ひさき衛星による木星オーロラ・プラズマトーラスの極端紫外線観測土屋史紀1、木村智樹2、垰千尋3、吉岡和夫4、田所裕康5、鍵谷将人1、村上豪6、山崎敦6、吉川一朗4、ひさきサイエンスチーム
1東北大学、2理研、3情報通信研究機構、4東京大学、5武蔵野大学、5

宇宙科学研究所

Contents• ひさき衛星概要• ひさき衛星による木星磁気圏観測– プラズマトーラス（プラズマ源＠内部磁気圏）– オーロラ（磁気圏と惑星本体の電気的結合）• プラズマトーラスのプラズマ診断– 極端紫外線分光(吉岡)・X線（木村）• オーロラ発光のスペクトル解析（垰）– オーロラ電子のエネルギー推定– 惑星大気との相互作用• もう一つの木星型惑星磁気圏：土星(田所)極端紫外線観測• 惑星電離圏および外圏大気（コロナ）・磁気圏内の希薄ガスの観測• 主な発光過程：太陽光共鳴散乱・電子衝突励起– 「プラズマ診断」によるプラズマパラメータの導出– 希薄・低温ガスの同定・定量• 多くの宇宙機に分光器・撮像装置が搭載

地球IMAGE
かぐや(月)
天文IUE FUSEEUVE HST
惑星探査
Voyager 1,2(外惑星)
のぞみ(火星)Galileo(木星)Cassini(土星)New horizon(冥王星)
ひさき衛星Rosetta(彗星)プラズマの空間分布の撮像(かぐや)
Murakami et al. [2010]
Yoshikawa et al. [2010]

JUNO(木星)

大気組成の探査（ひさき、金星）
Nara et al. 2016 under review

JUICE(木星)MMO/MPO(水星)ひさき衛星：概要‐ Launch : Sep 14, 2013, Epsilon rocket‐ Size：1m×1m×4m‐ Orbit：950km×1150km (LEO)‐ Inclination: 31 deg‐ Orbital period : 106 min

The optical layout of EXCEED.

ミッション部(EXCEED)NESSIE

1%バス部

Over all sensitivity of EXCEED (Yoshioka et al. 2014)

木星磁気圏Jupiter：Corotating flow around the planet
・・・Driven by the planetary rotation angular momentum transport from planet tomagnetospheric plasma
Source of plasma(Io plasma torus)

EarthJupiter~105km~107kmGlobal plasma convection : Earth vs. Jupiter (Kivelson 2005)
地球
太陽風により駆動される磁気圏

木星・土星
惑星の自転により駆動される磁気圏

木星：オーロラの起源• 磁気圏・電離圏結合電流系による惑星自転角運動量の磁気圏プラズマへの分配
オーロラスペクトル解析：
電流量・平均エネルギー=磁気圏と電離圏間のカップリングの強さ

プラズマスペクトル診断：
プラズマ密度・イオン組成・電子温度の空間分布=プラズマ生成・輸送量・エネルギーバランス
Plasma corotation flow enforced by the M-I coupling current system (Bagenal 2007)•Primary plasma source: Io (L~6)•
Outward transport of the io-genic plasmacause to decrease azimuthal flow speed due to angular moment conservation.
•MI-coupling current system is set up and the radial current accelerates the azimuthal flow by JxB force.

Plasma condition
Aurora••Electron impact excitation
H2 Warner & Lyman bands
H Lyman‐Electron energy ~100keV

Io plasma torus

•
•
•
•

SO2 from Io → S+, S2+, S3+, O+, O2+…
Electron impact excitation
Thermal (core) electron:
N~100‐1000/cc, 4‐6eV
Hot electron: ~1‐10%, ~10‐100eVひさき衛星の観測成果[1]イオプラズマトーラスのプラズマ診断

Spatially resolved spectrum(Integration time 550 min.)

Yoshioka et al. Science, 2014

吉岡(東京大学)

Radial variation (deduced parameters)• Electron density is ~1500 /cc at
5.9RJ

Electrondensity• Core temperature ~5eVCore eletemp.

• Higher density (fraction) of hotelectrons at outer torus.

