修士論文

地球磁気圏ローブ領域月夜側低高度で観測される低エネルギーイオンに関する研究石川元久

東京大学大学院理学系研究科
地球惑星科学専攻
宇宙惑星科学大講座

平成２６年１月２３日

要旨
月にはグローバルな固有磁場がなく濃い大気もないため、月面は常に外界環
境の影響を受けている。その影響を受ける結果、月面は月周辺環境に応じて帯電することが知られている。月は 1 ヶ月に約 5 日間地球磁気圏内に位置する。
地球磁気圏尾部ローブ領域は希薄なプラズマ環境にあり、太陽風と地球磁気圏の相互作用の結果生じる磁気圏対流によって dawn to dusk 方向にコンベクショ
ン電場が生成されている。ローブ領域に月が位置する時、月昼側では尾部方向に速度を持った cold ion と呼ばれる低エネルギーイオンがしばしば観測される。
一方、月夜側では月に遮蔽されるため、このような cold ion は観測されないはずである。しかしながら、「かぐや」衛星搭載プラズマ観測装置 MAP-PACE による高度 50km 以下の低高度観測において、月夜側においても非常に温度の低いイ
オンが観測されることが明らかとなった。そこで本研究では、MAP-PACE の観測データを用いてこれらのイオンの生成メカニズムの解明を行う事を目的としている。
MAP-PACE は、半球面の視野を持ったイオン観測器と電子観測器それぞれ 2台ずつの計 4 台で構成されている。それぞれの観測器が 3 軸姿勢制御である「かぐや」衛星の月面側と反月面側の衛星パネルに搭載され、イオンと電子の全球視野の観測を可能としている。本解析は、「かぐや」衛星が高度 50km 以下の低高度軌道であった、2009 年 4 月から月面制御落下を行った 6 月までの観測デー
タを用いて行った。
その結果、月面制御落下直前の数日間で月がローブ領域内に位置していたとき、月夜側において非常に温度の低いイオンが高頻度で観測されていたことがわかった。これらのイオンのピッチ角分布とエネルギー分布を調べた結果、例
えば南側ローブの場合は月夜側南半球(北側ローブの場合は月夜側北半球)では、
月昼側で観測される cold ion が夜側まで侵入していることが分かった。この coldion の侵入は、尾部方向の速度と磁気圏対流電場と地球磁場による𝐸 × 𝐵ドリフ
トの速度の重ね合わせで説明できる。さらに、南側ローブの場合における月夜側北半球(北側ローブの場合は月夜側南半球)においては、地球方向に速度をもつ
非常に温度の低いイオン(地球方向低エネルギーイオン)が観測された。このイオンの特徴を解析した結果、月夜側に侵入した cold ion から地球方向低エネルギー
イオンへ観測が移行する過程で、エネルギーの僅かな上昇と cold ion の速度方向
から地球方向への運動方向が変化している様子が明らかとなった。
この生成メカニズムとして月夜側のポテンシャル分布の寄与が考えられる。
月昼側で観測された cold ion は尾部方向の速度成分をもつが、同時に尾部方向に流れる電子は熱速度が大きいため地球方向の速度成分をもつ電子が存在する。
iこのことから月夜側の月面近くには、月より尾部側から月夜側領域の月面に向かって飛来した電子が存在し、月面付近では電子密度の高い領域が形成されている。その結果、月夜側周辺の空間では電荷中性を保ちにくいため月面ポテン
シャルが遮蔽されずに高高度まで分布している可能性があると考えられる。coldion の運動方向が地球方向に遷移することは、月夜側に侵入した cold ion がこの高高度まで分布した負の月面ポテンシャルによる電場加速を受け、地球方向になったと考えるとつじつまが合う。地球方向低エネルギーイオンが見られている時に電子の分布は下端エネルギーを持つが、このことは、衛星ポテンシャル
は負に帯電しているが衛星周囲に比べて衛星のポテンシャルがより正に帯電していることで説明できる。
これらの解析結果や考察を用いて、地球磁気圏ローブ領域中月夜側低高度におけるポテンシャル分布モデルを構築した。このモデルより cold ion の運動方向
が地球方向に遷移する時のイオンのエネルギー-ピッチ角の関係式、地球方向低エネルギーイオンが見られている間の月面ポテンシャルに関する関係式を導出
し、観測データから求めた解析結果との比較を行った。その結果、解析結果とモデルからの導出結果とは整合的であり、本モデルの妥当性を示していると言える。
本研究にて明らかとなった知見は、地球磁気圏中の月周辺環境のみならず土星や木星磁気圏中に存在するグローバルな固有磁場や濃い大気を持たない衛星の周辺環境とも共通性があるものと考えられ、磁気圏中のプラズマ環境に関す
る新たな知見であると考えられる。

ii

Abstract
It is well-known that the Moon has neither global intrinsic magnetic field nor thickatmosphere. As a result, the lunar surface is always affected by the surrounding plasma
environment and it is charged up depending on the plasma parameters around the Moon.
The Moon stays in the Earth’s magnetosphere for approximately 5 days every month.
When the Moon stays in the Earth’s magnetotail lobe, tailward flowing lobe cold ionsare often observed on the dayside of the Moon. It is natural to believe that the tailwardflowing lobe cold ions are not observed on the night side since the Moon blocks them.
However, It was found by MAP-PACE on Japanese lunar orbiter SELENE(KAGUYA)
that very cold ions were sometimes observed on the night side of the Moon especially at
low altitude <50km.
The purpose of this thesis is to clarify the generation mechanism of these very coldions using the data obtained by MAP-PACE at very low altitude. Two electron sensors
and two ion sensors that were installed on the KAGUYA spacecraft panels opposite toeach other could obtain the full 3-dimensional phase space density of the low energy
electrons and ions. The data used for this analysis were obtained by IEA on the nightside of the Moon at <50km altitude between April 2009 and June 2009.
The very cold ions were frequently observed in the Earth’s magnetotail lobe at very
low altitude several days before Kaguya impacted the Moon. When KAGUYA stayed in
the hemisphere where lobe plasma convection direction was from lobe toward the nightside of the Moon, MAP-PACE ion sensors found that cold ions that were observed in
the lobe intruded into the night side of the Moon. The 𝐸 × 𝐵 drift motion by the
dawn-to-dusk electric field facilitated the intrusion of the cold ions. In addition, very
cold ions flowing towards the Earth (Earthward Low Energy Ions) were observed in the
opposite hemisphere. It was also found that the flow direction of the cold ions intruded
into the night side of the Moon gradually changed from tailwad to earthward whileslightly increasing their energy.
Acceleration of the intruded cold ions by the electrostatic potential distributed on thenight side of the Moon can explain characteristics of these ions. While cold ionsobserved in the lobe have the tailward velocity component, simultaneously observed
electrons have both tailward and earthward velocity components since the electron
thermal velocity is higher than electron bulk velocity. As a result, part of the electrons
intruded into the night side of the Moon at the far downtail region can flow toward thelunar surface and they form electron excessive region near the lunar surface. Due to thelack of enough ions that shield the negative potential of the lunar surface, the negative
potential extends to the low altitude region on the night side of the Moon. This negativeiii

potential accelerated the intruded cold ions towards the lunar surface (towards the
Earth).
When the earthward low energy ions were observed, the simultaneously observed
electron energy spectrum had low energy cutoff. This low energy cutoff can be
explained by the positive satellite potential relative to the surrounding plasmas that were
immersed in the negative potential that extended from the night side lunar surface.
Based on these observations, an electrostatic potential model is made. It is anelectrostatic potential model at the low altitude on the night side of the Moon when theMoon is in the magnetospheric lobe region. The calculated cold ion energy – pitch angle
relation based on the potential model corresponds with the observation very well. It
indicates that the potential model is plausible.
The knowledge acquired by this study is useful not only for understanding the lunar
plasma environment but also for understanding the plasma environment of the Saturnianand Jovian satellites without global intrinsic magnetic field nor thick atmosphere.

iv

目次
第 1 章 序論 ....................................................................................................... 1
1.1 地球磁気圏ローブ領域 .............................................................................. 1
1.1.1 地球磁気圏ローブ領域の電磁場環境について .................................... 2
1.1.2 地球磁気圏ローブ領域内のプラズマ環境について............................. 2
1.2 月面帯電について ................................................................................... 5
1.3 地球磁気圏ローブ領域内における月周辺プラズマの観測例..................... 7
1.3.1 月起源イオンの観測例 ....................................................................... 7
1.3.2 月夜側における月/衛星電位による加速プラズマの観測 .................. 10
1.4 本研究の目的 .......................................................................................... 14
第 2 章 月周回衛星「かぐや」及び月磁場・プラズマ観測装置 MAP について......................................................................................................................... 15
2.1 月周回衛星「かぐや」ついて ................................................................. 15
2.2 プラズマ観測器の構造 ............................................................................ 16
2.2.1 静電分析器の基本原理 ..................................................................... 16
2.2.2 LEF-TOF 型質量分析器 ..................................................................... 19
2.2.3 位置検出器 ....................................................................................... 20
2.3 プラズマ観測装置 MAP-PACE ................................................................ 21
2.3.1 電子観測器 ESA-S1、ESA-S2 ........................................................... 22
2.3.2 イオン観測器 IMA、IEA .................................................................. 24
2.4 月磁場観測装置 MAP-LMAG ................................................................ 26
第 3 章 地球磁気圏ローブ内における月周辺低エネルギープラズマ観測 ........ 28
3.1 月の昼側と夜側における cold ion の観測 ................................................ 28
3.2 月夜側における地球方向に速度成分を持ったイオンの観測................... 35
3.2.1 cold ion との分別 ............................................................................... 36
3.2.2 月面ポテンシャルによる電子ビームと地球方向低ネルギーイオンのエネルギーの整合性 .................................................................................. 39
3.3 地球磁気圏ローブ内月周辺プラズマ観測の纏め .................................... 41
第 4 章 地球方向低エネルギーイオンの生成メカニズムについての考察 ........ 43
4.1 地球方向低エネルギーイオンの運動方向から推定される月夜側プラズマ
密度分布 ....................................................................................................... 43
4.2 月夜側のプラズマ密度分布より推定される月周辺ポテンシャル分布 .... 45
4.3 月夜側ポテンシャル分布より構築した地球方向低エネルギーイオン生成モデル ........................................................................................................... 48
4.4 月面/衛星ポテンシャル分布の妥当性 .................................................... 52
第 5 章 結論 ..................................................................................................... 57v

謝辞 .................................................................................................................. 59
参考文獻 ........................................................................................................... 61vi

