60

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その9～JUICE 衛星搭載非熱的中性粒子観測器 PEP/
JNA: 打ち上げ後初期チェックアウト報告～
浅村 和史1，下山 学 2，二穴 喜文 2，三好 由純 3，坂野井 健 4，齋藤 義文1，
JUICE-PEP/JNA チーム（要旨）欧州宇宙機関 ( E S A) の木星探査機 J U ICE が 2023年4月14日に打ち上げられました．J U ICE
衛星にはプラズマ粒子環 境観測を行う観測器パッケージ PE P ( Pa r t icle Env i ron ment Package)が搭載されています．そして，PE P を構成する観測器の一つに非熱的中性粒子観測器 J NA ( Jov ia nNeut ra ls A na lyzer) があり，欧州チームとともに私たちが開発を行いました．打ち上げ後，J U ICE 衛
星は木星に向け順調に飛行を続けており，各機器の初期チェックアウトが順次行われています．PE P/
J NA のチェックアウトも進められ良好な結果が得られています．ただし，現時点ではチェック項目がまだ残っており，宇宙空間で非熱的中性粒子の信号を得るには至っていません．今後行われるチェックアウト運用を経て，木星磁気圏での本格的な観測に臨みたいと考えています．

1. PEP/JNA の科学なっています．磁気圏内のプラズマ粒子は電磁場の1.1 非熱的中性粒子の生成運動方向を持っていたとしても，荷電状態が異なる影 響を受けて運動し，同じ場所で同じエネルギー・木星は固有磁場を持ち，その周囲には強大な磁気とその後の運動は全く異なるものとなります．特に，圏が形成されています．そして，木星の磁気圏内を周中性 粒子となった場合は電磁 場の影 響を受けない

回する氷衛星は様々な形で磁気圏プラズマと相互にことになります．中性 粒子は重力の影 響のみを受け影響しあっています．例えば，希薄な大気しか持たなて飛行し，プラズマの系から見ると粒子の一部が消い氷衛星に磁気圏の高エネルギーイオンが降りこん失することになります．

でくると，衛星表面に衝突します．衝突したイオンの磁気圏高エネルギーイオンと衛星表面との衝突で一部は後方に散乱され 磁気圏に戻っていきますが，は，衛星表面構成粒子が運 動量交 換によって宇宙このとき衝突 前にもともと持っていたエネルギーの空間にたたき出されることがあります．この過程はス一部を失い，低エネルギー化します．また，衝突・散パッタリングと呼ばれます．たたき出されたスパッタ

乱の際には周囲の天体表面構成 粒子との多重回のリング粒子も周囲の衛星表面構成粒子や入射してき衝突を経るため，放出時の荷電状態は粒子種やエネた磁気圏イオンとの多重回の衝突を経て放出されてルギーなどによって統計的に定まる平衡状態に従ういるため，荷電状態が変化し，正イオン，負イオン，まと考えられ，正イオンや負イオン，または中性粒子とたは中性 粒子となります．そして，スパッタリング過程によるイオンの放出はその場所でのプラズマ粒子

1.宇宙航空研究開発機構宇宙科学研究所
2. Swedish I nstitute of Space Physics
3.名古屋大学宇宙地球環境研究所
4.東北大学惑星プラズマ・大気研究センター
asamura@stp.isas.ja xa .jpの生成を意味し，プラズマの密度，温度，バルク速度といった構造を変化させます．一方，中性粒子として放出されたスパッタリング粒子は，中性の後方散乱粒子と同様に重 力の影 響のみを受けることとなり，

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その9 ～JUICE 衛星搭載非熱的中性粒子観測器 PEP/JNA: 打ち上げ後初期チェックアウト報告～／浅村，他

61

図1：大気が希薄な天体表面からの粒子放出過程と放出粒子の典型的なエネルギー帯． PEP/JNA は 10eV－3.3keV のエネルギー範囲に感度を持っています．([1] より転載)

遠隔地まで飛行します．これらの中性粒子は，中性突 による 粒 子 放 出 (MIV; Micrometeorite Impactである限りその場でのプラズマ現 象に影 響を与える

Vaporization / PSD; Photon Stimulated Desorption

ことはあまりありません．しかし，長距離を飛行する/ ESD; Electron Stimulated Desorption)， 熱 脱 離間に周囲のプラズマ粒子との電 荷 交 換 衝突や光 子(TD; Thermal Desorption) などがあります．しかし，による光電離などが起こり，荷電状態が変わってイ

これらの過程は放出粒子のエネルギーが相対的にオンとなることがあります．そして，一旦イオンとなっ低く，最も高い宇宙塵衝突による放出過程であっててしまえば電磁場の影 響を受けてプラズマとしてのも2500 – 5000K ( 0. 2– 0. 5 eV ) 程度の熱的なエネ振る舞いを示すようになり，その場でのプラズマ現象ルギー分布になると考えられています (図1)．このたに影響を与えるようになります．