Hot elefraction• [S2+] > [S+] > [S3+] (2:4:1)

Hot eledensity• No dawn-dusk asymmetry

[S+]

[S++]

[S+++]

Yoshioka et al. Science, 2014

Discovery ofinternally‐driven aurora
gradual variations over afew days: SW‐relatedvariations
 transient brightening on
4th, 11th, and 14th during
the quiet period

Total Power (GW)

ひさき衛星の観測成果[2]：オーロラ
Auroral total power

AB
Auroral total power(smoothed)C

Radial velocity of SW(Tao+05)

D
Dynamic pressure of SW (Tao+05)

Suggestive ofinternally driven
transient aurora
Kimura et al. 2015

Aurora spectral analysis
長波長側
発光強度

短波長側
発光強度

発光強度
比（色比）

降下電子エネルギー

磁気圏側
電流密度

太陽風動圧

Tao et al. 2016

プラズマトーラスのプラズマ診断– 極端紫外線分光– X線診断

吉岡(東京大学)

What parameters we can deduce from EUV spectrum?
• Ion densities [S+], [S++], [S+++], [O+], [O++]For each ion emission lines (j to i)

I [ R]  10 6  A ji f j Te , ne nion dl– From intensity of each line

• Electron densities (core and hot)LOS

– From total intensities of lines• Electron temperature function– From relative intensities between lines

Aji: The Einstein coefficientfj :Ion fraction in the state j
Te, ne Temperature & density of electronsnion
Ion density

Int.

W.L.
Short (High energy)

long (low energy)

Int.

W.L.
Short (High energy)

long (low energy)

Probability density

10‐1single maxwellian (5.9eV)
4.2% hot electrons (5.6eV, 350eV)

10‐210‐310‐4100

101102
Electron temp. [eV]103

吉岡(東京大学)

Parameter determination by spectral fitting
40
30
20100

Brightness

30

I [ R]  10 6  A ji f j Te , ne nion dl

Hot electron rich
No hot electron

700

800

900

1000 1100 1200
Wavelength [Å]30Hot electron

2010Brightness

Brightness

モデルスペクトルFree parameters‐ イオン組成(S+,S2+,S3+,O+)‐ 電荷密度‐ Core電子温度‐ Hot電子fraction
Fixed parameter‐ H+密度,O2+密度‐ Hot電子温度(~100eV)

1300

1400

Geocorona

2010LOS

観測スペクトルにフィッティングし、free parameterを決定

0700
800
Wavelength [Å]Short range
Aji and fj .are provided from atomic database (Hot electron)

0900 1000 1100 1200 1300 1400
Wavelength [Å]Long range(Core electron, density)

1970’‐1990’ : COREQ (COllisional and Radiative EQuilibrium) by D. Shemansky
1997‐: CHIANTI (Dere et al. 1997) Atomic database with UV emissions.
2015: CHIANTI 8.0 released in Sep. 2015 (Del Zanna et al. 2015).
We use the CHIANTI atomic database to obtain吉岡(東京大学)

The difference between CHIANTI 8.0 and 7.0•

The difference between theCHIANTI8.0 and 7.0.
(Nerney et al. 2016).

•O+ emission at 83.4 nm shows
clear difference.

•S+ and S++ also show difference
especially at shorter wavelength.

From E. Nerney et al. 2016, JGR

吉岡(東京大学)

Limitation of EUV spectroscopy
No change in crosssection over 50eV…

X‐ray spectroscopy
for hot plasma
diagnostics
Ion emission rate vs electron energy(Delamere and Bagenal 2003)

木村(理研)X-ray from Io plasma torus
 Soft X-rays from IPT observed by CXO/ACIS(Elsner+02)

 electron: bremsstrahlung ion: unknown.

OVII line via Charge Exchange??

(Elsner+02)

IPT spectra
OVII@574eV??

木村(理研)

cf. OVII lines can exist
with T~40eV-6keV incollisional equilibrium
plasma WITHOUT CX(ATOMDB, Smith+)(Elsner+02)

electron Bremss
OVII@574eV??

X-ray spectral model 木村(理研)of IPT including CX
Relevant reactions (for O6+)







Contributing to radiative process Electron collision excitation (EXC):e.g., O6++e→O+6*+e→O+6+e+hνContributing to chemical and radiative process Charge transfer (electron capture) (TNS):
e.g., O7++X→O6+*+X+→O+6+hν Electron recombination (REC):e.g., O7++e→O+6*→O+6+hν Electron collision ionization (COL):
e.g., O5++e→O+6*+2e→O+6+2e＋hνContributing to chemical process Electron stripping (STR):
e.g., O5++X→O+6+X+e、O5++X+q→O6++X+q-1
Red: charge exchange (CX) processes in this study
Blue: collisional processes dealt in astrophysical plasma model(CHIANTI/APEC)

Ion balancedN q Sourceq  Lossq  0dt
COLRECSTR (NEW)

