My Research Target

2010/4/21 STP seminar
Numerical Studies of Jupiter’s MagnetosphereIonosphere-Thermosphere Coupling Current System
木星磁気圏・電離圏・熱圏結合電流系に関する数値研究
~ Doctor thesis and beyond ~
PD 垰千尋
Chihiro Tao
1. はじめに：木星電磁圏環境
・太陽系惑星最大・高速自転
（9時間55分：自転エネルギーは地球の20万倍）
太陽風
磁気圏
・強磁場（磁気双極子は地球の2万倍）
・磁気圏内イオからのプラズマ供給
イオプラズマ
トーラス
磁気赤道
磁力線
◆自転卓越電磁圏 (cf. 地球：太陽風駆動型)
ex. 磁気圏広範囲でプラズマ回転、周期的現象
◆高エネルギー加速器・電波星
[km]
・電離圏・熱圏形成、磁気圏と相互作用
2000
1500
電子密度
(低緯度)
1 barからの高度
・ガス惑星：H2, He, H, CH4, C2H6, …
Fig. 木星磁気圏模式図
1000
電離圏
数100 km
500
中性温度
(オーロラ域)
熱圏
乱流圏界面
~300 km
0
105-6 /cc ~1000 K
Fig. 木星電離圏・熱圏
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1. はじめに：木星電磁圏結合系
磁気圏内広い領域でプラズマが回転
イオからのプラズマ供給・外向き輸送
⇒電磁的結合による、惑星から磁気圏への角運動量輸送
熱圏・電離圏
磁気圏
角運動量の流れ
電離圏
プラズマ
中性大気
イオ
磁気圏
プラズマ
電子降込
Fig. 木星電磁圏結合系
熱圏・電離圏のエネルギー源 Joule/auroral 加熱 >> solar EUV 加熱
⇒熱圏ダイナミクスは磁気圏-電離圏結合系に大きく影響
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1. はじめに過去の研究
◆極域イオン運動観測 [e.g.,Stallard et al.,2003] ⇒速度~数km/s
◆熱圏電離圏モデル [e.g., Achilloes et al., 1998; Bougher et al., 2005]
＜着目＞熱圏温度・速度分布、電離圏電子密度構造、極域オーロラの影響
⇒極域速度~数100 m/s, オーロラ電子flux・電場(~磁気圏プラズマ対流)依存あり
＜仮定＞印加電場・flux⇒大気運動によるフィードバックがかからない
◆結合電流モデル [e.g., Hill, 1979; Cowley et al., 2007]
＜着目＞磁気圏プラズマ速度分布、沿磁力線電流/オーロラ構造、エネルギー収支
⇒熱圏大気運動による電流量・角運動輸送量変化を示唆 [Huang and Hill, 1989]
＜仮定＞磁気圏プラズマ速度に一定の割合で連動した中性大気運動分布を仮定
⇒相互作用下での熱圏大気運動および電流分布は ?
＜手法＞理論・解析的アプローチ：
自転軸非対称性がもたらす時空間変動の調査困難/未解明
Io footprint Polar emission
Main oval
Ganimede/Europa footprint
Fig. 木星オーロラ[Grodent et al., 2003]
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1. はじめに過去の研究 2
◆電子降込モデル
down-, two-, multi- stream近似
[e.g., Grodent et al., 2001; Perry et al., 1999]
＜着目＞
・大気進入高度、イオン化率・加熱率
・オーロラ発光との比較
・降込電子エネルギースペクトル推定
cf. 地球版の式 [Rees, 1963]
イオン化率： 