め，非熱的なエネルギー帯に感度を持つ中性粒子観

このように，プラズマ粒子の衛星表面への降り込測器を用いて衛星表面方向を観測すると，後方散乱み，そして後方散乱過程，スパッタリング過程による粒子とスパッタリング粒子のみを選択的に観測する粒子放出やその後の電離は木 星磁気圏プラズマ粒ことができます．そして，その生成起源となっている子の消失・生成に寄与しており，衛星を介した磁気圏衛星表面に降り込む高エネルギーイオンの情報の取プラズマ粒子の輸送過程の一翼を担っています． し得にもつながります [2, 3]．J U ICE 衛星に搭載したかし，その実態はほとんど分かっていません．

PE P/ J NA 観測器はこのような後方散乱過程，ス

後方 散 乱 現 象やスパッタリング 現 象は磁 気圏高エネルギーイオンが 衛星表 面に直 接 衝 突 することパッタリング過程で放出される非熱的中性粒子を観測するように設計されています．

によって引き起こされる現象ですので，比較的高いエネルギーを持った非熱的粒子の放出が可能です．

1. 2 磁気圏プラズマの構造

一方，後方散乱とスパッタリング以外の衛星表面か過去のGa l i leo 衛星の観測からガニメデが固有磁らの 粒子放 出過 程には， 宇 宙塵 / 太 陽 光 / 電子 衝場を持 つことが分かっています．ガニメデの公 転半62

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

構造も現れています．これらの構造は地球磁気圏とは大きく異なる様相を呈しています．
プラズマ粒子は磁 力線方向に移動しやすい性質を持つため，ガニメデ表面の「open」な磁力線がつながる領域には磁気圏イオンが磁力線に沿って降り込んでくると考えられます．この降りこみは衛星表面で後方散乱 粒子やスパッタリング粒子の生成・放出を引き起こします．そしてこれらの過程で放出された粒子の中で，中性 粒子は電磁場の影 響を受けずにほぼ直線的に飛行することになります．このことは，ガニメデ表面方向から飛んでくる非熱的中性粒子を撮像観測すると，降り込んできた磁気圏イオンのガニメデ表面上の分布情報を得ることができ，それを基にガニメデ磁気圏の空間構造についての情報が得られ
図2：MHDシミュレーションによって得られたガニメデ磁気圏磁場構
造．緑線が磁場方向を示します．木星磁気圏プラズマは左側からガニメデに吹きつけています([4]より転載)．

ることを意味しています．これは，地球ではオーロラ発 光の撮像観測から磁気圏プラズマ粒子の空間分布情報を引き出していることと似ています．なお，プラズマ粒子の直接観測ではその場に存在するプラズマの詳細情報が得られますが，遠隔地の情報は原径は15Rj ( Rj は木星半径) で，木星磁気圏内で木理的に取得できません．一方，ガニメデ周辺での非熱星の自転運 動によって引き起こされるプラズマの共的中性粒子の撮像観測ではプラズマの詳細情報を得回転領域を周回しています．この共回転速度は公転ることは困難ですが，空間的な大規模構造やその時速度より速いため，ガニメデの固有磁場に対し木星間変化の推定につながる情報を得ることが期待でき磁気圏共回転プラズマが吹き付ける状況となり，磁ます．このようにプラズマの直接観測と非熱的中性粒気圏内で独自の衛星磁気圏が形成されると考えられ子の観測はそれぞれ相補的な関係となっています．ています．図2は M H D (電磁流体力学) シミュレー

磁気圏プラズマ現象の理解は，観測衛星を磁気圏ションによって得られたガニメデ周辺の磁場構造をの中に送り込み，プラズマを直接観測することで進示しています [4]．ガニメデ周辺では木星磁気圏プラんできました．そして，これらの衛星観測は大容量ズマ流の速度が亜音速であり，マッハ数が小さいたの観測データを取得・地上伝送することができ，衛星め，ガニメデ磁気圏の上流側 (図2では左側) に衝撃の運用もしやすい地球磁気圏で精力的に行われて波面が形成されず，A l f ven Wi ngと呼ばれる特徴きました．しかし，磁気圏は中心天体の持つ固有磁的な磁気圏構造が形成されています．なお，太陽風場 ( 磁気双極子モーメントの向きや強度など ) や自によって形成される太陽系惑星磁気圏の場合，通常転速度，中心天体に吹き付けるプラズマ流の速度やの太 陽風の速度が 超音 速となっているために磁 気密度，磁場方向などのパラメータによって様々な形態圏前面で衝撃波面が形成されます．そして，極めて限をとり得ます．地球磁気圏はこのパラメータの中の一られた太陽風条件の下でのみA l f ven Wi ngの形成部の限られた範囲を反映しているにすぎず，地球磁が起こり得ることが知られています．