第 1 章 序論
月は地球に最も近い天体であり、日本をはじめ、アメリカ、中国、インドな
どの主要国が様々な観測衛星を送り込んでいる。月探査の歴史は古く、宇宙プ
ラズマ物理学という観点では、米国のアポロ計画にはじまり、同国のルナ・プ
ロスペクター、日本の「かぐや」衛星、中国の嫦娥 1 号・2 号、インドのチャン
ドラヤーン 1 号などの各国の衛星が観測を行っている。月は固体表面に直接外気圏が接続しており、地球のようなグローバルな固有磁場や濃い大気を持たない天体である。そのため天体固定表面と外部のプラズマが直接相互作用する。
月周辺のプラズマ環境によって月は直接影響を受け、例えば太陽風中と地球磁気圏内では、月面の帯電状況が変わるなど周囲と密接に関わっている。
序論では、本研究での観測領域であるプラズマ密度が希薄な地球磁気圏ローブ領域の知見を纏め、その環境の中で月周辺プラズマがどのような挙動を示すか
先行研究をもとに纏める。

1.1 地球磁気圏ローブ領域
地球磁気圏は、これまでの人工衛星観測や地上観測、数値シミュレーションなどによって図 1.1 のような空間構造をしていることが明らかとなっている。地
球磁気圏は常に太陽から超音速のプラズマ流が吹き付けられている。その結果、
太陽風動圧によって、地球磁場は昼側では圧縮され、夜側では引き伸ばされている。この夜側に引き伸ばされている部分を総称して磁気圏尾部領域と呼ばれている。

図 1.1：地球磁気圏の概観図[Obata et al., 2006]1

地球磁気圏尾部はローブ、プラズマシートと呼ばれる領域で形成されている。
ローブ領域は、プラズマ密度が小さく磁場の強い領域であり、周囲との圧力均
衡は磁気圧によって保たれている。プラズマシート領域は、地球磁場が反転する磁気中性面を中心とし、朝側から夕側に向かって電流が流れる領域である。
この領域では、ローブ領域とは逆に磁気圧が低く、高温プラズマのプラズマ圧
によって圧力均衡が保たれている。このような領域に、月は約 1 ヶ月間に約 3～4 日間位置する。本節では、月周辺環境に影響する地球磁気圏ローブ領域の電磁場環境とプラズマ環境について述べる。
1.1.1 地球磁気圏ローブ領域の電磁場環境について
ローブ領域はプラズマシート領域を挟んで北側ローブ、南側ローブと分けることができる。地球中心から太陽方向を正とすると、磁力線の Bx 成分はそれぞれプラス方向(太陽方向)、マイナス方向(尾部方向)に卓越している。特に地球磁気圏の中で磁場が強い領域で安定していることが知られており、周囲との圧力
平衡は磁気圧により保たれている。ローブ領域内のプラズマは磁場凍結の条件を満たしており、太陽風動圧による地球磁気圏圧縮の効果で dawn to dusk 方向に対流電場が生じる[Axford et al ., 1969]。対流電場の値は、0.02[mV/m]から 2[mV/m]まで変動し、典型的な値は 0.15[mV/m]である。このときの電子の対流速度は、15[km/s]程度であることが知られている[McCoy et al., 1975]。
プラズマシート領域は、磁気中性面を中心として存在する。その厚みは、地球半径を1𝑅𝐸 して、平均的に数𝑅𝐸 程度である。プラズマシート内の磁場は、ローブ領域に比べ小さく不安定であることが知られており、プラズマは太陽方向に対流運動を行っている。プラズマシート内でも磁場凍結が成立しており、この太陽方向に向かうプラズマの運動は dawn to dusk 方向に大規模な電場を生じる。
ローブ領域とプラズマシート領域の境界は、プラズマシート境界層(Plasma
Sheet boundary layer: PSBL)と呼ばれる遷移領域が存在している。PSBL は閉じた磁力線に対応する領域と考えられており、ここでは地球向きの強い粒子ビームが観測される。
1.1.2 地球磁気圏ローブ領域内のプラズマ環境について
ローブ領域は、希薄なプラズマ環境（代表的なプラズマ密度の値：0.01[/cm3]）にある。イオン温度と電子温度の代表的な値は、それぞれ 100[eV]、50[eV]であることが知られている[小野高幸・三好由純, 2012]。一方、プラズマシート領域
はローブ領域に対しプラズマ密度が高い（プラズマシート中心部での代表的なプラズマ密度の値：0.3[/cm3]）ことが知られている。イオン温度と電子温度の代表的な値は、それぞれ 4200[eV]、600[eV]であり、ローブ領域のイオン温度と電子温度に比べ非常に高い値を持つことが知られている[小野高幸・三好由純,
2

2012]。表 1.1 に地球磁気圏の代表的なプラズマパラメータを纏めた。
表 1.1：地球磁気圏の代表的なプラズマパラメータ[小野高幸・三好由純, 2012]

また、地球磁気圏ローブ領域では尾部方向に速度を持つ低温のイオン流（coldion）が Geotail 衛星搭載低エネルギーイオン観測器 LEP-i(Low Energy Particle
Experiment)で観測されたと報告されている[Mukai et al., 1994]。図 1.2 に Geotail
衛星の 1992 年 8 月 22 日 12:00 から 13:46 の観測データのイオンの E-T 図[Mukai
et al., 1994]を載せている。この時、Geotail 衛星は、北側ローブに位置している。

図 1.2：1992 年 8 月 22 日 12:00－13:46 の Geotail 観測データ[Mukai
et al., 1994]
図 1.2 において、赤枠部分に散逸的に検出されているイオンが cold ion である。
Mukai et al. [1994]によると、cold ion は主に H+(密度：10－2[/cm3]、エネルギー：~100[eV/q])と O+(密度：10－3[/cm3]、エネルギー：1~2[keV/q])で構成されている。
O+の密度は、プラズマの状態によって 1 桁大きくなる場合があることも確認されている。ここでは、cold ion の速度は尾部方向におおよそ 100[km/s]~ 200[km/s]
であり、𝐸 × 𝐵ドリフトの方向にも 100[km/s]程度の速度を持つと示されている。
ただし、対流電場の大きさによって𝐸 × 𝐵方向の速度は変動すると考えられる。
また、月の公転半径である60𝑅𝐸 付近でも、Geotail 衛星によって cold ion がし3

ばしば観測されている(図 1.3、図 1.4)[Hirahara et al., 1996]。図 1.3(d)の黄色枠部
分が O+成分で、水色枠部分が H+成分である。図 1.3(d)の O+成分は、主にサブストームのときに多く検出されている。また、図 1.3(c)の約 20[eV]以下で検出されている電子は、太陽光による光電効果で衛星パネルから放出された光電子である。これは、衛星電位の値に応じて電子エネルギーの上限が変動して検出されているため、このとき Geotail 衛星は約 20[V]に帯電していることを意味している。つまり、衛星は太陽光によって正に帯電しているが、cold ion はその衛星ポテンシャルを超えて観測器に到達していることになる。

図 1.3：1993 年 12 月 20 日 17:00－19:00 の Geotail 観測データ
1[Hirahara et al., 1996]上から(a)磁場の大きさ、(b)磁場の方向成分、(c)電子の E-T 図、(d)イオンの E-T 図である。

4

図 1.4：1993 年 12 月 20 日 17:00－19:00 の Geotail 観測データ
2[Hirahara et al., 1996](a)2 次元速度分布の子午線マップ、(b) 2 次元
速度分布である。

1.2 月面帯電について
月は、グローバルな固有磁場や濃い大気をもたない天体である。そのため、月面は外部環境にさらされており、太陽風や月周囲プラズマの影響を直接受ける。その結果、月面の帯電状態は、月面へ流入する電流と月面から流出する電流のバランスで決まることが知られている[Stubbs et al., 2007]。これらの月周囲の電流バランスの模式図を図 1.5 に載せる。

図 1.5：太陽風中での月への電磁場環境とプラズマ環境の影響[Stubbs et al., 2007]
太陽風中の月面に主に寄与する電流としては、光電子による電流𝐽𝑝ℎ 、月周辺
イオンによる電流𝐽𝑖 、月周辺電子による電流𝐽𝑒 、太陽風衝突による 2 次電子電流𝐽𝑠𝑒5である。光電子による電流𝐽𝑝ℎ は、太陽光により光電効果によって月面から放出された光電子が担う電流であり、月面への流入電流である。月周辺イオンによる電流𝐽𝑖 は、月面へ入射する周辺イオンが担う電流であり、𝐽𝑝ℎ と同様に月面への流入電流である。月周辺電子による電流𝐽𝑒 は、月面へ入射する周辺電子が担う電流であり、月面からの流出電流である。太陽風衝突による 2 次電子電流𝐽𝑠𝑒 は、
太陽風や月周辺プラズマが月面に衝突し発生する２次電子が担う電流であり、月面への流入電流である。
これらの総電流 Jtotal はJtotal = 𝐽𝑝ℎ + 𝐽𝑖 + 𝐽𝑠𝑒 + 𝐽𝑒 …(1.1)となる。それぞれの電流の大きさは月周辺プラズマ環境に依存し、その絶対値
は月面電位に影響する。平衡状態では、流入する電流と流出する電流がバランスするため月面電位は零となる。
Jtotal (𝑈) = 𝐽𝑝ℎ (𝑈) + 𝐽𝑖 (𝑈) + 𝐽𝑠𝑒 (𝑈) + 𝐽𝑒 (𝑈) = 0…(1.2)となる。ここで 𝑈 は平衡状態の月面ポテンシャルである。
一般的に月昼側では、太陽光による電流𝐽𝑝ℎ が卓越するため月面は正に帯電する。一方で月夜側の帯電状態は、太陽光が遮断されるため、周辺プラズマによる電流𝐽𝑖 、 𝐽𝑒 および 2 次電子電流𝐽𝑠𝑒 によって決まる。この時、イオンに比べ 40倍ほど熱速度が速い電子がより月面に流入することから、二次電子電流を考慮に入れても電子電流𝐽𝑒 が卓越し、月面は負に帯電する。
同様の過程で、人工衛星も月面同様に帯電するが、衛星のサイズが月よりも非常に小さいため、衛星周囲のデバイシースによるイオンの獲得効率が大きくなる。また、衛星と月面の構成物質の違いも帯電効率に影響する。その結果、人工衛星の帯電量は月面に比べが小さいことが知られている[Tanaka et al., 2009]。
過去の月面帯電の観測例として、アポロ 14 号やルナ・プロスペクターによる観測が挙げられる。アポロ 14 号によって月に配置された CPLEE（Charged Particle
Lunar Environment Experiment）は、地球磁気圏ローブ内での月面帯電量を計測した[Reasoner and Burke, 1972]。この結果、地球磁気圏ローブ内の月昼側では、月
面は 200~500[V]に帯電することが報告されている。ルナ・プロスペクターの月
周辺電子観測では、電子エネルギーに依存するロスコーン分布から月夜側は負に帯電していることが確認された[Halekas et al., 2002]。
地球磁気圏内プラズマシートに月が位置するときは、日陰においても月面電
位は−500[V]以下になることが分かっている[Halekas et al., 2005]。さらに、太陽風高エネルギー粒子イベントの間、月面電位は太陽風中の月夜側で少なくとも6

