探査機高緯度軌道からの木星オーロラ・プラズマ撮像サイエンス／垰 他

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特集「将来木星圏・土星圏探査計画へのサイエンス：その2」

探査機高緯度軌道からの木星オーロラ・プラズマ撮像サイエンス垰 千尋 ，藤本 正樹 ，国際共同木星探査ワーキンググループ
11

2011年9月30日受領，2012年1月27日受理．

（要旨）自転エネルギーを源に磁気圏プラズマを共回転し，高エネルギー粒子を生成し，多彩な衛星を内包する木星電磁圏環境を解明するため，木星探査ワーキンググループは木星探査機による高緯度からのプラズマ撮像観測を提案する．撮像対象の一つであるオーロラ紫外・赤外発光は，磁気圏・電離圏結合過程における角運動量・エネルギー輸送や加速過程および衛星－惑星相互作用を極域に映し，自転駆動型の木星電磁圏の探査において重要な役割を果たす．X線・イオトーラス・高エネルギー中性粒子の撮像を同時に行うことで，木星探査機によって磁気ディスク（イオトーラス）から放射線帯（高エネルギー粒子・X線）までのダイナミックな連携の様相をとらえることを検討中である．

1. はじめに高エネルギー粒子のモニターとして有効である．オーロラ電子が水素大気を直接励起した紫外・可視発光や，+太陽系中最大のガス惑星である木星は周期約 10 時

オーロラ電子により生成し熱励起した H3 からの赤外間で自転し，磁気双極子モーメントが地球の約 2 万倍

発光は，磁気圏・電離圏結合過程の角運動量・エネルに相当する強い磁場をもつ．木星磁気圏の主要なプラ

ギー輸送や磁気圏現象，さらに大気環境を反映したもズマ供給源は木星半径 5.9 倍に位置する衛星イオであのである．オーロラの発光現場である惑星超高層領域

り，磁気圏内の広い領域にわたってプラズマの回転運は，磁気圏と磁場でつながれた一端である．そのため，動が卓越する．数 10 ～数 100 MeV に至る電子およびオーロラ発光現象は，オーロラ粒子を生じる広大な磁重イオン粒子が磁気圏内に偏在し，木星磁気圏は高エ気圏活動を映したものであり，磁気圏を知る手掛かりネルギー加速器でもある．この磁気圏環境下に，火山となる．

を持つイオのほか，生命が存在している可能性がある

太陽系最強の粒子加速機構や高速回転する磁気圏エウロパや固有磁場を持つガニメデといった多彩な衛の物理と磁気圏・衛星相互作用の総合探査を目的と星が存在し，興味深い惑星 – 衛星系を成す．

した木星磁気圏周回探査機（Jupiter Magnetospheric

惑星オーロラ発光現象は，加速された高エネルギーOrbiter, JMO）の検討を，JAXA および国内外の研究荷電粒子が大気に衝突してエネルギーを緩和する過程者を中心として進めている．これは，生命居住の可能で生じるものである．赤外，可視，紫外，X 線，電波性がある衛星を理解することを目的とした欧米の木星の波長域にわたる木星・土星のオーロラ関連放射は，衛星探査計画とともに，2020 年代の木星探査を目指波長ごとの発光メカニズムに対応したさまざまな物理すものである．これらの探査目的へのアプローチとし量のリモート探査の機会を提供する．電波や X 線オて，赤道周回軌道に加え，探査機を高緯度に移動してーロラは，高エネルギー粒子の加速過程および惑星大高緯度からオーロラおよびプラズマを撮像観測するこ

気中でのエネルギー緩和過程で放射されるものであり，とを検討中である．本稿は，木星オーロラ紫外・赤外1. 宇宙航空研究開発機構
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発光について，オーロラが反映する物理量およびオーロラによる磁気圏現象のモニターに着目する．これま2012/03/15

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での探査機やオーロラ地上観測の背景を 2 章で紹介す木星フライバイ時に高緯度から低緯度までの広い緯度

る．3 章で，木星と同じ巨大ガス惑星である土星にお帯にわたってその場観測を行った．木星極域周回探査

いて，近年カッシーニ探査機が開拓した土星オーロラ機ジュノが 2011 年 8 月に打ち上げられ，2016 年の木高緯度観測の成果をレビューする．木星オーロラ観測

星到着を目指して惑星間空間を航行中である．ジュノ

項目を 4 章，他のプラズマ撮像と連携した観測項目をは，木星極域上空のその場観測を初めて実現する．

5 章で議論する．

444444

地球大気による吸収の影響が小さい「大気の窓」
波長域の木星オーロラ赤外輝線は，地上で観測でき2. 木星オーロラの知見る．例えば，4 μm 帯や 2 μm 帯である．Infrared Telescope Facility やすばる望遠鏡などで，撮像観測およ