木村(理研)TNS (NEW)

Sourceq  N e Nq1I q1  N e N q1Rq1   N t N q1Sq1,t   N t N q1Tq1,ttq1tq1Lossq  N e N q I q  N e N q Rq   N t N q Sq,t   N t N qTq,t tqtqnq

transportlossq

N p   Ni  N ei0neutral
sourceFor q=0, neutral source rate is included:

Sourceq  N 0  N e N q1I q1  N e N q1Rq1   N t N q1Sq1,t   N t N q1Tq1,t•••••••••

N_q: density of ion with +q charge [/cc]N_p: proton density [/cc]N_e: electron density [/cc]N_t: fraction of CX target [/cc]I: electron collision ionization rate [cm^3/s]
R: electron recombination rate [cm^3/s]
S: electron stripping rate [cm^3/s]
T: charge transfer rate [cm^3/s]
tau: transfer loss rate [days]tq1tq1

These equations are
solved as a steadyproblem by Newton
methodParameters

木村(理研)

Free parameters

value, range

commentsion fraction wrt total ion
n0 ,, nq
density0.0-1.0q=+8 for oxygen

0.0-105 /cc

almostconstant~4800/cc in thesolutions

Fixed parameters

value, range

comments

Temperature

1eV-10keV

Ti=Te (equilibrium)hydrogen/electron ratio

0.1

Delamere&Bagenal03

oxygen abundance wrt
Hydrogen9.0 (no sulfur)

O/S=1.7-5
Delamere&Bagenal03
Bagenal94

cross sections

See below

COL (I), REC (R), TNS(T), STR (S)N 0 10x10-4 cm3/s

Delamere&Bagenal03

electron density

neneutral source ratetransfer loss rate

50 days

Neutral velocity relative 58 km/s ~ 280 eV forto corotating plasma vrel oxygen atom

Delamere&Bagenal03
Velocity btw corotation
and Keplerian at 6 Rj

Cross sections and source rate

木村(理研)

Cross sections of COL (I) and REC (R) are from CHIANTIdatabase Relative velocity btw neutrals and corotating plasma isincorporated in neutral’s rates
 Charge exchange cross sections are derived from Janev+83, 88
 CAVEAT: No complete CX cross section data at low collisionenergies (<1keV/amu). Especially for O-O reactions.
Substituted to O-H reactions as an initial approach.
 No energy dependence of S and T on energy is assumed
 Source rates (alpha=I,R,S,T) are derived by   0  (v)vf (v)dv
3/2
 mv 2  m  2f (v)  4  v exp  
 2 kT  2kT For n-i reactions at lower temp (<280eV), velocity = v_rel
 For n-i at >280eV, i-i, velocity = v_i
 For n-e, i-e, velocity = v_eオーロラ発光のスペクトル解析– オーロラ電子のエネルギー推定– 惑星大気との相互作用

＊H2 Lyman band, Werner band, H Lyman‐α＊降込む電子のエネルギーが高いと、低い高度にある炭化水素化合物の吸収を受ける

高度木星UVオーロラスペクトル低エネルギー電子 高エネルギー電子−−

I長波長・吸収なし
Iʼ短波長・H2 吸収あり
炭化水素化合物（CH4, C2H2, …)[Gustin et al., 2013 J.Mol.Sp.]
図. H2への100 eV電子衝突による実験室スペクトル(青線)、メタンによる吸収(断面積は黒線)を受けたスペクトル(緑線)垰(NICT)H2

木星大気

原子・分子利用データ１

垰(NICT)

H2 発光スペクトルの導出
目的：スペクトルから、炭化水素化合物の吸収量を見積もり、引き起こす電子エネルギー情報を得る。また、スペクトルを用いて吸収前の全発光強度を求め、他の観測と比較する。
方法：
・Gustin et al.(前頁の図)の実験室スペクトルを引用論文著者(J.M.Ajello氏)にリクエス
ト・コンタクトしたものの未回答。

・モデル計算で導出。B C B’ D励起状態への遷移割合が必要で、オーロラ電子降込みモデル[Perry et al., 1999, Hiraki and Tao, 2008]を参照し1:0.9:0.16:0.15としている。
Frank‐Condon factorsおよびEinstein係数を用いてスペクトルを導出(次頁)。
・モデル大気を仮定し、炭化水素化合物による吸収(吸収断面積)を考慮する。
・一部、ハッブル宇宙望遠鏡による木星オーロラ観測スペクトルの吸収量を補正して参照している。
モデルスペクトルと観測と差がある。それに対し、実験室スペクトルの再現性はよい。デジタルデータを入手できると嬉しい。