−4.5[kV]まで達することが可能であるという報告もある[Halekas et al., 2007;
Halekas et al., 2009]。また、人工衛星の帯電量を補正することによって、衛星周
囲のプラズマ分布から月面電位を算出した結果も報告されている[Halekas et al.,2008]。これらの先行研究によると、地球磁気圏ローブ領域における月夜側の月面電位は、およそ−100[V]であり、プラズマシート内では−200[V]~ −1[kV]である[Halekas et al., 2008]。
人工衛星による電子観測のみで月面電位を算出するためには、月面と衛星が両方同時に帯電することから衛星電位を推定する必要があった。月昼側において衛星が太陽光中にあるときは、電子観測器で光電子が観測され、そのエネル
ギーの上限値を衛星電位とみなすことができる[Saito et al., 2013]。しかし月夜側
で帯電量を求めるためには、いくつかの仮定のもと Halekas et al. [2008]によって報告された衛星帯電モデルを用いるなどの間接的な議論しかできない。
近年では、我が国の「かぐや」衛星[Saito et al ., 2010]、インドのチャンドラヤ
ーン 1 号[Bhardwaj et al., 2010]、中国の嫦娥 1 号[Kong et al., 2012]などの複数の月周回衛星による月周辺低エネルギーイオン観測の結果を利用することが可能となっている。そのため、電子とイオンの観測データを用いて、観測データのみ
から月面電位と衛星電位を算出できる可能性がある。

1.3 地球磁気圏ローブ領域内における月周辺プラズマの観測例
本節では、地球磁気圏ローブ領域内に月が位置するときの観測結果として報告されているものを纏める。主に月周回衛星「かぐや」によって詳細観測された月昼側で観測される月起源イオンや月夜側で観測される非常に低温なイオン（mono-energy ion）について述べる。また、月周回衛星「かぐや」のプラズマ観測装置を含めた詳細は、第 2 章にて述べる。
1.3.1 月起源イオンの観測例
ローブ領域内の月昼側で、「かぐや」衛星搭載イオン観測器 MAP-PACE-IMA
によって、月面由来の月起源イオンが観測されたという報告がされている[Tanaka et al., 2009]。この観測は、「かぐや」衛星が、約 100[km]高度で定常運用されていたときのものである。図 1.6 に「かぐや」衛星によって月起源イオンが観測されたときの観測結果を載せた[Tanaka et al., 2009]。このとき、図 1.6(a)のIEA（反月面側衛星パネルに搭載）ではイオンが観測されていない。一方、図 1.6(b)の IMA（月面側衛星パネルに搭載）では赤枠部分においてイオンが観測されていることが確認できる。図 1.7 にこの観測データの質量分析結果を載せた。図
1.7 から、観測されたイオンは H+、He++、He+、C+、O+、Na+、K+、Ar+であるこ
7

とが分かる[Tanaka et al., 2009]。特に、月面構成粒子である Na、K などの重イオンが多く観測されていることから、月固体表面由来のイオンであると考えられている。また、月起源イオンのエネルギーは、およそ 400[eV/q]以下であることが確認されている[Tanaka et al., 2009]。

図 1.6：「かぐや」衛星 2008 年 4 月 21 日 04:00-06:00 の観測データ[Tanaka et al., 2009] 上から（a）IEA（反月面側）によるイオンのE-T 図、（b）IMA（月面側）によるイオンの E-T 図、（c）GSE 座標
系の磁場成分、（d）「かぐや」衛星の太陽天頂角の図である。

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図 1.7：「かぐや」衛星 2008 年 4 月 21 日 04:00-06:00 観測データの質量分析結果[Tanaka et al., 2009]月起源イオンの速度方向は、衛星に月面から垂直に飛来するものと𝐸 × 𝐵方向から飛来するものがあることが ARTEMIS 衛星の観測結果から報告されている[Poppe et al., 2012(a)]。図 1.8 には、月起源イオンが衛星高度に到達するときの速度方向についての模式図を載せた。衛星に月面から垂直方向から飛来する月起
源イオンは、正の月面電位によるシース電場で加速され衛星高度に到達すると考えられている。𝐸 × 𝐵方向から飛来する起源イオンは、月シース電場影響範囲
外の外気圏中の中性粒子がイオン化し、𝐸 × 𝐵ドリフトされたものが検出されたと考えられている[Poppe et al., 2012(a)]。

9図 1.8：月起源イオンの速度方向の模式図[Poppe et al., 2012(a)]1.3.2 月夜側における月/衛星電位による加速プラズマの観測
ロ ー ブ 領 域 内 月 夜 側 の 月 面 高 度 約 50[km] に て 「 か ぐ や 」 衛 星 搭 載
MAP-PACE-IEA によって、非常に低温なイオン(mono-energy ion)が観測された[Saito et al., 2013] 。図 1.9 は、「かぐや」衛星よって非常に低温なイオン(mono-energy ion)が観測されたときの観測データである。このとき月は、南側ローブのプラズマシート領域近傍に位置している。
「かぐや」衛星は、04:50~05:05
間 は 月 昼 側 を 、 05:05-05:50 間 は 月 夜 側 を 観 測 し て い る 。 そ の 中 で 特 に 、
05:20~05:30 間はプラズマシート領域を観測していることが分かっている。

10

図 1.9：「かぐや」衛星の 2009 年 4 月 9 日 04:50-05:50 の観測データ[Saito et al., 2013]上から（a）GSE 座標での月の位置、
（b）
「かぐや」
衛星の月に対する軌道方向、（c）ESA-S1（月面側）による電子のE-T 図、（d）IEA（反月面側）によるイオンの E-T 図である。
図 1.9(d)の月夜側で、赤い矢印で示されている部分が mono-energy ion である。
図 1.9(d)の 05:05 の時刻には、月昼側から月夜側にかけて cold ion が検出されている。図 1.9(d)から mono-energy ion のエネルギーは 20[eV/q]から 200[eV/q]の値を持つことがわかる。さらに、図 1.9(c)では月夜側部分の赤枠部分でビーム状の電子が検出されていることが確認できる。
1.2 節で述べたように月夜側では、衛星電位と月面電位はイオン電流、電子電
流と二次電子電流のバランスによって決定される。この先行研究の場合でも電11子の熱速度がイオンに比べ大きいため、衛星と月面は負に帯電する。Saito et al.
[2013]では、月夜側で観測された mono-energy ion は、衛星と衛星周囲の電位差によって、衛星周囲に存在する cold ion が電場加速により mono-energy ion として検出されたと解釈されている。一方、月夜側で観測された電子ビームは、衛星より負に帯電した月面と衛星との電位差によって、月面の電子が電場加速され「かぐや」衛星に到達したと解釈されている。この 2 つの解釈の模式図を図1.10 に掲載する。

図 1.10：mono-energy ion と月面からの電子ビーム発生メカニズムの模式図[Saito et al., 2013]。月夜側の月面電位を𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 、「かぐや」
衛星の電位を𝑉𝑘𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 としている。
さらに Saito et al. [2013]では、衛星電位と月面電位関係式も導出されている。
「かぐや」衛星で観測される mono-energy ion のエネルギーを𝐸𝑖 、電子ビームのエネルギーを𝐸𝑒𝑏 とすると、−𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 = 𝐸𝑒𝑏 − 𝑉𝑘𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 = 𝐸𝑒𝑏 + 𝐸𝑖 ………(1.3)の関係式が成立する。mono-energy ion が検出されている時間帯のみを選出して、
図 1.11 から𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 と𝑉𝑘𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 は、𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 = −18.1(𝑉) + 2.04 × 𝑉𝑘𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 ………(1.4)

12という関係であることが求められた。図 1.11 の近似直線の相関係数は 0.954 とつよい整合性を示すことが確認されている。

図 1.11：𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 と𝑉𝑘𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 の関係[Saito et al., 2013]
月夜側の月表面ポテンシャルは−100[V]~−500[V]の範囲を変動していることになる。この結果は Halekas et al. [2008]で求められたローブ領域内での月夜側の月面電位の値及びプラズマシート領域での値と一致している。このモデルと結果が正しければ、初めてローブ領域内での月夜側の月面電位を観測データのみから算出できたことになる。しかし、Saito et al. [2013]では以下の未解決課題が存在している。
①mono-energy ion の運動方向について議論されていない。何らかの過程を経て夜側に回り込んだ cold ion が、衛星と衛星周囲の電位差によって加速され検出されるならば、mono-energy ion は多方向から検出されるはずであるが、運動方向については議論されていない。
②電子エネルギーの下限値の理由が説明できていない。
図 1.9(c)の赤枠部分の電子ビーム以外の電子のことについては触れておらず、ある値以下のフラックスがないことについては解明されていない。
③(1.4)式の係数が 2.04 で y 切片が－18.1 である理由が不明である。
13

④mono-energy ion が検証された先行研究が Saito et al. [2013]の一例のみであり、普遍的な現象であるか、またモデルが適応できるか検証されていない。

1.4 本研究の目的
月にはグローバルな固有磁場がなく濃い大気もないため、月面は常に外界環
境の影響を受けている。その影響を受ける結果、月面は月周辺環境に応じて帯電することが知られている。ローブ領域に月が位置する時、月昼側では尾部方向に速度を持った cold ion と呼ばれる低エネルギーイオンがしばしば観測される。一方、月夜側では月に遮蔽されるため、このような cold ion は観測されないはずである。しかしながら、「かぐや」衛星搭載プラズマ観測装置 MAP-PACEによる高度 50[km]以下の低高度観測において、月夜側においても非常に温度の低いイオンが観測されることが明らかとなった。
そこで本研究では、MAP-PACE の観測データを用いてこれらのイオンの生成メカニズムの解明を行う事を目的としている。MAP-PACE は、半球面の視野を持ったイオン観測器と電子観測器それぞれ 2 台ずつの計 4 台で構成されている。
それぞれの観測器が 3 軸姿勢制御である「かぐや」衛星の月面側と反月面側の衛星パネルに搭載され、イオンと電子の全球視野の観測を可能としている。本
解析は、「かぐや」衛星が高度 50[km]以下の低高度軌道であった、2009 年 4 月から月面制御落下を行った 6 月までの観測データを用いて行った。初期解析の結果、「かぐや」衛星が低高度観測をしていた月面制御落下する前の数日間、月夜側で非常に低温なイオンが頻繁に観測される事がわかった。非常に低温なイオンの生成メカニズムを明らかにするために、ローブ領域内に月が位置することによってローブ内のプラズマ環境はどのように変化するかという観点から分析を進める。そこで、月周辺では cold ion はどのように観測されているかを確認し、月夜側で mono-energy ion が観測されている時とそうでない時で、月昼側で見られる cold ion の特徴の違いについてイオンの運動方向の詳細、エネルギーの値、ピッチ角分布を解析し確認する。次に解析結果にあったモデルを構築し、モデルと観測結果とを比較してモデルの妥当性を検証する。