2.1

観測手段

び分光観測が行われている．紫外線領域は地球の大気で吸収されるため宇宙空間に出て観測する必要があり，木星磁気圏の発見は，木星からの電波をとらえた

これまでに木星に向かう探査機のほか地球周回衛星に1950 年代にさかのぼる．その後のパイオニア 10，11

よって観測されてきた．例えばハッブル宇宙望遠鏡等

号およびボイジャー 1，2 号の木星フライバイで，オでは鮮明な撮像やスペクトル観測が行われている．総ーロラ現象をはじめ，さまざまな発見がなされた．地合的なレビューについては [1]，赤外地上観測につい球以外の惑星では初の磁気圏探査機であるガリレオ探ては [2] が詳しい．

査機は，磁気圏ダイナミクスの統計的描像や衛星の詳細な観測を行った．冥王星探査機ニューホライズンは2.2

木星オーロラの3分類

磁気圏尾部を，土星探査機カッシーニは夕方側の磁気木星オーロラは，大きく 3 つの領域に区分される．

圏界面を探査した．さらに，太陽探査機ユリシーズは，南北の極を取り囲む磁気緯度 75 度あたりに位置する

図1： 木星オーロラの紫外画像と赤外画像[24]．紫外画像はNASA提供．

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メインオーロラと，その高緯度側の極域オーロラ，そして低緯度側の衛星につながった磁力線の根元にある衛星フットプリントオーロラである（図 1）．
ガリレオ衛星のうちメインオーロラに近いカリスト

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られる．

3. カッシーニ探査機の土星オーロラ観測成果を除くイオ・ガニメデ・エウロパについて，衛星とつ

土星は太陽系で木星に次ぐ大きなガス惑星で，自転ながる磁力線の木星側根元に発光が見られる．衛星か周期も約 10.7 時間と速い．磁場は，電離圏高度では地ら磁気圏に放出される中性大気は，太陽紫外線の吸収球とほぼ同じ～ 0.4 ガウスで，木星の 1/10 程度である．

や磁気圏プラズマとの電荷交換で電離する．衛星起因

太陽からの距離は，木星が 5.2 天文単位であるのに対し，の硫化酸素等から成る重いプラズマは，共回転してい土星は 9.6 天文単位である．土星は地球より高速自転る磁力線をおもりとして引きずるため局所的に磁場にであるが磁場強度が木星よりも弱いため，電磁圏への擾乱が生じる．この擾乱が磁力線沿いにアルフベン波

自転効果の寄与は木星と地球の中間的なものと，カッとして伝搬し，電流が流れる．電流を担う電子の降り

シーニ探査機前は考えられてきた．

込みで衛星から回転方向に延びる発光領域を生成する

しかし，土星が中間という位置づけで満足しないかとともに，この衛星と木星の結合系によって，プラズのような土星特有の現象が，カッシーニ探査機によるマは加速され，ほぼ自転速度での回転運動（共回転）が探査で多数見つかっている．2004 年に土星周回軌道保たれていると解釈されている．に入ったカッシーニ探査機は，現在（2012 年 2 月）も観ケプラー速度よりも速い共回転速度で回転するイオ測を続けている．衛星エンケラドスからの氷の噴出現起源のプラズマは，遠心力によって外側に輸送され象がカッシーニ探査機により発見され，木星磁気圏にる．外側輸送されて回転半径が大きくなるにつれ，トおけるイオの代わりに，リングに加えてエンケラドスルクの供給がないと角速度の保存から角速度が小さくが土星磁気圏の主要なプラズマ源と考えられている．

なり，磁気赤道でプラズマが共回転から遅れる．磁力カッシーニ探査機は磁気赤道と高緯度を探査する軌道線沿いに，木星につながり共回転する領域と共回転かをとり，特に高緯度の探査軌道時期を中心に，紫外分ら遅れる磁気赤道との間で速度差が生じて発電する．

光装置および赤外分光撮像装置でオーロラを観測してこの結果生じる赤道域動径外向き電流 J は，J × B（磁いる．地上赤外観測やハッブル望遠鏡とその場観測と場 B は赤道域で南向き）でプラズマを自転方向に加速の組み合わせも加え，近年明らかになったオーロラにする．この電流は，プラズマが共回転から遅れ，かつ，関する項目を以下挙げる．高速自転が木星と共通する電流を流す十分な磁場強度の動径範囲に限られ，磁力土星において現在進行中のカッシーニ探査機の探査成線をたどって電離圏を介する電流系が形成される．磁果は，木星電磁圏探査への展開を考える上で最も参考力線沿いに流れる電流を担う電子が大気に降り込む位になるものと考えられる．

置で，大気原子・分子を励起しオーロラ発光を発生させる．これが木星メインオーロラの成因と考えられて3.1

土星メインオーロラの起源いる．この過程で，角運動量は自転している惑星大気土星にも極を取り囲むメインオーロラが観測されてから電離圏プラズマを介して磁気圏プラズマへ供給さいるが，そのメインオーロラは開いた磁力線と閉じたれる．地球のメインオーロラは開いた磁力線と閉じた磁力線領域の境界に位置することが示された．メイン磁力線の境界に位置するのに対し，木星のメインオーオーロラとつながる磁力線沿いを通過したカッシーニ