q aurora 
[/m3/s]
0
 ion R 0
 z   F
イオン生成数高度依存性
※任意の中性大気分布、電子エネル
ギー、フラックスに対して求まる
◇電子降込効果の3次元モデル
への組込が困難
⇒H2大気分布・電子エネルギーを関
数とするパラメータ式による表記
εion：イオン生成に要する
エネルギー 0.035 [keV/ion]
ε0：入射電子のエネルギー [keV]
F：入射電子フラックス [/m2/s]
Z  nm H  Pz  g [kg/m2]
ρ：中性大気密度 [kg/m3]
λ：電子エネルギー散逸関数
大気の厚さ
R0  4.6 105  0
1.75
[kg/m2]
電子が最大限進入できる高度の大気の厚さ
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1. 研究目的
自転が卓越した木星電磁圏結合過程について、その相互作用
における熱圏大気運動と結合電流の空間分布とその関係を明
らかにすることを目的とする。
§2 電子降込によるイオン化率高度分布のパラメータ化
§3 磁気圏・電離圏・熱圏結合モデルと大気運動・電流分布
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2. オーロラ電子イオン化率の
パラメータ化
水素大気への電子降込過程のモンテカルロ計算
その結果を用い、イオン化率高度分布のパラメータ化式作成
※地球大気電子降り込みのパラメータ化式[Rees, 1963]を参考
※主要部は Hiraki and Tao [2008, Ann. Geophys.]
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2.1 電子降り込みシミュレーション
○水素分子大気への電子降込過程をモンテカルロ計算
○考慮している衝突過程：
弾性衝突、イオン化、振動励起(v=1)、回転励起(J=0→2)
1
励起衝突（ B1  u C  u a 3g b3  u c 3  u e3  u ）
断面積 [Tawara et al., 1990]
○計算手順：
大気上層から単色エネルギー
の電子を降り込ませる。
乱数を用いて衝突の種類・衝
突後の電子および生成2次電
子の方向を決定、全電離数の
高度分布を導出。
Fig. イオン化率高度分布(計算結果).
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2.2 パラメータ化
q aurora 
0 
 z   F
 ion R 0
[Rees, 1963]
λ：電子エネルギー散逸関数
R0  4.6 105  0
1.75
[kg/m2]
電子最大進入高度の大気の厚さ
大気組成に関わる部分
⇒計算結果をもとに、R0とλを導出
(a)
(b)
R0  3.39 105  0
1.39
Fig. (a) R0(ε0) 分布と(b) エネルギー散逸関数。
Fig.イオン化率高度分布の計算結果(色)と
パラメータ式で得られた結果(黒破線)
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2.3 系の時定数
時定数は高度・衝突の種類ごとに異なる
（∵断面積のエネルギー依存性）
10 keV 電子
回転・振動
励起、イオン化
衝突率が
最終定常
値の90％
になるまで
の時間
10 keV 電子
回転・振動
励起、イオン化
緩和時間スケール [msec]
Fig. 緩和時間スケールの高度分布
⇒降込電子のエネルギー緩和時定数
イオン化・励起 101-2 msec, 回転・振動 101-3 msec
cf. 力学時定数(輸送・拡散)： 106-12 msec
イオン化学の時定数: 104-7 msec
∴時定数について、
力学輸送 >> 化学 >> 降下電子緩和
Fig. 生成率高度分布の時間発展
⇒大気・化学モデルへの適応妥当性
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2.4 まとめ
オーロラ電子降込過程のモンテカルロ計算を行い、Rees [1963]のイオン化率
高度分布のパラメータ化式を基に、 H2大気版の式を新たに得た。
1) 得られたパラメータ式は、任意の電子エネルギースペクトルおよび成層大
気入射角(ピッチ角＋磁力線の傾き)分布と、任意のH2密度高度分布に適用で
き、計算結果をよく再現する。 H2大気主成分である巨大惑星への適応できる。
2) 高エネルギー電子は高高度で衝突によりエネルギーを減じつつ低高度に至
り、2次電子を生じて大半のエネルギーを消費する。
3) イオン化率高度分布について、過去の研究ともよい一致を示した。角度依
存性は、モデルによる2次電子散乱の扱いの違いが確認された。
4) 電子のエネルギー緩和時間は10-1000 ミリ秒であった。これは大気の力
学・化学特性時間よりも十分短く、局所平衡仮定は十分成立する；大気・化学
モデルへの適応が可能である。
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3. 磁気圏-電離圏-熱圏結合系
相互作用下の電流構造/大気運動を明らかにする
大気運動
木星熱圏・電離圏モデル
＋
結合電流モデル：外向き輸送フラックスをも
つ磁気圏プラズマ流の対流速度/電流分布
→対流電場・電子フラックスの更新
FAC
木星
[Tao, Fujiwara, Kasaba, 2009, JGR]
磁気圏プラズマ対流
Fig. モデル領域
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3.1 モデル: 熱圏
― 計算パラメータ：中性大気運動 (v) & 温度 (T)
― プリミティブ方程式系
静水圧平衡
運動方程式
エネルギー保存
質量保存
状態方程式
p
  ρg
 z