14

第 2 章 月周回衛星「かぐや」及び月磁場・プラズマ観測装置 MAPについて
本章では、月周回衛星「かぐや」及び本研究で用いた観測装置について述べる。
「かぐや」衛星は、約 1 年半にわたり月周辺の磁場環境やプラズマ環境を調査した。最初に、「かぐや」衛星について簡潔に纏め、次に月磁場・プラズマ観測装置 MAP(MAgnetic field and Plasma experiment)の詳細ついて纏める。
2.1 月周回衛星「かぐや」ついて
月周回衛星「かぐや」(SELENE, Selenological and Engineering Explorer)は 2007
年 9 月 14 日に宇宙航空研究開発機構(JAXA, Japan Aerospace Exploration Agency)
によって種子島宇宙センターより打ち上げられた月周回探査衛星である。
「かぐや」衛星は、月面の構成元素分布や鉱物分布などの詳細観測をもとにした月の成因やその歴史の解明、さらに月面を起源とするプラズマ粒子の観測や月周辺
電磁場環境調査などを含めた包括的な月環境の探査を目的としている。これらを達成するため「かぐや」衛星には 14 種類のミッション機器が搭載され、米国のアポロ計画以来最大規模の月探査計画である。
「かぐや」衛星は、2009 年 6 月 11 日の月への制御落下まで約 1 年半にわたり、月極軌道において月周辺の詳細観測を行った。観測高度は、2008 年は約 100[km]、2009 年に入り徐々に高度を下げ 1 月から 4 月の間に近月点高度約 50[km]、2009
年 4 月以降は近月点高度約 10[km]となっている。また衛星姿勢は 3 軸姿勢制御を行っており、衛星の特定の面が常に月面側を向くという特徴を持っている。

15

図 2.1 月を周回する「かぐや」衛星のイメージ図[SELENE プロジェクトサイト, http://www.kaguya.jaxa.jp]
上に述べた 14 種類のミッション機器の一つである月磁場・プラズマ観測装置
MAP(MAgnetic field and Plasma experiment)は、高精度・高空間分解能での月周辺磁場観測、過去に類を見ない高質量分解能・高角度分解能を有するプラズマ観測装置による月周辺プラズマ環境の観測を行った。MAP は、月磁場観測装置
LMAG(Lunar MAGnetometer)[Shimizu et al., 2008] と プ ラ ズ マ 観 測 装 置
PACE(Plasma energy Angle and Composition Experiment)[Saito et al., 2008a] の 2 つのサブコンポーネントで構成されている。

2.2 プラズマ観測器の構造
低エネルギー荷電粒子(約 50[keV]以下)の観測器は、一般的に荷電粒子のエネ
ルギー分析を行う静電分析器と静電分析部を通過した荷電粒子を検出する位置
検出器から構成される。イオンの質量分析を行う場合は上記に加えて質量分析器を観測器に組み込む。
2.2.1 静電分析器の基本原理
宇宙空間プラズマのように密度が希薄な完全電離プラズマを測定する場合、
16

プラズマを構成する荷電粒子の一つ一つを検出することが可能である。こうした個々の荷電粒子を測定するにあたり、近年主流となっているのは静電場を利用して荷電粒子のエネルギーおよび飛来方向を測定する静電分析器とよばれる測定器である。静電分析器は、2 つの極板間に電位差を与え、その電位差に対応したエネルギーを持つ荷電粒子のみを検出する。特に静電分析器の中で、内球と外球の 2 枚の球殻型電極で構成される静電分析器を球型静電分析器という。
ここでは 90 度球型静電分析器の極板断面図をもとに荷電粒子のエネルギー、飛来方向の分析方法を説明する。

図 2.2：90 度球型静電分析器の極板断面図
図 2.2 のように球型静電分析器の内球の半径を𝑅𝑖 、外球の半径を𝑅𝑜 、内球の電圧をVi 、外球の電圧をVo とするとき、極板間のポテンシャル𝜙(r)と電場𝐸(r)は、
𝑅𝑅𝑖𝜙(𝑟) = 𝑉𝑖 + 𝑅 −𝑅
( 𝑟𝑜 − 1) 𝑉...(2.1)
𝑜

𝑖

𝑅 𝑅

𝑉

𝐸(𝑟) = 𝑅 𝑖−𝑅𝑜 𝑟 2...(2.2)
𝑜

17

𝑖

となる。ただし(𝑉 = 𝑉𝑜 − 𝑉𝑖 、𝑅𝑖 < 𝑟 < 𝑅𝑜 )。ここで極板間中心𝑟𝑐 = (𝑅𝑖 + 𝑅𝑜 )/2を通る荷電粒子(電子またはイオン)を考える(電子とイオンでは𝑉の極性は逆になる)。粒子が円軌道で極板間を通るとき、粒子にかかる遠心力と電場による力の釣り合いより、𝑣2

𝑞𝐸(𝑟𝑐 ) = 𝑚 𝑟 ...(2.3)
𝑐となり、粒子の運動エネルギー𝐾0 は、
1

1

𝐾0 = 2 𝑚𝑣 2 = 2 𝑟𝑐 𝑞𝐸(𝑟𝑐 ) ...(2.4)となる。また粒子の電荷を𝑞としたとき、極板間中心𝑟𝑐 を通過するときの粒子のポテンシャルエネルギー𝑈(𝑟𝑐 )は(2.1)式より、
𝑅

𝑅

𝑖
𝑈(𝑟𝑐 ) = 𝑞 {𝑉𝑖 + 𝑅 −𝑅
( 𝑟𝑜 − 1) 𝑉}...(2.5)
𝑜𝑖となる。このとき荷電粒子は無限遠からエネルギーを失うことなく静電分析器に入射すると仮定し、無限遠での粒子のエネルギーを𝐾∞ とすると、𝐾∞ は極板中心を通過する粒子の運動エネルギーとポテンシャルエネルギーの和で表せるので、
𝐾∞ = 𝐾0 + 𝑈(𝑟𝑐 ) ...(2.6)
を満たす。よって無限遠でのエネルギーは𝐾∞

𝑉 𝑅 2 −𝑉 𝑅 2= 𝑜𝑅𝑜2 −𝑅𝑖2 𝑖 ...(2.7)
𝑞𝑜𝑖となり、特に𝑉𝑜 = 0、𝑉 = −𝑉𝑖 とすれば、
𝐾∞

𝑅2

𝑖
= 𝑅2 −𝑅
2 𝑉...(2.8)
𝑞
𝑜

𝑖

18

と表せる。つまり、ある電圧𝑉を極板間にかけた場合、ある決まったエネルギー/電荷(𝐾∞ /𝑞)の荷電粒子のみが極板間を通過できることを示している。よって極板間の電位差𝑉を変化させることにより、様々なエネルギーをもつ粒子を装置内部へ入射させることが可能である。荷電粒子の方位角成分に関して、90 度球型
電極では飛来した荷電粒子は球の中心を軸とした動径方向の電場によって曲げられ、極板間を通過すると一点に収束するような特性を持っている。この特性によって飛来粒子の方位角方向の違いが、極板出口における粒子の位置に対応する。極板出口に荷電粒子の位置検出を可能とする検出器を設置することにより、荷電粒子の飛来方向を同定する。
2.2.2 LEF-TOF 型質量分析器
LEF-TOF 型質量分析器は、分析器内部の線形電場(LEF, Linear Electric Field)で反射することで単振動運動を行うイオンの飛行時間(TOF, Time Of Flight)を計測することでイオンの質量分析を行うものである[McComas et al., 1990; Yokota etal., 2005]。図 2.3 に LEF-TOF 型質量分析器の概念図を示した。LEF-TOF 型質量分析器でイオンの質量を求めるには、スタート信号とストップ信号の間の時間差を測定し、それが、線形電場で反射される単振動運動をするイオンの半周期と一致することを用いて質量を算出する。

図 2.3：LEF-TOF 型質量分析器の概念図

19

スタート信号を得るためには、厚み数 10[Å]の炭素超薄膜(ultra thin carbon foil)
を質量分析器の入り口に設置し、静電分析器を通過した荷電粒子が炭素膜を貫通する際に放出された 2 次電子(スタート電子)を利用する。スタート電子は、質量分析器内部の線形電場(LEF)によって加速され、質量分析器の下部に設置された MCP とその背後の円形抵抗体アノードで検出される。スタート電子が MCPと抵抗体アノードの間に置かれたメッシュ電極を通過する際スタート信号を生成する。ストップ信号を得るためには、中性粒子もしくは 2 次電子を利用する。
炭素膜を通過したイオンの殆どは電荷を失い、中性粒子として質量分析器内へ入射する。これらの中性粒子は抵抗体アノードの中央に置かれたアノードで検出され、その出力信号がストップ信号として利用される。また炭素膜を通過して正イオンとなった粒子は、分析器内部の線形電場によって反射され、分析器上部に衝突し 2 次電子を生成する。これらの 2 次電子は線形電場によって加速され、抵抗体アノード中央に置かれたアノードで検出されストップ信号を生成する。特に反射イオンによって生成されるストップ信号を用いると、炭素膜をイオンが貫通するときに発生するエネルギー減衰の統計的揺らぎや、角度散乱の影響を受けずにイオンの質量を決定することができるため、ナトリウム、カリウムなどの重イオンの質量分析を行うことも可能となる。
2.2.3 位置検出器
荷電粒子を検出する検出器は主に、MCP(Micro Channel Plate)と呼ばれる電荷増倍装置とアノードからなる。図 2.4 に MCP の概念図を示した。MCP は、観測対象の粒子を種として発生する 2 次電子を増倍する電子増倍素子である。

20

図 2.4：MCP の構造模式図[浜松フォトニクス MCP&MCP アッセ
ンブリ]
MCP は内壁を抵抗体及び 2 次電子放出体とした内径 6-20[𝜇m]の鉛ガラスの硝子管を多数連ねた板状構造を持つ。観測対象の粒子単体の電荷では、有意な電気信号を生成できないため図 1.4 のように細い硝子管の中で 2 次電子を指数関数的に増幅させ、検出可能な電荷量にする。MCP へ入射した粒子は 2 次電子放出
体に衝突し、壁面から 2 次電子が放出する。発生した 2 次電子を MCP 両端に印加した電圧𝑉𝐷 により加速させ、多数回衝突を繰り返すことにより電子を増幅させ電子雲を作り出す。この増幅率は利得(gain)と呼ばれ、入射粒子の種類や、印加電圧の大きさ、L/D(硝子管の長さと直径の比で、普通 40-60 の値をとる)などに依存している。1 段の MCP で得られる利得はおよそ103 ~104 であり、プラズ
マ観測器の場合は複数段重ねて必要な利得を得る。電子雲は MCP 直下にあるア
ノードに落ち、その電荷が信号として後段の電子回路部に伝わることにより観測器に入射してきた荷電粒子の位置情報を得ることができる。

