | |
| 概要： I will briefly review the early science results from Parker Solar Probe. Parker Solar Probe is a satellite that approaches the Sun closer that 10 solar radii from the center of the Sun, and is expected to provide us unique opportunities to probe the near-Sun solar wind. It has launched in August 2018, and the first science results are released in November 2019, including several unexpected observations. I will pick up at least one discovery from each instrument onboard Parker Solar Probe, namely FIELDS, SWEAP, WISPR and ISoIS. | |
最終更新日 2019.04.08 <編集: 星>