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「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
電離大気
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
地球周辺の概観
比較的最近の話題
磁気嵐とLy-αの相関
-40nT程度のDsTの減少でも
Ly-α強度に増加が見られる
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
観測のgeometry
EXCEED/ひさきの視線方向
地球電離層外側（プラズマ圏）
の成因
地球の自転に引きずられることに
①よる、磁力管の流れ (定常)
＋
太陽風に引き起こされる、磁気圏
②内の大規模な流れ = コンベクショ
ン (変動)
地球の固有磁場
太陽
閉じた領域 ： 電離圏から粒子が供給
され続ける→高密度
開いた領域 磁気圏外部に流されて
：
しまう→低密度
西田先生が１９６６に説明
地球
①
コンベクション
②
①＋②
①＋
赤道面
赤道面における磁力管の流れ
分布の変動は大きい
- 太陽風に対するプラズマ圏の応答赤道面上における粒子がE ×Bド
リフトに従うと仮定
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
太陽風の変動
=
太陽風のもつ電場
(IMF Bzの極性)
=
対流電場
遅れ
プラズマポーズ
の動き
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
プラズマポーズの運動は対流電場に支配さ
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。
太陽共鳴散乱光による撮像@EUV
程よい距離：
Apogee: 8Re
IMAGE衛星
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
９０年代に撮影した
最初のプラズマ圏の画像
プラズマポーズが
はっきりとは見えな
いが。
あけぼの SMSのほぼ同時刻の観測
月の周回から撮影 by かぐや衛星
月から見た地球のHe+コロナ
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。
NASAのIMAGE衛星でも撮影@30.4nm
2000年の5~12月までの観測で8例を見つけた。
形成の瞬間を捉えた映像はない。（突然発生する）
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
月の周回軌道中に故障（？）
Equatorial mounting
EUV telescope
UPI is only instrument, which did not focus on lunar science, but geophysics.
EUV sky map
全天ＭＡＰ
銀河座標系（銀経, 銀緯）
Clear EUV point sources are indicated as red dots
.
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。
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
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.
EXCEED/Hisakiによる金星の観測
60” slit
Venus & Mars
10”
←太陽
60”
流出大気
O+ at 83.4nm
太陽共鳴散乱光で
撮像
百武彗星 (EUVE)
The spectrum of
Venus
? 1190
NI, OI, CO (B-X (0,0)) ～
1150
NI 1134
?, CO (C-X, E-X), N II
1040 ～ 1090
OI 989
CO(4P) A-X (14,2) 1282 blended with CI
(1277)
CO(4P) A-X (14,3) 1317
CO(4P) A-X (14,4) 1354 blended with OI
(1356)
CO(4P) A-X (14,5) 1392
CO(4P) A-X (14,6) 1432 blended with CI(1422)
CII(1335) or (10,1) (12,2)
2
3
4 ? 5 ?6? ?
Geocorona illuminated
Overall slit!
He I (584)
O II (834)
Lyman-β(1025)
O I (1304)
Lyman-α(1216)
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.
Long-team exposure can visualize
the outflow of atmosphere from Venus
O+
He I (584)
O II (834)
N+
O I (1173)
O I (1304)
Lyman-β(1025)
Lyman-α(1216)
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。