2.3 プラズマ観測装置 MAP-PACE「かぐや」衛星に搭載されたプラズマ観測装置 MAP-PACE は、月周回高度100km の極軌道において世界で初めて低エネルギーイオンの質量分析を含む月
周辺プラズマの連続観測を行った。MAP-PACE は、図 2.5 に MAP-PACE の概要
21

図を示した[Saito et al., 2010]。電子観測器 2 台(Electron Spectrum Analyzer,
ESA-S1, ESA-S2)、イオン観測器 2 台(Ion Mass Analyzer, IMA、Ion Energy Analyzer,
IEA)の計 4 台の観測器によって構成されている。
MAP-PACE の特徴として視野角方向掃引電極の存在が挙げられる。「かぐや」
衛星は 3 軸姿勢制御のため、磁気圏探査衛星 GEOTAIL 搭載低エネルギー粒子計
測器(LEP)に代表される衛星スピンを利用した視野角掃引が不可能である。そのため各観測器の入射口に設置された視野角方向掃引電極に電圧をかけ、粒子が入射可能な角度を変化させることで電気的に視野をコントロールしている。この特徴により MAP-PACE は衛星スピンを利用することなく 1 台の観測器あたり
2π[str]の視野を確保している。また各観測器は半球面の視野を 16x64 分割して角度分解能を高めた高角度分解能モードや、高い時間分解能で観測する高時間分解能モードなどいくつかの観測モードでの観測が可能である。

図 2.5：MAP-PACE(EAS-S1、ESA-S2、IEA、IMA)の搭載位置[Saito
et al., 2010]
2.3.1 電子観測器 ESA-S1、ESA-S2
ESA-S1 は「かぐや」衛星の+Z 面(月面側の衛星パネル)、ESA-S2 は-Z 面(月面
反対側の衛星パネル)に搭載されている。それぞれが 2π[str]の視野をもっており、2 台で 4π[str]の視野を確保している。図 2.6 に ESA の構造図[Saito et al., 2008a]、
表 2.1 に ESA-S1、ESA-S2 のそれぞれの性能[Saito et al., 2008a]を示す。
22

図 2.6：ESA の構造図[Saito et al., 2008a]
表 2.1：ESA-S1、ESA-S2 の性能[Saito et al., 2008a]23

2.3.2 イオン観測器 IMA、IEAIMA は「かぐや」衛星の+Z 面(月面側の衛星パネル)、IEA -Z 面(月面反対側の衛星パネル)に搭載されている。上記の電子観測器と同様、それぞれが 2π[str]の視野をもっており、2 台で 4π[str]の視野を確保している。
電子観測器と異なる点は主に、両イオン観測器の感度調節機能と IMA の質量分析機能である。IMA は、静電分析器の下部に質量分析器を搭載しており、エ
ネルギー分析・粒子の飛来方向分析に加えイオン種の同定が可能である。IMAと IEA には感度調整電極による電気的な感度調節を可能としている。感度調整
電極によって観測器の感度を 1/100 まで減衰させる事ができる。そのため太陽風
イオンなどの強いフラックスのイオンと月起源イオンのような希薄なイオンを検出器の MCP を飽和させる事無く、十分な統計精度で計測することができる。
図 2.7 に IEA の構造図[Saito et al., 2008a]、表 2.2 に IEA の性能[Saito et al., 2008a]を、図 2.8 に IMA の構造図[Saito et al., 2008a]、表 2.3 に IMA の性能[Saito et al.,2008a]を示す。

図 2.7：IEA の構造図[Saito et al., 2008a]24表 2.2 に IEA の性能[Saito et al., 2008a]

図 2.8：IMA の構造図[Saito et al., 2008a]25

表 2.3：IMA の性能[Saito et al., 2008a]

2.4 月磁場観測装置 MAP-LMAG
MAP-LMAG の主な目的は、(1)月磁気異常の検出および起源の解明、(2)月周囲の 磁場環境の計測、(3)月電気伝導度構造の推定である。LMAG は、センサ部とコントロール部から構成されている。センサ部は、3 軸リングコア型フラック
スゲート磁力計センサ(フィードバック方式)を 12[m]マストの先端に搭載している。MAP-LMAG は、月の微小磁場を計測するため地球磁場の 10 万分の 1 より小さな磁場まで観測できるよう設計されている。また、センサを衛星本体から
12[m]伸ばしたマストの先に取り付け、衛星本体の各機器が発生する磁場の影響を受けないように考慮されている。表 2.4 に LMAG の性能を載せた[Tsunakawa etal., 2010]。

26表 2.4：LMAG の性能[Tsunakawa et al., 2010]27

第 3 章 地球磁気圏ローブ内における月周辺低エネルギープラズマ観測本章では、最初に「かぐや」衛星搭載 MAP-PACE の観測データをもとに地球
磁気圏ローブ領域内において、月周辺でどのような特徴を持ったプラズマが存在するかを述べる。次に、これらのプラズマについて過去の観測事実と比較し、月周辺特有の成分について検証した結果について述べる。

3.1 月の昼側と夜側における cold ion の観測
月がローブ領域内に位置し、「かぐや」衛星が月昼側で cold ion を観測したときの一例を図 3.1、図 3.2 に示す。図 3.1 は 2008 年 4 月 21 日(高度約 100[km])の観測結果を、図 3.2 は 2009 年 5 月 9 日(高度約 50[km])の観測結果を示しており、どちらも一周回分の観測データである。

図 3.1：2008 年 4 月 21 日(高度約 100[km])の観測結果。(a)IEA(半月面側)、(b)IMA(月面側)の E-T 図、(c)衛星高度[km]、(d)衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])、(e)衛星位置での磁場(SSE 座標)[nT]、(f)GSE
座標での月の位置を示した。
28

図 3.2：2009 年 5 月 9 日(高度約 50[km])の観測結果。(a)IEA(半月面側)、(b)IMA(月面側)の E-T 図、(c)衛星高度[km]、(d)衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])、(e)衛星位置での磁場(SSE 座標)[nT]、(f)GSE 座
標での月の位置を示した。
図 3.1(a)及び図 3.2(a)より、磁気圏外において月極域で観測される太陽風イオンは検出されておらず、また両図(f)から地球磁気圏内に月が位置していることが分かる。加えて両図(e)より、磁場は±𝑥方向に卓越し、その他の成分は殆どない。これは、1.1.1 項で述べたローブ領域内における磁場の特徴とよく一致しており、「かぐや」衛星がそれぞれ北南の地球磁気圏ローブ中に位置していることが確認できる。図 3.1(a)(b)及び図 3.2(a)(b)の E-T 図より、両観測器とも月昼側に
おいて 0.01[keV/q]~0.5[keV/q]程度のエネルギーを持ったイオンを検出している。
その検出量は、IEA(半月面側)では「かぐや」衛星が月北半球から月南半球に移動するに従って徐々に多くなる一方、IMA(月面側)では小さくなっている。
これらのイオンの運動方向を調べるために各観測器で検出されたイオンについてピッチ角と SSE 座標における極座標成分(θ、φ)を図 3.3 及び図 3.4 に示した。
θ と φ の定義は図 3.5 に示した。

29

図 3.3：2008 年 4 月 21 日(高度約 100[km])イオンのピッチ角と SSE
座標系での極座標角度成分(θ、φ)。(a)ピッチ角[deg.](IEA)、(b)θ 成
分[deg.](IEA)、(c)φ 成分[deg.](IEA)、(d) 衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])

30

図 3.4：2009 年 5 月 9 日(高度約 50[km])のピッチ角と SSE 座標系での極座標角度成分(θ、φ)。(a)ピッチ角[deg.](IEA)、(b)θ 成分[deg.](IEA)、(c)φ 成分[deg.](IEA)、(d)ピッチ角[deg.](IMA)、(e)θ 成
分[deg.](IMA)、(f)φ 成分[deg.](IMA)、(g) 衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])

31

図 3.5：SSE 座標における θ と φ の定義
図 3.3(a)及び図 3.4(a)より、観測されたイオンはピッチ角が 0[deg.]付近の検出量が多く、磁力線に沿って運動していることが分かる。図 3.3(b)(c)及び図 3.4(b)(c)より θ は 0[deg.]~30[deg.]、φ は約 180[deg.]の速度成分を持ったイオンが多いことから、観測されたイオンは−𝑥方向つまり地球磁気圏尾部方向に運動していることが分かる。以上より月昼側で観測されたイオンは、エネルギーは0.01[keV]~0.5[keV]、運動方向は地球尾部方向であることが分かった。これは 1.1.2
項で述べた地球磁気圏ローブ内に存在する cold ion の特徴と非常に整合的であるため、IEA 及び IMA は月昼側で cold ion を観測したと考えることができる。
さらに、図 3.4(a)および(d)で 12:05~12:40 の間にピッチ角 0[deg.]付近以外にも
90[deg.]～130[deg.]付近にもフラックスが見られる。この時刻の観測領域は、太陽直下点付近であり、衛星高度は約 40[km]~60[km]である。さらに θ と φ の値からイオンは、月面から飛来していることが確認できる。さらに質量分析の結果、ナトリウム、カリウム等の重イオンが含まれていることからも 1.3 節で述べた地球磁気圏ローブ領域中月昼側における月起源イオンの観測例の特徴と整合しており、これらの特徴からこのイオン成分は月起源の重イオンである。

32

図 3.6：月夜側に cold ion が侵入している観測例(2009 年 6 月 8 日)。
図の形式は、図 3.1 と同様。

33

図 3.7：月夜側に cold ion が侵入している観測例(2009 年 6 月 8 日)のピッチ角と SSE 座標系での極座標角度成分(θ、φ)。図の形式は、
図 3.3 と同様。
次に、月夜側に cold ion が顕著に侵入している観測例を図 3.6、図 3.7 に示す。
2009 年 6 月 8 日の観測結果を示しており、どちらも一周回分の観測データである。それぞれの図の形式は、図 3.1、図 3.3 と同様である。図 3.6(a)より、このイオンも上述した cold ion と同程度のエネルギーを持っていることが分かる。図3.7(a)より、磁力線に沿って運動しており、図 3.7(c)より φ は約 180[deg.]の速度成分を持ったイオンが多いため運動方向は尾部方向である。図 3.3 及び図 3.4 と異なる点は θ が約 30[deg.]程度と先ほどより大きい点である。このときのイオンの運動方向の模式図を図 3.8 に示した。下図のように月夜側まで侵入できると考えられる。これは観測されたイオンの最大侵入緯度は、南緯 30[deg.]となってい34る。
イオンの速度が θ 成分つまり𝑣𝑧 成分を持つ理由として、地球磁気圏内 dawn todusk 電場とローブ内磁場による𝐸 × 𝐵ドリフトの存在が考えられる。第 1 章でも述べたが、dawn to dusk 電場は地球磁気圏内プラズマ対流と地球磁場によって作られるコンベクション電場であり、その方向は図 3.8 において紙面裏側から表側の方向である。そのため𝐸 × 𝐵ドリフトの向きは、北側ローブで−𝑧方向、南側ローブで+𝑧方向である。この𝐸 × 𝐵ドリフトの速度成分と尾部方向への速度成分の重ね合わせで cold ion の運動方向は決定されると考えられる。
また、「かぐや」衛星の月夜側進入前後でイオンのエネルギーが上昇していることが確認できる。観測データからイオンのエネルギーは月昼側で 60[eV/q]程度
であり月夜側で 180[ eV/q]程度であった。イオンのエネルギーが上昇した理由として、「かぐや」衛星が月昼側から夜側に進入した時に衛星電位が正から負に変化したためと考えられる。