ロラは，内側の閉じた磁力線領域の，磁気圏プラズマ探査機で，磁力線形状の遷移によると考えられるプラ対流が共回転から遅れる領域に対応する．

ズマ密度の変化が検出されたからである [3]．このオ

メインオーロラよりも高緯度側の極域オーロラは，ーロラ位置は，磁気的につながる磁気赤道プラズマ対閉じた磁力線領域から開いた磁力線領域をカバーする．

流のその場観測や，プラズマ対流分布の赤外地上分光カスプ領域も含めて，太陽風と相互作用し太陽風起源観測からも支持されている．開いた磁力線と閉じた磁の粒子が降り込んでいると考えられる．実際，極域オ力線の境界にメインオーロラが位置することは，地球ーロラは他の領域に比べて変動が速く大きな現象が見のオーロラと共通する．一方で，メインオーロラより■2012遊星人Vol21-1.indd

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も低緯度側において，プラズマ角速度分布が共回転かの変化は，衛星から供給される氷やその電離プラズマら遅れているところに対応した発光が地上赤外分光観量の変化によるものと考えられている [11]．

測で同定され，木星のメインオーロラのメカニズム（2.2 節）でできたものと考えられている [4]．

3.2土星周期現象カッシーニ探査機によって，紫外・赤外発光分布の土星磁気圏探査によって，大きな議論を起こした現直接的な比較が可能となった．地上赤外観測で遠い土象の一つが，土星の多くの磁気圏パラメータで見られ星を観測するには空間分解能がよくなく，また，集光る周期性である．に長時間積分が必要である．カッシーニ探査機搭載の磁軸が自転軸に対して傾きを持つ場合，磁軸を中心

赤外スペクトル撮像によって，土星近くから空間分解に広がる磁気圏は，自転のたびにゆすられる．磁気圏した観測が可能となった．円状やスパイラル状と変わ内地理赤道近傍のある一地点で観測されるプラズマ・るメインオーロラは赤外・紫外で類似して見られるが，磁場パラメータは，自転周期で大きく変化する．また，極域内部の開いた磁力線の広い領域にまたがる増光現惑星から放出される電波は，惑星自転でダイナモ生成

象は赤外発光のみで報告されている [5]．また，赤外・される磁場形状と関連するため，電波周期が自転周期紫外発光の同時観測も行われ，メインオーロラは両者の指標とされる．実際に木星では，磁軸と自転軸の傾で一致するが，低緯度および高緯度の発光は両波長域

きが 9.6 度であり，電波周期も 9.925 時間で非常に安定で異なることが示されつつある [6]．また，メインオしたものである．

ーロラは夏半球が冬半球に比べて強いのに対して極域

土星は磁軸と自転軸の傾きがほとんどない（<1 度）

オーロラは冬半球のほうが強いことが赤外発光で検出が，磁気圏内の探査機で観測されるプラズマ・磁場・され，メインオーロラの南北（夏冬半球）非対称性につ電波に周期的な変動が見られている．さらに，電波はいては電離圏電気伝導度との関連が考えられている南北で異なる周期を持ち，冬の北半球 10.6 時間，夏の[7]．

南半球側 10.8 時間，が 2006 年ころの値である．この土星のメインオーロラから高緯度側に分岐するオー周期は変化し，2009 年 8 月の昼夜平分時を過ぎた 2010

ロラが，紫外 [8] および赤外 [9] で検出され，磁気圏界

年 2 月ごろに，南北半球の電波周期の反転が見られた

面における磁気リコネクションで引き起こされると考[12]．高エネルギー中性原子（ENA, energetic neutral

えられている．土星のメインオーロラが開いた磁力線atom）の高緯度撮像観測は，ENA の生成源である高と閉じた磁力線の境界にあることから，開いた磁力線エネルギープラズマが尾部から流入され局所的な塊と領域の面積をオーロラから求め，リコネクションに伴して自転周期で土星を周回している様子を捉えた．こう磁気フラックスの変化が数 10% に至ることが見積のプラズマ塊が朝側に来た時に，電波およびオーロラもられている．また，この赤外発光現象に対応するカが増大する（e.g., [13]）．さらに，観測される磁気赤道444

ッシーニ探査機の高緯度その場観測において，沿磁力磁場成分の自転周期変動も，プラズマ塊領域の電流シ線沿いに数 100 keV にまで至る高エネルギーイオンやートの地理赤道への局所的な接近のためと解釈されて電子ビーム，さらにこれらと同期した波動の周期的増いる [14]．プラズマ・磁場・電波の周期性の生成は高大現象がとらえられている．

エネルギープラズマ塊と関係し，南北非対称性およびまた，小さい（～ 500 km）複数の構造が紫外波長で季節変化については，太陽紫外線と関連した電離圏伝観測された [10]．磁気圏電磁流体シミュレーションお導度や熱圏大気運動が原因の候補と考えられている．