Dp
Dz
  
v
v
ω
vz 
 v   p v  ω
  pΦ  F
Dt
Dt
t p
p
2
 v 2  c pT
  2
 
 2
  v   p v 2  c pT  Φ  ω
v 2  c pT  Φ  v  F  Q
p
 t

p  v  0




p
p  nkBT
― 境界条件
・ミラー @赤道, 極
(∵反対半球からの寄与)
altitude
~2000 km
IR cooling
auroral electron
ionization/
heating
ionization/heating
+
+
CxHy H3
Δ=0.4 scale
height
・
molecular/eddy
30 levels
・& conduction
viscosity
H2
・
・
・
・flux 一定@上端
・共回転 (v=0)、温度固定 @下端
― 計算
・1次風上差分+Euler修正法
→大規模循環場
・Δ=60 sec

250 km
equator
lat. 0 deg.
・wave heating
Joule heating
ion drag
Δ=0.5 deg.
Fig. Model Region: Thermosphere
pole
90 deg.
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3.1 モデル: 電離圏
太陽紫外線 [Richards et al., 1994]・オーロラ電子 [§2, Hiraki and Tao, 2008]
による大気電離
電子エネルギースペクトルは、FACの関
→電離圏イオン化学
数として Knight の関係を満たすように
→電離圏電気伝導度 Σ
変化 [Nichols and Cowley, 2004]
CH4
H2
H2+
Fig. Profiles of ionization rate from Monte
Carlo calculated (dot) & parameterized
(solid) results [Hiraki and Tao, 2008]
H2
H3+
CH4
hν,
electron
CH5+
H2
CH4+
C2H2
C2H5+
C2H4
C2H2
C2H2
C2H3+
C2H2
H2
hν
C4Hn+
CH4
C3Hn+
C2H2+
C2H2
hν
+ recombination
Fig. Ion chemistry
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3.1 モデル: 磁気圏との結合
磁気圏
プラズマ
(@磁気赤道) JXB加速
角速度
電離圏/熱圏
電流
保存
磁場経験モ
デル
モデル：動径1次元
イオンドラッグ
ジュール加熱
中性大気運動
FAC
電
流
保
存
電場
プラズマ運動
 