図 3.8：月夜側に cold ion が侵入している時の運動方向の模式図

3.2 月夜側における地球方向に速度成分を持ったイオンの観測
3.1 節ではローブ内で典型的に観測される cold ion の特徴と IEA、IMA で coldion がどのように観測されたかを示した。本節では、cold ion と同程度のエネル
35

ギーを持ちながらも運動方向の違いなどから cold ion とは異なる特徴を持った
イオンについて示す。
3.2.1 cold ion との分別
3.1 節と同様の観測条件において、月夜側北半球で地球方向に速度を持った低エネルギーイオンが観測された。このイオンの観測結果を図 3.9 に示す。観測時
間帯は、月夜側の半周回を図示し、このときの観測高度は約 50[km]である。(a)IEAの E-t 図より時刻 22:26~23:00 の間低エネルギーイオンが検出されている。エネ
ルギーに着目すると二成分あることがわかり、時刻 22:26~22:42(ピンク枠内)のイオンのエネルギーは、0.01[keV/q]~0.05[keV/q]程度で前述した cold ion の特徴と 合 致 し て い る 。 次 に 時 刻 22:42~23:00( 茶 枠 内 ) の イ オ ン の エ ネ ル ギ ー は0.01[keV/q]~0.1[keV/q]程度で、ピンク枠内から茶枠内に移ったとき僅かではあるがエネルギーが増加していることが分かる。運動方向の詳細は後述するが、茶枠のイオンが地球方向に速度を持ったイオンである。(e)の磁場データを見ると、通常の磁気圏ローブ内月夜側の磁場変動と同様の傾向になっており、20:35 辺りに月磁気異常上空で見られる磁場変動が観測されてはいるが磁気圏尾部からのプラズモイドの接近など観測的に特殊な状況ではない。さらに MAP-PACE の全観測データを確認したところ、この地球向きのイオンは低高度(約 50[km]程度)
でしか観測されておらず、2008 年の定常運用(高度約 100[km])のときには観測されていないことがわかった。

36

図 3.9：月夜側北半球で地球方向に速度を持った低エネルギーイオンの観測例(2009 年 6 月 6 日)。(a)IEA(半月面側)、(b)IMA(月面側)の E-T 図、(c)衛星高度[km]、(d)衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])、(e)衛星位置での磁場(SSE 座標)[nT]、(f)GSE 座標での月の位置である。
このイオンの運動方向を調べるために各観測器で検出されたイオンについてピッチ角と SSE 座標における極座標角度成分(θ、φ)を図 3.10 に示した。θ と φ の定義は図 3.5 と同様である。図 3.9 のピンク枠と茶枠から「かぐや」衛星が月夜側に深く進入するほどイオンのエネルギー幅が減少し低温になっていることが確認できる。イオンがより低温になる理由として、尾部方向の速度成分が大きいイオンほど磁力線に沿って早く尾部方向に移動し、月夜側に深く侵入できな
いためであると考えられる。
図 3.10 中のピンク枠と茶枠は図 3.8 の観測時間帯とそれぞれ対応している。
最初に ピン ク枠 内の イオン の特 徴に つい て述べ る。 図 3.4(b)(c) より θ は
45[deg.]~90[deg.]、φ は約 90[deg.]の速度成分を持ったイオンが多い。前節で示した cold ion の特徴より速度の𝑧成分が大きいが、これは𝐸 × 𝐵ドリフトの電場成分の増加を考えると十分ありえる値である。またこのイオンは θ 成分が大きいた
め月夜側の赤道付近まで侵入していることが分かる。これらの運動方向とエネ
37

ルギーの特徴からピンク枠内のイオンは cold ion であると考えられる。
次に茶枠内のイオンについて述べる。図 3.10(b)(c)の茶枠内よりこれらのイオ
ンの速度成分は、θ が約 0[deg.]、φ が約 360[deg.]もしくは約 0[deg.]に分布しており地球方向に速度を持っていることが分かる。また、図 3.10(a)のピッチ角は約180[deg.]であるためこのときの磁場に対してほぼ平行に運動している。さらに、
図 3.10(b)(c)22:40~22:43 の時間帯(ピンク枠内の cold ion と茶枠内の地球方向に速度を持ったイオンが観測されている間の時間帯)では、cold ion の速度ベクトルから徐々に+𝑥方向へ速度ベクトルが変化していく様子も観測されている。これらの特徴から、茶枠内のイオンは cold ion とは異なる成分であることが分かる。この成分を本論文では地球方向低ネルギーイオンと呼称する。このような地球方
向低ネルギーイオンの検出はこれまでなく、「かぐや」衛星によって新たに観測されたものである。図 3.9、図 3.10 の特徴を纏めた模式図を図 3.11 に載せる。

図 3.10：月夜側北半球で地球方向に速度を持った低エネルギーイ
オンの観測例のピッチ角と SSE 座標系での極座標角度成分(θ、φ)。
(a)ピッチ角[deg.](IEA)、(b)θ 成分[deg.](IEA)、(c)φ 成分[deg.](IEA)、(d)ピッチ角[deg.](IMA)、(e)θ 成分[deg.](IMA)、(f)φ 成分[deg.](IMA)、(g) 衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])である。

38

図 3.11：月夜側で地球方向低ネルギーイオンが観測された時の運動方向の模式図3.2.2 月面ポテンシャルによる電子ビームと地球方向低ネルギーイオンのエネ
ルギーの整合性3.2.1 項で述べたように地球方向低エネルギーイオンは 0.01[keV]~0.1[keV]のエネルギーを持つ。このイオンのエネルギーは、cold ion に比べ非常に狭いエネ
ルギー範囲に分布している。また、もう一つの特徴として、月面から飛来する
電子ビームのエネルギーとの整合性が挙げられる。この特徴について図 3.12 に観測例を示す。
この観測は、3.2.1 項で用いた観測例で月夜側に「かぐや」衛星が位置しているときであり、図 3.12(b)で観測されたイオンのエネルギー範囲や運動方向は 3.2.1
項で示した地球方向低エネルギーイオンの特徴を持つ。図 3.12(a)(b)のそれぞれの矢印より、電子とイオンは同タイミングで観測されていることが分かる。ま39

た、電子ビームとイオンビームのエネルギー相関を調べるために、それぞれの各時刻の検出量が最大となるエネルギー値を図 3.13 に示した。図 3.13 から明らかなように、この電子ビームとイオンビームのエネルギーは相関がある。

図 3.12：月面から飛来する電子ビームのエネルギーとの整合性について。図 3.12(a)は月面から飛来した電子の E-t 図、(b)は地球方
向低エネルギーイオンの E-t 図、(c)は衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])である。E-t 図下の赤矢印と青矢印は電子ビーム、イオンビームが観測されている時刻をそれぞれ示している。

40

180

electron beam[eV/q]

160
140
120
100
80
60
40

20
0
0

50

100

150

earth ward ion[eV/q]

図 3.13：地球方向低エネルギーイオンが見られるときの電子ビー
ムとイオンビームのエネルギー相関。横軸に電子のエネルギー、
縦軸にイオンビームのエネルギーを示している。

3.3 地球磁気圏ローブ内月周辺プラズマ観測の纏め■cold ion の観測 イオンの運動方向は、尾部方向の速度成分と𝐸 × 𝐵ドリフトの速度成分の重ね合わせの方向となる
 主成分はプロトン
 エネルギーは 0.01[keV]~0.5[keV] 尾部方向への流れを持つため、月昼側における観測が主であるが、𝑣𝑧 成分の大きさに依って月夜側までイオンが侵入「かぐや」衛星による観測においても、過去の衛星観測と同じ特徴を示している。また、質量分析の結果、cold ion は殆どがプロトンであった。
■地球方向低エネルギーイオンの観測 イオンの運動方向は、地球方向である
 エネルギーは 0.01[keV]~0.1[keV]と夜側の cold ion に比べ低温かつエネルギーが高い cold ion の流速が遮断される月夜側領域で観測 月夜側まで侵入した cold ion の速度ベクトルが地球方向へ遷移していく観測例も存在 月面から飛来した電子ビームとのエネルギー整合性41このような特徴を持ったイオンはこれまで観測されておらず、その発生メカニ
ズムは全く分かっていない。そこで次章では、本章での解析結果から予測される地球方向低エネルギーイオンの発生メカニズについて考察する。

42

第 4 章 地球方向低エネルギーイオンの生成メカニズムについての考察
本章では、第 3 章で明らかにした地球方向低エネルギーイオンの解析結果をもとに生成メカニズムについて考察する。さらにその結果から、地球方向低エ
ネルギーイオン生成モデルを構築し、解析結果との比較からその妥当性について述べる。

4.1 地球方向低エネルギーイオンの運動方向から推定される月夜側プラズマ密度分布
1.2 節で述べたように磁気圏ローブ中の月面夜側は負に帯電している。このポ
テンシャル分布は、通常は月面周囲のプラズマの影響でデバイ遮蔽され遠方まで効果を及ぼさない。しかしながら、本観測によって月夜側に cold ion が侵入している事実や、ローブ内プラズマ流速が月によって遮断される領域(cold ion 遮断領域)においても電子が存在している事が確認された。これらの存在によって月夜側のプラズマ分布がどのように変化するか考察する。
最初に、月夜側に侵入する cold ion について考える。cold ion が月夜側へどの程度侵入できるかは、主に cold ion の𝑣𝑧 つまりローブ内の dawn-to-dusk 電場と地球磁場によって生じる𝐸 × 𝐵ドリフトの速度成分の大きさによって決定される。
ローブ領域内の磁場の向きは、プラズマシート領域を境に南北で反転するため
𝐸 × 𝐵ドリフトの方向も反転する。cold ion が尾部方向の速度と𝐸 × 𝐵ドリフト速
度の重ね合わせで月夜側に侵入する様子を図 4.1 に示した。

43

図 4.1：月周辺夜側に進入する cold ion の模式図図 4.1(a)は南側ローブ、(b)は北側ローブに月が位置するときである。θ が大きくなるに従って、月夜側赤道付近まで cold ion が侵入する様子がわかる。

