地球起源散逸酸素イオンと 太陽風との関連性
DESCRIPTION
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]. 散逸過程を研究する意義 1. 惑星大気科学. 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 - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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