444

よびカッシーニのその場観測でも報告されている，太複数の観測事項を系統的に説明可能な周期性生成モデ

陽風と磁気圏プラズマのシアで生成する磁気圏界面のルはまだなく，議論の最中である．

ケルビン・ヘルムホルツ渦との関連が議論されている．
エンケラドスの衛星フットプリントオーロラが紫外3.3

比較惑星，太陽風応答で見つかり，衛星－土星間の磁力線上において電子及土星に向かうカッシーニ探査機が土星上流の太陽風びイオンのビームが検出された．このオーロラの観測および惑星間空間磁場をモニターし，ハッブル宇宙望頻度は数 % で，観測限界をまたぐオーロラ発光強度遠鏡で観測したオーロラと比較するという貴重な機会■2012遊星人Vol21-1.indd

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33があった（e.g., [15]）．このとき，太陽風動圧増大に対磁気圏・電離圏結合系の駆動源であることを考慮する

応して特に朝側で増光が見られ，その後メインオーロと，赤外発光が反映する大気状態が大気運動を通してラが渦を巻いた様子が観測された．木星では夕方側で電子降り込み（紫外）を変える，というパスも示唆され極側に張り出したオーロラ発光が平均的にとられている．すなわち，外惑星における紫外・赤外発光の比較るのと対照的であり，また，スパイラル状のメインオは，大気圏－電離圏－磁気圏にわたる多圏間のシステーロラは木星では報告されていない．さらに，土星のムを探る観測手段を提供する．異なる時間スケールをメインオーロラが動圧に対応して高緯度側にシフトす持つ複数の現象について紫外・赤外発光を比較し，オるのは，地球オーロラが活動時に低緯度に広がるのとーロラ電子降り込みから大気応答のパス，さらに大気も対照的である．磁気赤道を流れるリングカレントの変動が引き起こす磁気圏・電離圏結合過程の変化のパ増減も含め，地球と異なる回転系の応答と考えられる． スを指標に，系の理解を図る．
土星で見られる極域赤外増光現象が自転駆動の電磁4. 木星オーロラ撮像の観測対象

圏に共通のものであるか土星固有のものかは，この現象および系を理解するのに貴重な情報である．土星メ

前章で挙げたように，高緯度からのオーロラ撮像観

インオーロラがスパイラル状の時にこの現象は見られ測は土星電磁圏の知見を飛躍させるものであった．さず，円形の時に見られる [5]．メインオーロラが円形

らに自転駆動の特徴が強い木星磁気圏ダイナミクスの， に近い木星南半球の極域で赤外発光が強いといった傾観測を通して明らかにしたい項目を以下に挙げる．

4.1

オーロラ紫外・赤外探査

オーロラ紫外発光は，オーロラ電子が大気に降り込む過程で衝突励起した水素分子・原子からの発光であ向があるだろうか？発光モデル研究からは，土星は温度の変化による赤外発光強度の変化が大きいことが示唆される．木星においても極で高温となるのか，木星熱圏温度あたりでは赤外発光の温度依存性が小さいた
めに観測限界以下であるのか？
+るため，オーロラ電子の流れ，すなわち磁気圏・電離H2 および H3 は，それぞれ熱圏大気・電離圏の主要圏間の電流の流れを可視化するものである．赤外発光構成物質である．地上赤外観測から，H2 と H3 の発光++は主に H3 や炭化水素化合物からの熱放射である．オの局所的増大領域は異なる分布を持つ [2,16]．この違ーロラ電子は大気の直接励起のほか，水素分子を衝突いについて，オーロラ電子のエネルギーや大気の局所++電離して H2 を生成し，その H2 は即時に背景水素分+子と反応して H3 になる．木星熱圏は～ 1000 K と高+加熱の効果が候補と考えられている．それに対し，これらの発光の時間変化の様子や，オーロラ電子エネル

温であり，H3 や炭化水素化合物の一部は熱励起状態

ギーをより直接的に反映する紫外との同時観測が，要である．この熱励起状態から基底状態への遷移過程が因をテストするのに有効であろう．この現象の理解は，赤外放射として観測される．そのため，赤外発光は背地上赤外観測による電磁圏変動モニターの意味づけと景大気温度を反映する．さらに，電離圏イオン化学もしても重要である．

+

H3 の存在量を左右する．オーロラ電子の大気への降

球面上に分布したオーロラ発光の空間積分のため惑

り込みを起点にすると，オーロラ電子の降り込み（紫星の縁（リム）が明るくなる効果が，空間分布の解析を外）に対する大気の応答（赤外）を反映するものといえ困難にするもののひとつであり，特に赤外発光においる．他方，地球において，対流圏・成層圏起源の波動てこの効果は顕著である．探査機による高緯度からのが大気上方に伝搬し，熱圏・電離圏環境（温度および観測によって，地上観測からは困難な極周辺の観測が密度分布）へ影響しているという観測解釈およびモデ相補的にできる意義は大きい．