44

次に地球方向の速度をもっている電子について考える。以下は、南側ローブの場合を例にとって説明する。ローブ内の月より尾部側に存在する地球方向に速度をもった電子は、月に向かって運動する。これらの電子は、月夜側の cold ion
遮断領域にも容易に侵入する(図 4.2)。

図 4.2：月夜側に進入する地球方向の速度を持った電子の様子
また、cold ion 遮断領域の境界付近に存在する尾部方向に速度を持った電子は、イオンとの熱速度比からイオンより容易に遮断領域に侵入できる。これらの侵入した電子により cold ion 遮断領域では、イオン密度に比べ電子密度が大きくなると考えられる。

4.2 月夜側のプラズマ密度分布より推定される月周辺ポテンシャル分布
前節では、cold ion 遮断領域では周辺電子の流入によって、イオン密度に比べ電子密度が大きくなると考察した。一般的な、月面夜側は負のポテンシャルをもつため月面近傍のイオンを引き寄せデバイ遮蔽され、ポテンシャル分布は最45

大で数[km]である。しかし、月面近傍まで電子が流入することと、イオンが侵入しにくい領域であることによって、イオンによるデバイ遮蔽の効果が弱まり完全に遮蔽されずポテンシャルは衛星高度以上に分布していると考えることができる。この広がった負ポテンシャルによる電場によって、cold ion 遮断領域境
界付近の cold ion が加速され、運動方向を変えピッチ角 180[deg.]となって「かぐや」衛星で観測された可能性がある。また、この広がった負ポテンシャルの領
域内での衛星の絶対電位は負であるが、衛星周囲のプラズマに対しては相対的に正に帯電していると考えると観測データを良く説明することができる。図 4.3に、この広がった負のポテンシャル分布と、これによる境界付近の cold ion の運
動方向変化について簡単な描像を示した(図 4.3)。

図 4.3: 月夜側で観測されるイオンの速度方向変動の様子
図 4.3 で示したように cold ion の運動方向は、どの程度広がった負ポテンシャ
ルによる方向変換を受けたかによって決定される。そのため、「かぐや」衛星が移動するに従って、cold ion の 90[deg.]から 180[deg.]へ運動方向が変化していく
様子が観測されるはずである。

46

図 4.4：2009 年 6 月 6 日 21:15~23:05 の電子とイオンの解析結果図4.4(a)から ESA-S1(月面から飛来する電子)の E-T 図、(b)IEA(月面に向かうイオン)の E-T 図、(c)ピッチ角[deg.](IEA)、(d)衛星高度[km]、(e)衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])、(f)GSE 座標での月の位置を示した。
この考察をもとに、地球方向低エネルギーイオンが観測されたときの一例からエネルギーや運動方向の変化を述べる。図 4.4 は 2009 年 6 月 6 日 21：15~23：
05 の観測結果を示しており、一周回分の観測データである。この時の衛星高度は月昼側では 20[km]～75[km]、月夜側では 8[km]～40[km]であった。
図 4.4(a)の電子 E-T 図より地球方向の速度をもった電子が観測されている。月面に向かう電子は、広がった負ポテンシャルによって衛星到達まで運動エネル
ギーが減少されるため、衛星まで到達できる電子は衛星周囲ポテンシャル以上の運動エネルギーを持っていた電子に限定される。さらに、図 4.4 の青枠部分の電子の E-T 図では、電子のエネルギーは約 0.04[keV]に最小値を持っている。この観測結果から、地球方向に速度をもった電子は広がった負ポテンシャルで衛星周囲に到達するまで減速され、衛星周囲からその負ポテンシャル内で周囲よ47

り高いポテンシャルを持つ衛星に到達する際に加速されたと考えることができる。
図 4.4(b)のイオンの E-t 図より地球方向イオンが 22:45~23:00 で観測されており、そのエネルギーは徐々に増加しエネルギー範囲は狭まっていることが分かる。図 4.4(d)の運動方向 θ 成分より、22:35~22:44 にかけて cold ion の運動方向が90[deg.]から 22:45 の地球方向低エネルギーイオンが観測されるまで徐々に変化していき、最終的に 180[deg.]に変化していく様子が分かる。月夜側では、月と衛星が共に負に帯電にしているが、衛星は月に比べると正に帯電しており、さらに月のポテンシャルによる電場は遮蔽されずに月面高度数十[km]まで広がっていると考えると、尾部方向から月面に向かって運動するイオンは衛星に到達する間に運動エネルギーが増加すると考えられる。

4.3 月夜側ポテンシャル分布より構築した地球方向低エネルギーイオン生成モ
デル
本節では、これまでの観測結果および考察をもとに地球方向低エネルギーイ
オン生成モデルを構築し、モデルより導出した月面ポテンシャルを先行研究と比較することでその妥当性を示す。図 4.5 は 4.2 節より考えられる月夜側のポテ
ンシャル分布である。

図 4.5：月、衛星、衛星周囲ポテンシャルの模式図。横軸は月面からの距離、縦軸はポテンシャル。青線は無限遠に対するポテンシ
ャル。ℎに位置する「かぐや」衛星は、月面と周囲のプラズマに対して正に帯電しているが、無限遠に対しては負に帯電している。
衛星ポテンシャルを𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 、月面ポテンシャルを𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 、衛星とその周囲のポテンシャル差を𝑉𝑔𝑎𝑝 、衛星の月面高度をℎとし、図 4.4 のようなポテンシャル分
48

布を考える。このとき、「かぐや」衛星で観測されるイオンのエネルギーを𝐸𝑖 、電荷は𝐻 + を仮定し𝑞 = 1.6 × 10−19 [C]、cold ion の磁場に対して平行な速度成分を𝑣0∥ 、垂直な速度成分を𝑣0⊥ とする。「かぐや」衛星で観測されるイオンのエネ
ルギー𝐸𝑖 は、cold ion の運動エネルギーと衛星ポテンシャルによる加速エネルギ
ーの総和であるため、以下のように表される。
1
2

1

2
2
𝑚𝑖 𝑣0⊥+ 2 𝑚𝑖 𝑣0∥+ 𝑞|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 | = 𝐸𝑖 …(4.1)

月夜側で地球方向低エネルギーイオンが観測される場合、その「かぐや」衛星が夜側進入時に観測される cold ion のピッチ角は 90[deg.]付近をもつ頻度が高い。
従って、𝑣0∥ ≪ 𝑣0⊥ とできる。すると、(4.1)式は近似を行なって、
1
2

2
𝑚𝑖 𝑣0⊥+ 𝑞|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 | = 𝐸𝑖 …(4.2)とすることができる。
また|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 |は、衛星周囲に到達した際のイオンの磁場に平行な速度成分𝑣∥ 、平行な速度成分𝑣⊥ と衛星と衛星周囲のポテンシャル差𝑉𝑔𝑎𝑝 (≥ 0)を用いて、
11𝑞|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 | = 2 𝑚𝑖 𝑣∥2 + 2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 − 𝑞𝑉𝑔𝑎𝑝 …(4.3)と表すことができる。磁力線垂直方向にはポテンシャル電場による加速は寄与しないと仮定すると、𝑣0⊥ = 𝑣⊥ とすることができ、 (4.2)式と(4.3)式より、
1

𝐸𝑖 = 2 𝑚𝑖 𝑣∥2 + 𝑚𝑖 𝑣⊥2 − 𝑉𝑔𝑎𝑝 …(4.4)となる。
一方、ピッチ角𝛼は𝑣∥ と𝑣⊥ を用いて
𝑣

tan 𝛼 = 𝑣⊥ …(4.5)∥と表せる。(4.4)式と(4.5)式より

49

1

1

𝐸𝑖 = 2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 (2 + tan2 𝛼) − 𝑞𝑉𝑔𝑎𝑝 …(4.6)となる。
一方、地球方向の速度を持った電子は、「かぐや」衛星周辺まで|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 | + |𝑉𝑔𝑎𝑝 |のポテンシャル電場によって減速され到達する。特に、減速前のエネルギーが|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 | + |𝑉𝑔𝑎𝑝 |である電子は、衛星周囲到達時のエネルギーは 0 となる。その後、この電子は衛星と衛星周囲のポテンシャル差|𝑉𝑔𝑎𝑝 |のエネルギーを得て「かぐや」衛星に到達する。この電子のエネルギーを𝐸𝑒𝑙𝑒_𝑙𝑜𝑤 とすると、この値は電子の E-t 図の下限値である。また𝐸𝑒𝑙𝑒_𝑙𝑜𝑤 と|𝑉𝑔𝑎𝑝 |は𝐸𝑒𝑙𝑒_𝑙𝑜𝑤 = 𝑞|𝑉𝑔𝑎𝑝 |…(4.7)
である。
(4.6)式に(4.7)式を代入すると、
1

1

𝐸𝑖 = 2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 (2 + tan2 𝛼) − 𝐸𝑒𝑙𝑒_𝑙𝑜𝑤 …(4.8)となる。
次に月面ポテンシャル𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 について考える。月面と衛星のポテンシャル差により月面から飛来する電子の衛星到達時のエネルギー𝐸𝑒𝑙𝑒 は𝐸𝑒𝑙𝑒 = 𝑞|𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 | − 𝑞|𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 |…(4.9)
である。
また、(4.3)式と(4.9)式を用いて|𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 |は、
1

𝑞|𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 | = 𝐸𝑒𝑙𝑒 + 𝐸𝑖 − 𝑚𝑖 𝑣⊥2 …(4.10)
2となる。(4.10)式は、衛星に流入するイオン電流と流出する電子電流が平衡状態となっているときに常に成り立っていると考えられる。ここで、式(4.10)内の磁1

場に垂直成分の運動エネルギーを表す2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 の項は、「かぐや」衛星が月夜側進入直前の cold ion の観測値を用いて算出する。月昼側では、「かぐや」衛星は正に帯電しているため、cold ion は衛星到達の際に衛星ポテンシャル電場によって50

エネルギーを減少させる。このときの衛星ポテンシャルを𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎_𝑑𝑎𝑦 とし、ピッチ角 90[deg.]の cold ion のエネルギーを𝐸𝑐𝑜𝑙𝑑 𝑖𝑜𝑛 とする。また、前述したように
月夜側進入直前の cold ion のピッチ角は 90[deg.]付近をもつ頻度が高いため、
𝑣0∥ ≪ 𝑣0⊥ とできる。そのため、
12

𝑚𝑖 𝑣⊥2 = 𝐸𝑐𝑜𝑙𝑑 𝑖𝑜𝑛 + 𝑞𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎_𝑑𝑎𝑦 …(4.11)である。𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎_𝑑𝑎𝑦 は、月昼側での衛星帯電量を決める太陽光による光電子がESA において観測されているため観測値として得ることができる(図 4.6)。以上
より、地球方向低エネルギーイオン生成モデルから導出した広がった負ポテン
シャルによる地球方向低エネルギーイオンのエネルギーは(4.8)式から、そのときの月面ポテンシャルは(4.10)式より推定することができる。