気圏の観測だけでは磁気圏プラズマ現 象の包 括的

また，図2ではガニメデ磁気圏の赤道域 (z= 0 付な理 解に至るのは困難と考えられます．ガニメデ 磁近) に磁力線の両端がガニメデにつながる「clo sed」

気圏のような地球磁気圏とは大きく異なる磁気圏のな領域が存在し，その極側には片端のみがガニメデ

直接探査は，プラズマの分布や輸送，加速，加熱とにつながった「open」な領域が広がっています．さらいった磁気圏プラズマ現象の理解を進める上で重要には，磁気圏の後ろ側 (xが正となる側) にウェイクな意味を持っています．

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その9 ～JUICE 衛星搭載非熱的中性粒子観測器 PEP/JNA: 打ち上げ後初期チェックアウト報告～／浅村，他

63

PE P/ J NAチームでは，以下の2 つの科学目標を設定し，J U ICEミッションの目標である氷衛星科学探査の一翼を担おうとしています．
(a)ガニメデ磁気圏構造，および木星磁気圏プラズマとの相互作用の理解( b) 木星磁気圏における物質の生成，輸送，消滅に果たす氷衛星の役割の理解
また，PE Pは粒子の直接観測を行う機器パッケー
ジで，J NAによる非熱的中性 粒子観測に加え，電子やイオン，熱的中性粒子や高エネルギー中性粒子

図3：PEP/JNAプロトフライトモデル．

を観測する合計 6台の観測器で構成されています．
J U ICEには磁場やプラズマ波 動の観測機器も搭載(a) 荷電 粒子除去部 / C ol l i mator : 入射 粒子の中されており，これらの機器との協調観測を行うことに存在する荷電 粒子を静電場によって軌道偏向で，ガニメデ衛星磁気圏や木星磁気圏でのプラズマし，除去します．また，視野外の方向から観測器現象の理解を進めます．に入射する粒子を除去するコリメータの役割も果

2. PEP/JNA の機器概要2.1 開発の経緯

たします．
( b) 粒 子 電 離 部 : 残 った中 性 粒 子を C onversion
su r face に浅い角度で衝突させ，一定の確率で反射・イオン化します．

私 たちは スウェーデン 宇 宙 物 理 研 究 所 ( I R F;(c) エネルギ ー 分 析 / 光 子 除 去 部 ( Wave eneg y

Swed ish I nst it ute of Space Physic s)， ベルンa n a lyzer) : イオン化した粒子の軌道を静電場に大学 (スイス) と共に非熱的中性粒子観測器を開発

よって偏向し，特定のエネルギー範囲のもののみしてきました．これまでにM a rs Ex pres s ( 欧州のを飛行時間分析部に導くことでエネルギー分析を火星周回探査機)，Venus Ex pres s ( 欧州の金星周行います．また，光子 (紫外線 ) が静電場によって回探査機 )，Cha nd raya a n -1 (インドの月周回探査

軌道偏向されないことを利用し，入射光子を除去機 )，B epiC olomb o/みお ( 欧州の水星探査計画にします．

対して日本が提供する周回探査機 ) に観測器を搭載(d) 飛行時間計 測部 : エネルギー分析部から出射しし，観測に成功しています．J U ICE 衛星搭載 PE P/

た 粒子は静電 場による加速後，St a r t su r face

J NA (図3)も同じ枠組みで開発を行いました．PE P/に衝突します．St a r t su r faceでは衝突によってJ NA はCha nd raya a n -1，およびみお衛星搭載の二次電子がたたき出され，St a r t CEMで検出さ非熱的中性粒子観測器 [ 5, 6] をベースとし，木星系れます．一方，St a r t su r faceに衝突し，反射したでの観測に合わせ角度分 解能や耐放射線性などを粒子は Stop CEMで検出されます．そして，二次向上させた観測器となっています．

電子ともともとの入 射 粒子の検出タイミング差を計測すると，粒子の速度が求められます．エネル

2. 2 観測手法
PE P/ J NA の観測原理は図4のようになっており，非熱的中性粒子のエネルギー分析，到来方向弁別のギー分析によって入射粒子のエネルギーが分かっていることも考慮すると，速度の情報から質量を割り出すことができます．

ほか，質量分析を実現しています．
以下に観測器を構成する要素毎に観測原理を説明します．

PE P/ J NA の仕様を表1に，プロトフライトモデルの各部の写真を図 5に示します．

64

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

図4：PEP/JNA の観測器断面と模式的な粒子軌道．
入射粒子 (ENA: Energetic Neutral Atom) を電離後，エネルギー分析，飛行時間分析を行います．
CEM (Channel Electron Multiplier) は電子増倍管の一種で，粒子の検出デバイスとして用いています．