ル研究があり，同様に木星でも大気内で変動が起きている可能性は高い：大気下層からの大気波動は木星熱

4.2

メインオーロラを通した角運動量輸送過程

圏を高温に維持する加熱メカニズムの一つと考えられ木星メインオーロラは，2.2 節で見たように，磁気ている．ガス惑星では，惑星大気深部からの影響もあ圏プラズマへの自転角運動量の輸送過程を可視化したるかもしれない．2.2 節で述べたように，大気運動がものであり，回転駆動電磁圏の特徴の抽出に最適な観■2012遊星人Vol21-1.indd

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測対象と考えられる．高緯度軌道からオーロラを俯瞰れた円弧状や点状の発光が 2–3 日周期に見られることして地方時・磁気経度分布の特徴を調べることで，太が報告された．周期性や位置の対応から，磁気圏尾部

陽紫外線の日変動による電離圏電気伝導度の日変化やリコネクションに伴う磁気圏内側へのプラズマ注入現

磁気圏磁場の太陽風による地方時変化，さらに自転方象との関連が示唆されている（e.g., [19]）．また，夜側向と電離圏プラズマ流（すなわち中性・イオン相互作で見られる局所的な発光は，磁気圏尾部リコネクショ用）や磁場強度の変化による，角運動量輸送過程へのンやそれに伴うプラズマ流入に対応したものと考えら影響を考察できる．これまでの低緯度からのオーロラれている [20]．リコネクションの発生場所や頻度がど観測はメインオーロラの全体像を視野に入れることはうか？ Vasyliunas 対流か Dungey 対流かのリコネクシできず，昼側に限られたものであった．オーロラ紫外・ョンの要因によって，発光に違いが見られるか？解放

赤外発光のグローバル分布は，高緯度からの撮像観測されるエネルギーやプラズマは，それぞれのリコネクによって初めて可能となる．

ションでどの程度に達するか？オーロラを通して磁気朝側メインオーロラ沿いに，～ 300–400 keV に加速

圏のグローバルな活動度を直接的にみることが可能でされた電子が降り込み，メインオーロラの数～数十倍あり，磁気圏の一点探査による統計解析 [21] と相補的の発光強度に至る朝側ストーム現象 [17] は，これまででもある．

太陽風との相関も小さく謎とされてきた．夜側のどこから始まり，どのタイミング・頻度で発生するか，24.4 開いた・閉じた磁力線境界の同定とその変動－ 3（地球）日周期の磁気圏変動 [18] との関係はあるの木星のメインオーロラは，磁気圏の閉じた磁力線領か？土星の朝側での電波・オーロラ活動増大との関係域にあたる．地球や土星のメインオーロラのような開は何か？

いた磁力線と閉じた磁力線の境界に対応した発光が木

電波周波数やオーロラ発光強度に見られる季節変化

星に存在するかは議論の最中である．開いた磁力線はおよび南北非対称性は，電離圏電気伝導度の変化が一磁気圏昼側のリコネクションで生成し，磁気圏尾部のつの重要な要因として議論される．土星は自転軸と磁リコネクションで消滅する．つまり，開いた磁力線と軸がほとんど一致し，黄道面垂直方向から 27 ﾟ傾くの閉じた磁力線の境界の変化をモニターすることで，グに対し，木星は自転軸と磁軸が 9.6 ﾟ傾き，自転軸は黄ローバルな磁気圏形態を把握することが可能である．

道面垂直方向から 3.1 ﾟの傾きをもつ．そのため，木星

4.3 節で述べた Vasyliunas 対流または Dungey 対流にでは日変化で磁極域の電離圏電気伝導度が大きく変わ起因するリコネクションスポットの分布は，開いた・り，木星電磁圏は電離圏電気伝導度の自転周期変動の閉じた磁力線境界と関連したものと考えられる．

役割を探るおもしろい環境といえる．

4.3

磁気圏リコネクションとプラズマ収支

4.5

高エネルギー加速現象

紫外や X 線の極域局所増光位置で，アセチレンや木星磁気圏では，イオ起源のプラズマが周期的に尾メタンの赤外発光輝線も増大していることが報告され部へ解放する Vasyliunas 対流と，地球と類似し太陽ている（e.g., [22]）．これは，紫外や X 線発光を引き起風が駆動するとされる Dungey 対流があると考えられこした降下荷電粒子が，炭化水素化合物が存在する大ている．それぞれの対流において，前者はプラズマの気低高度まで影響していることを示唆する．他方，極蓄積およびそれにはたらく遠心力による磁力線の引き域の雲・ヘイズで謎とされる速い生成に，大気電離を延ばしによって，後者は太陽風リコネクションの増大介するイオン化学反応が有力な候補と考えられている．

による磁気圏尾部での磁気圧増大によって，磁気圏尾極域の大気圏・熱圏・電離圏の多圏間の関連性の調査部でリコネクションを引き起こす．このリコネクショに，多波長同時観測が有効である．