51

1

図 4.6：2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 を算出するために用いる cold ion の観測場所

4.4 月面/衛星ポテンシャル分布の妥当性
ここでは、4.3 節で構築した地球方向低エネルギーイオン生成モデルの妥当性を(4.8)式と(4.11)式からそれぞれ算出したモデル計算値と観測値を比較することで示す。比較する観測データは、図 4.4 と同様である。

52

図 4.4 再掲 2009 年 6 月 6 日 21:15~23:05 のイオンと電子の解析結果
最初に、(4.8)式の妥当性を明らかにする。
(4.8)式は、
11

𝐸𝑖 = 2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 (2 + tan2 𝛼) − 𝐸𝑒𝑙𝑒_𝑙𝑜𝑤 …(4.8)再掲であった。
𝑣⊥ の値としては、ローブ内対流電場の典型値である 0.15[mV/m]を用いて導出した 15[km/s]という値を用いる。𝐸𝑒𝑙𝑒_𝑙𝑜𝑤 は図 4.4(a)よりの電子エネルギーの下限
値 0.04[keV]を用いて計算した。各ピッチ角のエネルギーの観測値は、図 4.4(c)から各ピッチ角においてフラックスが最大となる時刻を選び、そのピッチ角でのフラックスが最大となるエネルギーを選出した。これらから算出した、モデル計算値と観測値の結果をもとに、エネルギーとピッチ角の関係を図 4.7 に示す。

53

0.12

ion energy [keV/q]

0.1
0.08

観測値
0.06

モデル計算値

0.04
0.02
0
60

80

100

120

140

160

180

pitch angle [degrees]
図 4.7：観測データと(4.5)式から求めたピッチ角とエネルギーの関係図
図 4.7 から、ピッチ角 90[deg.]付近ではイオンのエネルギーが約 0.04[keV/q]であるのに対し、ピッチ角 180[deg.]付近ではイオンのエネルギーが約 0.1[keV/q]と増加していることがわかる。モデル計算結果と観測値は、整合的であり、図 4.4 の
E-t 上で地球方向イオンのエネルギーが増加している観測結果とも整合している。
次に月面ポテンシャルについてのモデルである(4.11)式の妥当性について明らかにする。
(4.10)式は
1

𝑞|𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 | = 𝐸𝑒𝑙𝑒 + 𝐸𝑖 − 2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 …(4.10)再掲
1

である。ここで、2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 は、
1
2

𝑚𝑖 𝑣⊥2 = 𝐸𝑐𝑜𝑙𝑑 𝑖𝑜𝑛 + 𝑞𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎_𝑑𝑎𝑦 …(4.11)再掲である。𝐸𝑐𝑜𝑙𝑑 𝑖𝑜𝑛 および𝑉𝐾𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎_𝑑𝑎𝑦 の値を決定するために、図 4.8 を用いた。

54

図 4.8：2009 年 6/6 21:15－23:05 のイオンと電子の解析結果上から(a)ESA-S1(月面側)の E-T 図、(b)IEA(月面側)の E-T 図、(c)θ成分[deg.](IEA)、(d)φ成分[deg.](IEA)、(e)、衛星高度[km] (f) 衛星位置(緯度[deg.]、経度[deg.])である。
図 4.8 の水色枠の値から、𝑉𝑘𝑎𝑔𝑢𝑦𝑎 は 25 [eV/q]、𝐸𝑖 は 45[eV/q]とした。よって、(4.11)
1式から2 𝑚𝑖 𝑣⊥2 は 70[eV/q]となる。この値と地球方向低エネルギーイオンが観測されているときの𝐸𝑒𝑙𝑒 、𝐸𝑖 と用いて|𝑉𝑚𝑜𝑜𝑛 |を算出した結果を図 4.9 に示す。

55

-160
-140

Vmoon[V]

-120
-100
-80
-60
-40
-20
0
100

120

140

160

180

200

220

[eV/q]

図 4.9：観測データによる月面と衛星のポテンシャルの相関図
本研究で構築したモデルから算出した月面ポテンシャルは図 4.9 より、−54~−
136 [V]となった。この結果は、先行研究のルナ・プロスペクターの観測による
月夜側の月面ポテンシャルの値~−100[V]と整合的である。これらは、本研究で構築した地球方向低エネルギーイオン生成モデルを肯定する結果となっている

56

第 5 章 結論
本研究では、地球磁気圏ローブ領域において月夜側で観測された非常に温度の低いイオンの生成メカニズムを明らかにするために、磁気圏ローブで観測される cold ion のエネルギーと運動方向が月の存在によってどのように変化するかという観点から月周回衛星「かぐや」搭載 MAP-PACE のデータを用いて解析を行い、以下の結果を得た。
◆月の昼側と夜側における cold ion の観測
月昼側でイオンが観測されているときのデータを用いて解析を行った結果、次のことが分かった。
「かぐや」衛星が月昼側に滞在しているときには、ローブの cold ion と月起



源イオンが検出され、月夜側に入った直後には昼側で見られた cold ion と運動方向と（衛星ポテンシャルを補正した）エネルギーが等しく少し温度の下がったイオンが観測されることがわかった。
月夜側でイオンの観測される半球が cold ion の運動方向と整合していることから、月夜側に入った直後に観測されたイオンは、月昼側で観測された
cold ion が dawn to dusk 電場によるコンベクションで月夜側に侵入したものであると考えられる。

◆月夜側で観測された非常に温度の低い地球方向低エネルギーイオン
月夜側全域で非常に温度の低いイオンが観測されているときのデータを用いて解析を行った結果、次のことが分かった。

月の夜側では低高度(50[km]以下)でのみ非常に温度の低い地球方向低エネ
ルギーイオンが観測された。
「かぐや」衛星が月夜側進入直後、しばらくは月昼側の cold ion と同様の特徴を持ったイオンが次第に温度を下げながら観測され、cold ion の尾部方向への流れの影となる位置で非常に温度の低い地球方向低エネルギーイオン

が確認できた。この際、月夜側まで侵入した cold ion の速度ベクトルが地球方向へ遷移していく観測例も存在し、その際エネルギーが上昇していることも確認することができた。
月夜側で地球方向低エネルギーイオンが見える時 cold ion の運動方向は殆ど𝐸 × 𝐵ドリフト運動の方向である事が確認された。
地球方向低エネルギーイオンが観測された時、電子のエネルギースペクト
ルには下端のエネルギーを持つことがわかった。

57

これらの観測結果から、次のような地球方向低エネルギーイオンの生成メカ
ニズムを考えた。
◆地球方向低エネルギーイオンが観測された月周辺領域では電子は侵入できるが cold ion が月によって遮断されて侵入できないため、電子密度はイオン密度に対して高くなることが考えられる。その結果、以下のことがが考えられる。
① 月夜側では負の月表面ポテンシャルが遮蔽されずに高高度まで広がっている。
② 遮蔽されずに高高度まで広がった負のポテンシャル中に衛星があり、周囲に比べて衛星のポテンシャルは相対的により正に帯電しているが、衛星の絶対電位は負である。
cold ion の流れる方向が earth ward になる事は、広がった月表面ポテンシャルの影響により月夜側に回り込んだ cold ion が電場加速を受けて earthward になると解釈することができる。
本研究にて明らかとなった知見は、地球磁気圏中の月周辺環境のみならず土星や木星磁気圏中に存在するグローバルな固有磁場や濃い大気を持たない衛星の周辺環境とも共通性があるものと考えられ、磁気圏中のプラズマ環境に関す
る新たな知見であると考えられる。

58

謝辞
まずは、筆者の指導教官である宇宙航空研究開発機構(JAXA)宇宙科学研究本部(ISAS)太陽系科学研究系の齋藤義文准教授に感謝の意を表したいと思います。
齋藤先生は、私が修士 1 年の秋に研究室を異動する際、すでに多くの学生を抱えておられたのにもかかわらず、快く私を受け入れてくださいました。また、私が研究に行き詰ったとき、親身になって共に問題点を考えてくださり助言をいただきました。本紙の作成でもご多忙にもかかわらず、多くのお時間とご指導いただきました。修士 2 年間、齋藤先生とのやりとりを通じて私が学んだことは、研究に対する姿勢や人としてのあるべき姿など、多岐に渡るものでした。
ここに、謹んで御礼申し上げます。
長谷川洋助教、横田勝一郎助教、浅村和史助教、藤本正樹教授、村上豪博士、
寺本万里子博士、木村智樹博士、高島健准教授、篠原育准教授、松岡彩子准教
授、吉岡和夫博士、RobertBedington 博士を始めとする ISAS 太陽系科学研究系の先生方からは、本研究全体を通じ、セミナー発表や学会等の場のみならず私が研究に行き詰まったとき、多くのご指導をいただきました。先生方との議論があったからこそ本研究を進めることができたと考えております。誠にありがとうございました。
吉川一郎准教授、天野孝伸助教、横山央明准教授、星野真弘教授を始めとする東京大学大学院の宇宙惑星科学講座の先生方からは、セミナー発表を通じて大変お世話になりました。研究内容のみならずプレゼンテーション方法についてもご指導いただきました。先生方からのご指導があったからこそ、本研究の方向性が定まり進めることができたと考えております。ここに、多大なる感謝の意を表します。
名古屋大学太陽地球環境研究所の西野真木博士、小路真史博士には、セミナ
ー発表や学会等の場で研究方針や発表内容について多くのご指導をいただきました。深く御礼申し上げます。
私の家族には、健康面等から本研究を支えていただきました。家族の応援があったからこそ、本研究に集中して取り組むことができました。特にこれまで自分の思いのまま進んだ 25 年間に対し、温かく見守りそして辛抱強く支援してくださった両親に対して深く感謝しております。ここに厚く御礼申し上げます。
宇宙惑星研究グループの秘書の方々には、事務的な面から本研究を支えていただきました。また、同研究系の学生諸氏には、修士生活 2 年間を通じて、多くの事柄に対してお世話になりました。学生諸氏の存在があったからこそ修士生
活を充実できたと考えております。ここに、多大なる感謝の意を表します。
そして最後に、東京大学大学院博士課程の上村洸太氏に感謝の意を表したいと思います。私の修士過程 2 年間に渡り、ご多忙にもかかわらず、多大な時間
59を割いてより多くの場面で妥協なき熱いご指導をいただきました。本研究の方針や内容から学会やセミナー発表の資料作成や練習まで親身にご教授いただき、さらには本紙の作成でも上村氏にご協力をいただきました。そして研究面以外でも大変お世話になりました。上村氏の存在があったからこそ私の修士課程生
活がこれほどにまで充実し、まだまだ未熟者ですがここまで成長できたと考えております。修士 2 年間で経験した様々な事柄で上村氏から学んだことは、今後の私の人生においても強く影響していくと確信しております。重ねて、心から厚く御礼申し上げます。

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