[P-CG21] 惑星大気圏・電磁圏

[PCG21-P05] 3次元多成分イオン電磁流体力学シミュレーションによる過去地球における膨張水素大気の非熱的散逸モデリング

*草野 百合¹、木村 智樹¹、堺 正太朗²、吉田 辰哉²、前田 優樹³、中田 英太朗⁴、高田 亮馬¹、徳重 みなみ¹、寺田 直樹² (1.東京理科大学、2.東北大学 、3.東京大学、4.北海道大学 )

キーワード：過去地球、非熱的散逸

地球その他の惑星が表層に海洋を保持するために最も重要な要素は大気である。大気は、地殻からのガス供給と、宇宙空間への散逸にその収支を制御されながら進化してきた。宇宙空間への大気散逸の中でも主要なプロセスの１つである、イオンピックアップ等の非熱的散逸は、惑星の固有磁場、太陽風、太陽からのXUVフラックスに依存する。各過程の定量評価や長期変動の理解は進化の解明の上で重要だが、各惑星ともに散逸領域のその場観測等が不足しており、未解決の大問題である。先行研究では火星、金星などの惑星大気からの非熱的散逸率を、数値シミュレーションを使って全球的に推定している。例えば過去の火星を想定した大気のシミュレーションでは、XUVフラックスが現代と比較して100倍になると、大気の温度(Kulikov et al., 2007)とイオン生成率が上昇し、散逸率も10^4-5倍増加する(Terada et al., 2009)ことが明らかになっている。しかしこれらの研究では現在の中性大気の組成をもとに推定されており、過去の火星大気もCO₂主体で温室効果が低く乾燥していたという仮定の元で成り立っている。一方、実際の過去の大気は現代と異なり水素が有意に含まれている組成であった可能性がある(Yoshida and Kuramoto., 2021)。地球においても同様の点が未解決のままである。そこで本研究は、現代の100倍のXUVフラックスを想定し、過去の地球における組成を反映した水素大気(Yoshida and Kuramoto., 2021,高度1000~185000km、最大密度3×10¹²/cm³)を仮定し、多成分イオンMHDモデル(Terada et al., 2009)を使って大気起源イオンの非熱的散逸率を調べた。簡単のため地球は非磁化とし、太陽風は速度1800km/s, 密度2100/cc, IMF絶対値を7nTに設定した。その結果、昼側約60R_p（R_ｐは地球の半径、地表を1R_pとする。）でバウショックが形成され、その内側に膨張大気に起因する高密度の（最大プラズマ密度〜5.4×10⁶/cc）「膨張電離圏」とも呼ぶべき領域が60Rp以内に形成された。太陽風磁場が昼側の膨張電離圏に浸透・堆積し、最大磁束密度の2.0×10³ nTの誘導磁気圏が形成された。これはIMFの磁束密度が膨張電離圏で400倍まで増幅されていることに対応する。また、夜側200R_pでの大気散逸率はH₂⁺で4.0×10²⁸/s、H⁺で5.0×10³³/sという結果が得られた。これは現代の地球の約10⁷倍(H⁺相当)の大きさである。今後は同様の条件でXUVを1-100程度の範囲で変化させ、それぞれに対応する中性大気の組成を用いて散逸率を計算し、XUV依存性について調べる予定である。