ンは磁気圏尾部において生じる現象であるが，磁場でまた，高緯度の探査機位置におけるその場観測が可つながった惑星上空でオーロラ発光を生じることが地能であれば，極域加速前のオーロラ電子を観測するこ球磁気圏では研究されてきた．木星においても，朝側とができる．加速時に発生する電波や，オーロラからのメインオーロラより高緯度側に，共回転から少し遅推定できる加速後のエネルギーとの比較を通し，加速■2012遊星人Vol21-1.indd34

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35の特徴を調査できる．この手法は，この領域に限らず，圏界面リコネクションに対応した，メインオーロラかメインオーロラや衛星フットプリントにおける加速領ら分離した局所的な円弧状の発光が同定されている．

域の調査にも有効である．

磁気リコネクションやケルビン・ヘルムホルツ渦に対4.6

衛星フットプリントオーロラ応したオーロラが木星でも同定されれば，惑星間空間から磁気圏へのプラズマ輸送過程を可視化し評価でき衛星フットプリントオーロラの発光強度の木星経度るかもしれない．高緯度からの撮像によって，ハッブ依存性は，磁気圏プラズマディスクと衛星の相対位置

ル望遠鏡等で課せられる観測位置や惑星自転による視に関連（e.g., [23]）し，また，数十日スケールのイオ活野の制約を受けず，グローバルな極域オーロラをモニ動度とイオフットプリントオーロラの発光強度の関連ターして調べることが可能である．地球・土星電磁圏が示唆されている．すなわち，衛星近傍のプラズマ環の応答との比較を通して電磁圏の性質を考察するため境が磁気圏・衛星相互作用に影響し，オーロラに反映にも，この木星太陽風応答の観測的制約が不可欠であされている．また，木星から離れるエウロパ・ガニメ

り，高緯度からのオーロラ撮像が強く望まれる．

デにおいては，衛星近傍の磁気圏プラズマ密度が少なくなるため，外部太陽風の影響をより受けやすいことも示唆されている [23]．
衛星フットプリントである木星電離圏は，太陽紫外5. 高緯度軌道から見下ろしてのイメージング

線の変化に伴って電気伝導度が変化する．オーロラのここまでは木星オーロラに焦点を絞り，特に極域をグローバル観測が可能になれば，木星・衛星双方のさ見下ろすような高緯度軌道からオーロラを撮像するこ

まざまな電離圏環境における木星 - 衛星結合過程を抽との意義について述べてきた．オーロラの他にも，高出した調査が可能である．

緯度軌道から全体を俯瞰するようにイメージングする

また，メインオーロラから低緯度側に発光領域が時ことの科学的意義が高い観測項目は，木星プラズマ環折張り出す様子が見られている．この現象の有無によ

境科学において数多くある．ここでは，オーロラ撮像

る，もとのメインオーロラの発光強度・分布との関係とこれらを組み合わせて巨大な木星磁気圏ダイナミクはどうか？磁気赤道におけるプラズマ交換型不安定やス（図 2）の全体像に迫る計画案について紹介する．

磁気尾部からのプラズマ流入現象との関係はどうか？

木星探査は，特に木星磁気圏が太陽系において最もイオプラズマ撮像との比較による，フットプリントオ魅力的な対象のひとつであることから，常に研究者のーロラとイオ近傍プラズマの対応付け（5 章）とともに， 頭の中にはあった．JAXA 宇宙科学研究所・宇宙理学
太陽風による外部起因に対する木星電磁圏内部起因の委員会下にワーキンググループを形成しての検討開始

変動モニターとしての位置づけも重要と考えられる．

は，欧州との共同計画の可能性が見えたことがきっか

4.7

太陽風応答けであった．2007 年の欧州宇宙機関ミッション提案
公募に日欧共同を前提に提出された Laplace 計画案で自転が卓越した木星において，太陽風の影響の評価は，日本は磁気圏探査機を提供することになっていた．

は面白く重要なテーマである．広大な磁気圏がどのよ

その後いくつかの変遷を経て，現在（2012 年 2 月）ガニ

うに・どの程度太陽風の影響を受けるか，は磁気圏全メデ周回探査機によって，氷衛星における生命居住可域とつながるオーロラを通して観測可能と考えられる．

能性を意識しつつ，巨大ガス惑星とガリレオ衛星等かメインオーロラのモデルからの予測「太陽風動圧の増らなる木星系がどのように作動しているのかという課

大に伴う磁気圏圧縮で，プラズマ回転半径が小さくな題に取り組むことになっている．2020 年代での打ちりプラズマ角速度が増加するため共回転からの遅れは上げを意識して欧米が主導するようになってからは，減少してメインオーロラは弱くなり，開いた磁力線と日本のワーキンググループの立場は一歩引いたものと閉じた磁力線の境界ではオーロラが強くなる」の検証なったが，依然として JMO（Jupiter Magnetospheric

