「ひさき」衛星 (EXCEED) による

ジオコロナ観測とプラズマ圏の EUV 観測

１．イントロダクション２．地球周辺の電離大気の撮像３． EXCEED/ ひさきの観測

東京大学吉川　一朗

中性 /電離大気の高度分布（ジオコロナ）

ひさき（ Sprint-A) EXCEED の飛翔高度

ひさき（ EXCEED) の観測対象は太陽系惑星の大気であるが、地球大気の中から観測するしかない。

中性大気

電離大気

地球周辺の概観

Dst index( 上 ) と TWINS/LAD で得られた 3 〜 8RE までの水素原子数 ( 下 ) [Bailey and Gruntman, 2013]

磁気嵐の最中に , 水素原子の総量 (3Re から 8Re の範囲）の増加が報告されている

-40nT 程度の DsT の減少でもLy-α 強度に増加が見られる

比較的最近の話題磁気嵐と Ly-α の相関

観測の geometry

EXCEED/ ひさきの視線方向

地球

太陽

①赤道面

コンベクション

②①＋②①＋②

赤道面における磁力管の流れ

地球電離層外側（プラズマ圏）

の成因

閉じた領域 ：

開いた領域 ：

電離圏から粒子が供給され続ける→高密度

磁気圏外部に流されてしまう→低密度

地球の固有磁場太陽風に引き起こされる、磁気圏内の大規模な流れ = コンベクション ( 変動 )

地球の自転に引きずられることによる、磁力管の流れ ( 定常 )

＋①

②

西田先生が１９６６に説明

分布の変動は大きい- 太陽風に対するプラズマ圏の応答 -

惑星間空間磁場（ IMF Bz ） 対流電場 プラズマ

圏北向き 弱い 大きい南向き 強い 小さい

赤道面上における粒子が E ×Bドリフトに従うと仮定

コンベクションの変動によるプラズマポーズの運動の概略

図

= 太陽風のもつ電場(IMF Bz の極性 )

対流電場

太陽風の変動

プラズマポーズの動き

=

遅れ

プラズマポーズの運動は対流電場に支配される

IMAGE衛星

太陽共鳴散乱光による撮像 @EUV地球の影

プラズマ圏の撮像 @30.4nm　９０年後半には、ヘリウムイオンの太陽共鳴散乱光（極端紫外光）による２次元像が得られるようになった。

11 時間の軌道周期のうち、遠地点付近で 5 ～ 6 時間の撮像を 2000-2001 年の間おこない、十分なデータベースを作成。

太陽光

程よい距離：Apogee: 8Re

９０年代に撮影した最初のプラズマ圏の画像

　　　　　　　　　　　

あけぼの　 SMSのほぼ同時刻の観測

プラズマポーズがはっきりとは見えないが。

月の周回から撮影　 by かぐや衛星

かぐやが撮影したプラズマ圏。プラズマポーズの凸（赤矢印）が約２６時間で地球の周りを運動しているのが分かる。

月から見た地球の He+ コロナ

形成の瞬間を捉えた映像はない。（突然発生する）

2000 年の 5~12 月までの観測で 8 例を見つけた。

太陽風の擾乱による、地球周辺に特異な電場構造が生成の原因、という説が有力

NASA の IMAGE 衛星でも撮影 @30.4nm

月の周回軌道中に故障（？）

EUV telescope

Equatorial mounting

UPI is only instrument, which did not focus on lunar science, but geophysics.

全天ＭＡＰ銀河座標系（銀経 , 銀緯）

すべての画像の重ね合わせ。明るい領域は太陽光の混入。「明らか」に星だと分かる像には赤点を付した。

EUV sky map

Clear EUV point sources are indicated as red dots.

EXCEED （ on ひさき） is an existing Earth-orbiting spectrometer

working in the EUV spectral range, still observing planets

Sprint-A (Hisaki) with EXCEED was successfully launched by epsilon rocket from Uchinoura last September.

What is EXCEED doing now?(Now he is orbiting around the earth.)

EXCEED is now watching Venus with the slit placed on the equator to witness the atmospheric outflow via SW interaction.

10” 60”

60” slit

Venus & Mars

O+ at 83.4nm太陽共鳴散乱光で撮像

EXCEED/Hisaki による金星の観測

百武彗星 (EUVE)

流出大気←太陽

The spectrum of Venus

He I (584) O II (834) 　　　　　　　 O I (1304) Lyman-β(1025) Lyman-α(1216)

CO(4P) A-X (14,2) 1282 blended with CI (1277)CO(4P) A-X (14,3) 1317CO(4P) A-X (14,4) 1354 blended with OI (1356)CO(4P) A-X (14,5) 1392CO(4P) A-X (14,6) 1432 blended with CI(1422)

? 1190NI, OI, CO (B-X (0,0)) ～

1150 NI 1134

?, CO (C-X, E-X), N II 1040 ～ 1090

OI 989

2 3 4 ? 5 ?6? ?

CII(1335) or (10,1) (12,2)

Figure 4: A large number of individual bands of the carbon monoxide spectrum (4P, Hopfield Birge) are clearly identified as well as carbon emission line. Carbon monoxide spectrum is complex result of several process. Solar Lyman-α line optically pumps up to (14, 0) band system and cascading are seen. Transitions at (10,1) and (12,2) are the 2nd-cascading product.

Geocorona illuminated Overall slit!

Long-team exposure can visualize the outflow of atmosphere from Venus

He I (584) O II (834) O I (1173) O I (1304) Lyman-β(1025) Lyman-α(1216)

O+ N+ C+

Geocorona measurement (observation)

Figure 8. A variation of intensity of He I, O II, Lyman-γ, -β, -α, and O . They have 100-minute periodic variation due to the spacecraft orbital period. The variation can be estimated by simple numerical formula. Numerical formula itself does not have geophysical meaning, but it is important to subtract terrestrial emissions from the observation.

ジオコロナ• 地球の電離大気 (He+) を起源とする EUV （ He

II 30.4nm ）は空間分布、強度ともに変動が大きく、現在でも研究も活発。 Image 衛星の後継機を日本で打ち上げるという機運もある。

• 水素やヘリウム原子を起源とする EUV 強度は、（私自身に測定の経験はなかったが、）ひさき衛星による長時間観測により、大気光強度のモデリングがひさき衛星から可能かも。

• 惑星（金星）の上層大気で起こる電荷交換反応で発せられる EUV検出に期待。