地球起源散逸酸素イオンと太陽風との関連性

中村研　 M2 　麻生直希2009/6/17

発表の流れ

•イントロダクション

　　研究テーマ

　　研究意義

　　先行研究

　　問題点•解析

　　解析手法

　　解析結果（太陽風との関連）

　　ジオコロナの除去•まとめ

研究テーマ：地球酸素イオンの散逸過程

NASA/ESA

[Abe,et al. 1993]

惑星大気科学

散逸過程を研究する意義 1

火星の散逸

これまでに散逸により大気の 90 ％が失われた

　　　　　　　　　　　　　　 　　 [Luhmann et al, 1992]

地球の大気散逸

Akebono のデータをもとに計算すると

地球から 1 日に 400 トンの酸素イオンが流出している

　　　　　　　　　　　　　　　　　 [Yau and Andre,1997]

⇒ 　 1 億年で現在の地球大気の２％が流出？散逸過程を知る　＝　大気進化を知る

散逸過程を研究する意義 2宇宙プラズマ科学

GEOTAIL により、地球磁気圏尾部で冷たい

酸素イオンのビームを発見どういう経路でやってくるのか？

[Seki et al,1998]

散逸過程を研究する意義 2

地球近傍の加速メカニズムを知ることが、磁気圏イオン分布を理解する事につながる

[Seki et al,1998]

先行研究1960 年代O+ は H との電荷交換により存在量が少なく、質量が大きいため、散逸量は少ない

[Banks and Holzer,1968]

1980 ～ 1990 年代DE ， Akebono などの極軌道衛星の観測により多量の O+ の散逸が確認　 [Abe et al, 1993]その後も衛星の直接観測により、カスプ、極域、オーロラ帯などで散逸 O+ を発見

Akebono [Andre and Yau,1997]

直接観測の長所と短所　長所　･･･　速度、密度、磁場など多くの物理量を得られる　短所　･･･　その場の情報しか得られない

　　　　　　　　　　　→　時間的変化と空間的変化に分離できない

散逸が「いつ、どこで」起こっているのかを知るためには、

撮像観測が必要不可欠

地球

直接観測 撮像観測 ひまわり 6 号　気象庁 HP

本研究テーマ：　　撮像観測データを用いて O+ 散逸量と太陽風および地磁気変動との因果関係を調べる観測機器： 月周回軌道 SELENE 搭載 UPI-TEX観測対象： 地球近傍に存在する O+ および He+ の共鳴散乱光（ 83.4nm,30.4nm ）

太陽光 共鳴散乱光

83.4 nm基底状態

励起状態

SELENE 共鳴散乱光

光路

散乱光量（観測量）＝比蛍光率　 × 　コラム密度　　　　　　　　　　　　　　

↑ 　温度、バルク速度

O+ 散逸量の摘出

　磁力線を書いて、積分領域を決定　平均輝度値を求める

LT06

LT00

LT12

LT18 平均輝度値 [Rayleigh/Pixel]＝全輝度値 ÷ ピクセル数

O+

He+

結果

5/26

平均

輝度値

[R/Pixel]

146 148 150 152 154

0.2

0.3

0.4

6/3

8 日間の平均輝度値時系列

1 日変動

1 日変動磁極が地軸の周りをまわる事に伴う、積分領域の増減が原因

147 147.2 147.4 147.6 147.8 148

0.2

0.25

0.3

|B|

Bx

By

Bz

density

V

temperature

pressure

5/30 6/1 6/35/285/26

5/30 6/1 6/35/285/26

intensity

146 148 150 152 154

0.2

0.3

0.4

太陽風動圧増加に伴う輝度値増加

ノイズの除去

観測値＝ O+ 共鳴散乱光　＋　ジオコロナ（ノイズ）[R] [R] [R]

ジオコロナの寄与はどれほどあるのか見積もってみる

ジオコロナ 地球をとりまく酸素原子の発光

酸素原子光（ 130.4nm）と Ly-α（ 121.6nm） [Rairden et,al 1986]

n = 1→2 Lyman-α 　（ 121.6nm ）

n = 1→3 Lyman-β 　（ 102.5nm ）

Ly-α

Ly-β

Ly-α 、 Ly-β の観測値への寄与

発光量[R]

感度[cps/R/pixel]

観測値[cps/pixel]

Ly-α104

（観測値）

10-8 10-4

Ly-β10

（見積り）

10-3 10-2

O+（ 83.4nm

）

1（観測

値）10-2 10-2

Geocentric radial distance [RE]

zeni

th e

mis

son

rate

[kR

] 10

Ly-β は O+ と同程度のカウント値を与える

　　　　解析で Ly-β を除去する必要あり

[Rairden et,al 1986]

Ly-α の輝度値の算出

著者、出典： Rairden et al. JGR,91,A12,1986

タイトル： Geocoronal Imaging With Dynamics Explorer

内容：　 DE １の観測によって得られた geocorona の Ly-α の輝度値と Chamberlain model から得られた Ly-αの輝度値を比較。

Ly-β の輝度値を算出するために、以下の論文で輝度値の算出方法を学ぶ

放射伝達方程式 dTSFI D ,4 2/1

0

地球

dτ

τ

τ’S(τ) ：発光源関数、 τ で励起した原子から 射出する photon 数T(τ,τ’) ： τ’ で射出した photon が吸収さ 　れずに τ まで到達する確率

地球

dτ

τ

τ’

太陽

dGSd

TS sun ),()(4

),()(

S0

S1S2 )()()( 210 SSS

G(τ,τ’) ： τ’ で射出した photon が τで 吸収される確率

モデルと観測値の比較水素原子の分布をモデルで与え、放射伝達方程式を解く

モデル

球対称 Chamberlain model

パラメータ：外気圏の上端高度 rcs 、下端　高度 rc 、下端高度での温度、 T および密度 N （ rc ）

地球

exosphere

（外気圏）衛星

r=rcs=3.0rc

r=rc=1.08RE

モデルと観測値の比較

地球

モデルと観測値がよく合っている

ただし、

１ . 酸素原子発光

２ . 銀河面

３ . 太陽の迷光

４ . 太陽風動圧による antisunward での水素原子密度のモデルとのずれ

の影響を受けている

Rotation angle

Rotation angle from zenith

Em

issi

on r

ate

[kR

]

１

２３

４

以上のように、モデルをたて、放射伝達方程式を解くことで Ly-α の輝度値を算出できる。

Ly-β への適用は諸係数を置き換えればよい。

今後の目標は、自分で Ly-α の輝度値を算出してこの論文と同じ結果を出すことである。

Geocentric radial distance [RE]

zeni

th e

mis

son

rate

[kR

] 10

[Rairden et,al 1986]

まとめかぐや搭載 UPI-TEX を用いて、酸素イオン撮像画像の解析を行った太陽風動圧の増加に伴って、散逸酸素イオンの輝度値が増加していたLy-β が O+ 共鳴散乱光と同程度カウントしてしまうため、 Ly-β の輝度値を除去する必要がある。Ly-α の輝度値の算出方法を理解した

今後の課題Ly-β を除去するプログラム作成