は，メインオーロラの生成メカニズムをテストし考察Orbiter）へ期待がかけられている．

を深めるよい課題である．地球や土星では，昼側磁気■2012遊星人Vol21-1.indd

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JMO が企画された当初，衛星探査機と連携しての2012/03/15

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検出することで，まさにプラズマの情報を撮像的に把握することが可能である．土星（や木星）の磁気圏では中性粒子が豊富にあるため，ENA という手法は特に有効である．土星の夜側にひろがる磁気ディスクから高温プラズマ雲が自転と同期して惑星方向へと射出され，その後惑星周囲を自転方向に回転する様相を，カッシーニの観測は明らかにした．
「その場」観測では全貌を明らかにすることが困難な，巨大回転磁気体ならではのダイナミクスである．木星でも同様と考えられ，ガリレオ衛星はこのような環境に埋め込まれているのである．
図2： 木星磁気圏ダイナミクスの概念図．

ENA 以外にも，プラズマを撮像する技術はいくつかある．以下，観測技術とそれによって可能になるサイエンスを挙げる．

プラズマ多点観測（ここでは 2 点）ということに主眼が紫外・赤外撮像：この波長ではオーロラ撮像が可能あった．木星磁気圏のダイナミクスは，強磁場を持つである．前節までに述べた通り，オーロラ発光領域は惑星が高速自転すること，衛星イオという内部プラズ磁力線を介して外部磁気圏と繋がっており，オーロラマ源があり大規模輸送現象を誘発していること，かつ，の時間変化を継続的に撮像することで外部磁気圏でのこれらが太陽風との相互作用下にあることに起因する．

大規模変動を推測することが可能である．

太陽系最強の粒子加速器である巨大な木星磁気圏がど

ENA 計測：エネルギー分解しながら ENA 像の時間のように振舞うのかを理解するのに，地球磁気圏にお空間変化を追跡することで，プラズマ粒子の空間分布いて成功している多点観測という手法は魅力的である．の時間発展を映像化することができる．木星夜側に広さらに，ガニメデやエウロパという氷衛星の世界が大がる磁気ディスクから高温プラズマ雲が木星近傍へときく時間変動する過酷な宇宙環境に埋め込まれている入射されることは推測されているが，これを明確に映ことを考えると，時間変動の源を JMO で，衛星位置像にすることができる．さらに，エウロパが水分子系における局所的効果を衛星探査機で観測するという視の中性粒子を放出するので，その軌道にそってエウロ点も生まれる．後者の立場とは，変動する巨大な木星パ・トーラスができているが，これも ENA で明るく磁気圏の全体像と局所的なガリレオ衛星周辺環境を同見え，エウロパ周辺の宇宙環境の全体像も ENA から時に把握したい，ということである．木星磁気圏は巨知ることができる．磁気ディスクからの擾乱がどのよ

大かつ様々な要素を内包するものであるので，JMOうに磁気圏内部へと伝播し，エウロパ・トーラス領域によって観測点をひとつだけ増やすということ以上のを乱すのか．この課題への答えを明快に示す結果を得ことは出来ないだろうか．そこでポイントとなるのが，られることが期待される．

プラズマ撮像という観測技術である．
プラズマの振る舞いは，実は，撮像できる．さらに，極端紫外撮像：エウロパ以上にイオは火山ガスを周辺の宇宙空間に放出しており，その軌道にそってイオ・この手法は巨大磁気圏の全体像把握にたいへん効果トーラスが形成されている．イオ・トーラスを構成す的である．3.2 節で紹介した ENA（Energetic Neutral

る硫黄イオンは極端紫外領域で光るので，極端紫外波Atom）もその一つで，その有効性は，NASA・カッシ長で撮像することによりイオ・トーラスの振る舞いをーニ探査機による土星磁気圏での ENA 観測によって把握することができる．磁気ディスクから侵入する擾証明された．ENA とは，中性粒子と衝突して電荷を乱は，イオ・トーラスまで達するのか．この外的要因失った高エネルギーのプラズマ粒子が，運動量を保存だけでなく内的原因でイオ・トーラスは乱れるとされしたまま高エネルギーの中性粒子となったものである．

るが，それはどのような様相を見せるのか．これらの衝突後，ENA 粒子はまっすぐ飛来するので，これを課題に答えを出すことが期待される．

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探査機高緯度軌道からの木星オーロラ・プラズマ撮像サイエンス／垰 他

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X 線撮像：木星は太陽系最強の粒子加速器であり，木星近傍の磁場が強い領域は放射線帯等，高エネルギ

6. おわりにー電子が強いフラックスを持つことで特徴づけられる．
そのような強い宇宙放射線環境でのその場観測は不可

オーロラで木星を探る物理的意義は，地球・土星で能であるが，硬 X 線による撮像観測で電子の様相を探培った電磁圏物理を，磁場・電場・スケールの違う木ることは可能である．惑星探査機への搭載が可能な軽星に適用・拡張して解釈を試し追究することにある．