図5：PEP/JNA プロトフライトモデルの各部の写真．

みんなでふたたび木星へ，そして氷衛星へ その9 ～JUICE 衛星搭載非熱的中性粒子観測器 PEP/JNA: 打ち上げ後初期チェックアウト報告～／浅村，他

65

表1： PEP/JNA の仕様．

図6：PEP/JNA 高電圧電源チェックアウト時の出力電圧の変化．高電圧出力の種類とそれぞれの到達電圧が記載されています．

図7：PEP/JNA 温度の推移．

3. 初期チェックアウトの状況
J U ICE 衛星は 2023 年 4月14日に打ち上げられま装置を用い，プリアンプの健全動作も確認されました．電磁干渉ノイズなども出現しておらず，良好な動作です．

した [ 7, 8]．まず衛星本体の立ち上げとチェックアウ

続いて2023 年 6月28日から30日にかけ，主に高電トが実施され，その後各観測機器の初期チェックア

圧電源部の機能確認を行いました．周囲の圧力が十ウトが開始されました．

分に低く保たれない状態で高電圧を出力すると，放PE P/ J NAのチェックアウトでは，その主要 構成電が起きて機器が損傷する恐れがあります．一般に要素である，観測器制御・データ処理部，プリアン

打ち上げ直後の衛星では，地上での組み立てや試験プ部，CEM検出器を含む飛行時間計測部，静電エ時に付着したガスなどの影響で周囲の圧力が高くな

ネルギー分析部，高電 圧電源部の健全 性を順次確ることが知られています．そこでPE P/ J NAでは，打認します．また，PE P/ J NAへの電力供給や後段のち上げから数年をかけて徐々に高電圧の出力を上げデータ処理を担うPE P 共通電子回路部の動作 確認ることにしています．今回のチェックアウトでは出力も同時に行います．

レベルを最大の10 〜15% 程度に抑え，高電圧電源打ち上げ後初めてのPE P/ J NAへの電源投 入は部の機能が正常であることを確認しました (図 6)．

2023 年5月30日のことで，観測器制御・データ処理部

2024 年1月 現 在，PE P/ J NA は 脱 ガスモ ード でと PE P共通電子回路部の正常動作が確認できまし

運用されています．このモードは PE P/ J NAに搭載た．その後，機器に組み込まれた疑似検出信号発生されたサバイバルヒーターの運用を最適化すること

66

日本惑星科学会誌Vol. 33, No. 1, 2024

で機器の温度を上げ，機器からの脱ガスを促進するモードです．そして，機器内部をクリーンに保ち，か参考文献

つ高電 圧出力時 の放 電のリスクを抑 制する狙いが[1] 浅村ほか，
2015，
遊星人 24，113.

あります．図7にJ U ICE 衛星打ち上げからの PE P/[2] Grande, M., 1997, Adv. Space Res. 19(10), 1609.

J NA の温度変化を示します．打ち上げ直後，- 30℃[3] Futaana, Y. et al., 2006, Planet. Space Sci.

程度を推移していた温度は，2023 年 5月初めの設定変更により+5℃程度まで上昇しています ( 脱ガス運用 Phase -1)．更に2023年9月からは冗長系のサバイバルヒーターも同時に運用することで+50℃近い温度に達しました ( 脱ガス運用 Pha se -2)．この運用は2024年1月15日まで行い，その後 Pha se -1時の運用に戻しました．

doi:10.1016/j.pss.2005.10.010.
[4] J i a , X . e t a l . , 2 0 0 8 , J G R , d o i : 1 0 . 1 0 2 9 /2007JA012748.
[5] K a z a m a , Y. e t a l . , 2 0 0 6, A d v. S p a c e R e s . ,doi:10.1016/j.asr.2005.05.047.
[6] Kazama, Y. et al., 2007, Planet. Space Sci.,
doi:10.1016/j.pss.2006.11.027.

今後，2024 年1月下旬にPE P/ J NAのためのPE P[7] 関根ほか，2023，遊星人 32，128.

共通電子回路部オンボードソフトウェアのアップデー[8] 齋藤ほか，
2023，遊星人 32，222.

トを行います．その後定 期的なチェックアウトを経て，2026年夏に高電圧出力を通常運用に必要なレベルまで昇圧し，観測準備を完了する予定です．

4. おわりにJ U ICE 衛星は今後，月や地球，金星フライバイを経て 2031年に木星周回軌道に投入され，木星系での観測を始める予定です．木星軌道投入後は 2035年にガニメデ周回軌道投入となりますが，それまでにカリストやエウロパでのフライバイも予定されています．ガニメデ 起 源の非 熱的中性 粒子だけでなく，他の衛星やイオトーラス起源の非熱的中性 粒子などの観測も行い，木星磁気圏のダイナミクスに迫っていければと考えています．