太陽風プロトンの月面散乱による方向依存性の研究

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太陽風プロトンの月面散乱による
散乱角依存性の研究
東京大学大学院地球惑星科学専攻
齋藤研修士課程1年 上村 洸太
月周回衛星「かぐや(SELENE)」
打ち上げ:2007/09/14
軌道:極軌道
高度:2007/12/14 - 2008/12/26
100km
2009/02/26 - 2009/04/16
50km
2009/04/16 - 2009/06/10
10km
周期:2h
姿勢:3軸制御
プラズマ観測器(MAP-PACE)
-IMA-S(月面)
イオン
-IEA-S(反月面)
-ESA-S1
電子
-ESA-S2
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イントロダクション
• 固有磁場なし
• Atmosphereless
• 太陽風は月面と直接相互作用
• 観測に基づく理解はされていない
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イントロダクション
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It has been tacitly assumed that the plasma is almost
completely absorbed (<1% reflected) in the surface
material.[Crider and Vondrak, 2002; Schmitt et al., 2000;
Feldman et al., 2000; Behrisch and Wittmaack, 1991]
太
陽
風
イントロダクション
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Chandrayaan-1
During nominal solar wind conditions SARA observed that up
to 16–20% of the proton flux impinging on the lunar surface is
reflected back to space as energetic neutral hydrogen atoms.
[martin et al 2009]
イントロダクション
SELENE…月周辺のプラズマ環境の詳細観測
• 0.1~1%程度が月面で散乱[saito et al 2008]
• 特徴的なエネルギー幅を持つ
太
陽
風
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イントロダクション
• 最大エネルギーは太陽風より少し低く一定
• 最小エネルギーは赤道付近でもっとも小さい
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太陽風プロトンの月面散乱
1. 散乱イオンの月面に対する散乱角は?
2. エネルギー幅は何に依存しているのか?
•太陽風
かぐやの軌道面内に入射してほしい
☞かぐやの軌道と月の位置により選出
•散乱プロトン
月面で散乱後、直線的にIMAに入射してほしい
☞太陽風の誘導電場が小さい観測日を選出
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太陽風プロトンの月面散乱
• 散乱角の定義
散乱角
90° 前方散乱
0°
太陽風
入射角
後方散
180°乱
月面
結果 – 角度
赤道
極域
前方散乱
後方散
乱
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結果 – エネルギー
1
0.4
0.1
1
0.4
0.1
1
0.4
0.1
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結果 – 纏め
前方散乱と後方散乱の両方が見られる
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Eforward ≒ Eback
太
陽
風
Eforward > Eback
前方散乱が多く、ただし後方散乱も
わずかだが起こっている
まとめ
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1. 散乱プロトンの月面に対する散乱角は?
・太陽風プロトンは様々な角度で散乱
・月面に対する太陽風プロトンの入射角が散乱角を決める一因
1. エネルギーは何に依存しているのか?
・入射角によって散乱プロトンのエネルギーは決まる
発展
・中性粒子とあわせた理解
・月面の微視的な起伏の影響
・誘導電場の影響
☞ Chandrayaan-1,IBEX
☞実験を計画中
☞誘導電場のある観測日での解析
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補足
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自己ピックアップ加速
太陽風電場
が反転
• 月面で散乱/反射されたイオンの太陽風電場による加速
自己ピックアップ加速
磁場
太陽風
エネルギー低
北極
電
場
エネルギー高
南極
初速度を持って太陽風電場で加速
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月起源イオンの観測
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北向きの
太陽風電場
• 月面で生成されたイオンの太陽風電場による加速
月起源イオンの観測
磁場
加速距離⇒短
エネルギー⇒低
太陽風
電
場
北極
加速距離⇒長
エネルギー⇒高
南極
初速0で太陽風電場で加速
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