量小型の硬 X 線観測装置を開発し，粒子加速器の心また，オーロラ観測は，生命の存在可能性がある衛星臓部を探る観測を実施することが企画されている．ま周囲の電磁圏環境の理解に貢献する．さらに，自転駆た，極域への高エネルギー粒子降り込みに伴う X 線放動と外部環境の関係や，エネルギー加速器としての詳射も知られており，これも観測対象である．いずれも，細な直接探査は，地上からの木星オーロラリモート観

磁気圏変動にともなってどのように高エネルギー粒子測の意味づけにとどまらず，リモート探査のみの天文加速が起きるのかという課題に取り組む上での，実証天体に対し有効な情報・制約を与えるポテンシャルを的な足掛かりを与えるものである．

もつ．木星電磁圏探査は，普遍的電磁圏物理から惑星これらを全て組み合わせて，磁気ディスクから放射線帯までのダイナミックな連携の様相を一望の下に収科学・生命環境探査，さらに天文へ橋渡しする，またとない機会である．

める，ということが可能となる．また，高緯度からの撮像という意味では，木星本体の極域での熱流量も面参考文献

白い観測項目であることがワーキンググループ内の議論で指摘されている．
ここで問題となるのは，これらの魅力的な観測を行うことができる高緯度軌道に探査機を投入することは[1] Clarke, J. T. et al., 2004, Jupiter: The Planet, Satellites
and Magnetosphere (Cambridge: Cambridge Univ.
Press).

可能なのだろうか，ということであろう．カリストを[2] 宇野 他,  2012,  本号.

複数回スイングバイすれば可能であること，かつ，カ[3] Bunce, E. J. et al., 2008, J. Geophys. Res. 113, A09209,

リストと整数：1 の共鳴条件を乗り移りつつこれを行doi:10.1029/2008JA013257.

うことができるので，柔軟なミッション計画が可能で[4] Stallard, T. et al., 2008, Nature 453, 1083.

あること（例えば，何かの不都合があった時には，一[5] Stallard, T. et al., 2008, Nature 456, 214.

周回だけ待てばまったく同じ条件が再現されるので，[6] Melin, H. et al., 2011, Geophys. Res. Lett. 38, L15203,その際に再トライすればよい）が，ワーキンググルー

doi:10.1029/2011GL048457.

プでの検討によって示された．つまり，木星周回軌道[7] Badman, S. V. et al., 2011, Icarus 216, 367.

投入直後は必然的に長楕円軌道となるが，その後，近[8] Radioti, A. et al., 2011, J. Geophys. Res. 116 (A11),

木点を上げてカリストとのスイングバイが可能となるように調整すれば，その後の軌道変遷は燃料をほとんど使うことなく実施可能である．また，最終的な軌道傾斜角は 45 度以上にすることが可能であることもわかっている．
この軌道計画は，カリストのサイエンスにも機会も与えることになる．カリストは未分化のガリレオ衛星である．この天体をフライバイ観測することから得られる有益な情報とは何なのだろうか．これは，是非，考えておきたい課題である．

doi:10.1029/2011JA016661.
[9] Badman, S. V. et al., 2012, J. Geophys. Res. 117,A01211, doi:10.1029/2011JA017222.
[10] Grodent, D. et al., 2011, J. Geophys. Res. 116, A09225,
doi:10.1029/2011JA016818.
[11] Pryor, W. R. et al., 2011, Nature 472, 331.
[12] Gurnett, D. A. et al., 2010, Geophys. Res. Lett. 37,L24101, doi:10.1029/2010GL045796.
[13] Mitchell, D. G. et al., 2009, Planet. Space Sci. 57,1732.
[14] Khurana, K. K. et al., 2009, J. Geophys. Res. 114,A02211, doi:10.1029/2008JA013312.

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日本惑星科学会誌 Vol. 21, No. 1, 2012[15] Clarke, J. T. et al., 2005, Nature 433, 717.
[16] Raynaud, E. et al., 2004, Icarus 171, 133.
[17] Gustin, J. et al., 2006, J. Geophys. Res. 111, A09220,doi:10.1029/2006JA011730.
[18] Woch, J. et al., 1998, Geophys. Res. Lett. 25, 1253.
[19] Radioti, A. et al., 2008, Geophys. Res. Lett. 35,L03104, doi:10.1029/2007GL032460.
[20] Grodent, D. et al., 2004, J. Geophys. Res. 109, A05201,
doi:10.1029/2003JA010341.
[21] Woch, J. et al., 2002, Geophys. Res. Lett. 29, 7,
doi:10.1029/2001GL014080[22] Kunde, V. G. et al., 2004, Science 305, 1582.
[23] Wannawichian, S. et al., 2010, J. Geophys. Res. 115,
A02206, doi:10.1029/2009JA014456.
[24] Satoh, T. and Connerney, J. E. P., 1999, Icarus 141,236.

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