H2紫外発光スペクトル導出
Electron precipitation intoatmosphere

C stateWerner band (C)[Gérard and Singh, 1982]

I v’v”W : transition rate [/s]H2 excitation rate

HC absorption

UV emission rate

vibrational levelv’emission

X statev”

Ic: excited rate [/s]qv’,0X‐C : Frank‐Condon factors （ratio of v’ in C states） [Spindler, 1968]
Av’v” : Einstein coefficient (ｖ’→ｖ’’) [Allison and Dalgarno, 1970]

UV emission spectrum
UV transmit spectrum

垰(NICT)

Lyman band (B)We add contribution from E&F states (25%) [Gérard and Singh, 1982].
Transition from B’, D states [Fantz and Wunderlich, 2006]

Transmitted spectrum is obtained as follows
I0: original emission intensity
NCHs: density of HCs moleculeσCHs: absorption cross section

50 keV case[Parkinson et al., 2006]

UV emission rate is obtained as
altitude integration of Iobs.

Fig. spectrum before/after HC abs.
Fig. HC abs. cross section[after Parkinson et al., 2006]

原子・分子利用データ２

垰(NICT)

オーロラ電子降込みモデル
目的：オーロラ電子が、どの大気高度まで侵入し、大気を電離・励起するか評価
方法：・H2(+He)大気を仮定し、電子を降りこませる。
大気との衝突や散乱角度を乱数で振る、モンテカルロ計算を行う。
‐‐衝突断面積 [Tawara et al. 1990] <1 keV。cf. 木星オーロラ ~100 keV、線形外挿‐‐イオン化の二次電子とのエネルギー分配[Vahedi and Surendra, 1995]‐‐散乱角度(イオン化・BC励起衝突時)
エネルギー依存性を Rutherford formula で与える
[Lummerzheim et al., 1989]
H2, Heの電子衝突断面積 [Tawara et al., 1990]
エネルギー大ほど前方散乱、エネルギー小になると等方散乱
cf. 磁場の存在
モデル間の違いの一要因

土星・プラズマと中性ガス
・プラズマとダスト

土星磁気圏

田所(武蔵野大学)

Paranicas et al., 2008
O分布

Enceladus

Enceladus

Esposito et al., 2005

ENA
Krimigis et al., 2007

Paranicas et al., 2007•

Enceladus衛星起源の水系中性粒子(H2O,OH,Oなど）やダスト、ダストプラズマが多い•

磁気圏プラズマ(電子やイオン)と中性粒子、ダストの３者の相互作用を観測的にも検証可能な惑星＝＞モデルの立ち場からアプローチ田所(武蔵野大学)

土星では、「水系中性粒子(H2O,OH,Oなど）」「ダスト、ダストプラズマ」「プラズマ(keV‐MeV帯の電子、プロトン、O+)」間の相互作用（含：化学反応）が存在
・keV帯プラズマによる弾性衝突データ(例：電子ーH2Oや電子ーOHなど)＝＞微分散乱断面積は弾性衝突後の電子ピッチ角情報を得るために重要。（ロスコーンに入った場合）オーロラや大気加熱情報源にもなる。
・keV帯プラズマ(電子)によるイオン化反応データ（電子や生成された２次電子の散乱角情報）＝＞大気中ではオーロラ、磁気圏中ではプラズマの生成やエネルギーロスの情報を得るのに影響。
・衝突後の中性粒子の速度ベクトルは？電子などと衝突(弾性、イオン化反応など)後。また、中性粒子同士の衝突の場合など。
＝＞中性粒子分布の広がりの情報に必要
・ダストープラズマ、ダストー中性粒子相互作用のデータ。そもそもダストとの相互作用の実験データの現状は？

Summary• 紫外線・極端紫外線波長域の分光・撮像観測– 今後も惑星大気・電離圏・磁気圏観測の有効なツール– 更に高温なプラズマの診断：X線• 観測から物理量の導出：原子・分子データを使用– イオン・原子の電子衝突励起：CHIANTII（バージョンによる相違）– 分子‐電子間：衝突断面積の高エネルギー電子に対するデータ
散乱角のエネルギー依存性
励起状態の遷移割合– 電荷交換反応：多価イオンの実験値• 紫外線・極端紫外線波長域の分光観測：今後も充実– 惑星のスペクトル観測から原子・分子データへの寄与？

• 土星：原子・分子に加え、プラズマとダストとの相互作用も重要