 Dr 3t   M flux  r r 2  rJe Bze

 r  v   0
動径電流
M flux   vr r 2  const.  1000kg/s
j//    J P
電気伝導度
オーム
の法則
電離圏電流
J P  Σ En  ΣBvn  ri ω
モデル：緯度高度2次元＋経度方向成分
時間積分：~200自転準定常
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3.2 結果：電流・熱圏温度/速度分布
電離圏→磁気圏
子午面内の温度・風速
(オーロラ電子降込)
max(水平風)=77 m/s
max(鉛直風)=0.98 m/s
磁気圏→電離圏
Fig. Latitudinal distribution of FAC (left) and meridional temperature and wind fields (right).
FACが形成
⇔Obs. 0.04-0.4 μA/m2
[Gustin et al., 2004]
温度: ジュール加熱
東西風: イオンドラッグ＋コリオリ力
子午面循環: オーロラ領域・極域の加熱
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3.2 結果：速度分布
中性大気東西風速度
電離大気東西風速度
FAC max
Fig. Zonal velocities of neutral wind (left) and ion
wind (right) and magnetospheric plasma angular
velocity normalized by the planetary one (down).
反自転方向
中性大気 max 742 m/s
電離大気 max 2.1 km/s
⇔観測数 (0-3) km/s
磁気圏プラズマ角速度
←Without
coupling
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3.3 考察: 系内のpower
電流系によって引き出される自転仕事率: pTotal   J   J riiP Bi
↑torque by J x B
τは j x B によるトルク
pM     riiP Bi
磁気圏プラズマの仕事率:
pJ  n  m   n  m riiP Bi
超高層大気領域のジュール加熱：
pD   J  n    J  n  riiP Bi
イオンドラッグによる消費：
[e.g., Cowley et al., 2005]
Power
<73.5ﾟ： PM 卓越
Magnetospheric acce.
>74ﾟ： PJ 卓越
Ion drag
磁気圏プラズマ速度と中性大気速度
Joule heating
を反映
半球積分
6.4x1013, 3.2x1013, 7.9x1011 W
cf. 観測からの見積もり.: 1012-1014 W
Fig. Latitudinal profile of power per unit area.
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3.3 考察：中性大気の影響
電離圏ペダーソン電流
J P  ΣP En
 Σ P Bi vn  ri M 
 Σ P Bi ri Ω J  Ω M 1  k 
 σ P k dz  ~ 22 %
k: 中性大気Vnによる E の減率
共回転と比較して
“中性・イオン結合係数” [Millward et al., 2005]
⇒ 高高度・低緯度で増大
σk
90%
σk : 電流系への寄与
⇒90% は< 550 km が寄与
Fig. Latitude-altitude map of k (upper) and
σ k (lower) and FAC lat. profile (center).
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3.3 考察: 疑問点
1. 熱圏温度維持のメカニズム
本モデル: 音波による加熱 [Schubert et al., 2003]
他グループ: 電場擾乱, (大きい) 極域加熱
2. 動径電流
“閉じた”結合系、境界電流の仮定なし
⇒電流値小 (~20 MA) cf. 観測~80 MA
背景電気伝導度に依存
(ex. 太陽紫外線の短波長, 流星, 高エネル
ギー電子成分)
境界電流を仮定すると⇒~100A
電流の起源?
(ex. 磁気圏MHD的発電)
⇒オーロラ時空間分布に見られる多様性の
理解への鍵?
With assumed radial current
From Observation
[Nichols and Cowley 2004;
Khurana, 2001]
Without assumption
Fig. Radial distribution of radial current
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3.4 まとめ
木星における磁気圏・電離圏・熱圏結合系は、電磁的結合による、惑星から
磁気圏へと角運動量輸送が卓越した系である。
相互作用下の大気・プラズマ・電流分布を導出するモデルを開発した。
熱圏中性大気は、磁気圏対流のフィードバックを受ける。熱圏中性大気運動
による電離圏-磁気圏結合系電流への影響は、定常状態において~22%と見
積もられた。低緯度では電離大気から中性大気、高緯度では中性大気から電
離大気への運動量輸送が卓越する。
問題点/課題：
熱圏温度加熱・背景電気伝導度・動径電流（@~100RJ）の起源?
時間発展・3次元性?
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5 まとめ
◆任意の電子エネルギースペクトルおよび任意のH2密度高度分布に適用
可能な、イオン化率高度分布のパラメータ式の適応に成功した。
◆熱圏中性大気運動・電離圏電気伝導度・磁気圏プラズマ対流の、相互作
用のもとでの分布を導出した。熱圏中性大気運動による電離圏-磁気圏結合
系電流への影響は、定常状態において~22%と見積もられた。低緯度では
電離大気から中性大気、高緯度では中性大気から電離大気への運動量輸
送が卓越する。
◆結合系の改善と非軸対称性効果の調査、観測される発光強度の理解、
MHDデータの同化研究を計画中である。
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