[P-CG19] 惑星大気圏・電磁圏

[PCG19-05] モンテカルロ法に基づく火星ディフューズオーロラの変動機構の研究

*沖山 太心¹、関 華奈子¹ (1.東京大学大学院理学系研究科)

キーワード：火星、オーロラ、SEP、モンテカルロ、誘導磁気圏

近年、MAVEN探査機により発見された火星のディフューズオーロラ (e.g., Schneider et al. 2015) は、惑星大気との相互作用により減速されて惑星に"絡みついた"惑星間空間磁場に沿って火星大気に降り込む太陽高エネルギー粒子(SEP) により引き起こされると考えられている。ディフューズオーロラ発光は、CO₂⁺ UVD(~289 nm)により構成されており、ピーク高度が大気光発光に比べて低い(100 km以下)である。Schneider et al. (2018) では、オーロラ発光の時間変動は、必ずしもSEPのエネルギーフラックスの変動に対応していないことが示された。また、オーロラ発光がSEPプロトンの到達と関係しているイベントもあり、オーロラ発光の時間変動の原因は、解明されていないのが現状である。惑星間空間磁場が火星に"絡みつく"時に、誘導磁場の水平成分が生じ、それが火星に降り込むSEPのフラックスを変化させる可能性がある (Jolitz et al., 2021) 。従って、オーロラ発光の高度分布を変動させる原因の候補として、火星周辺の誘導磁場の構造が考えられる。また、火星の中性大気の密度分布は緯度経度、地方時等により変動し得る (Slipski et al. 2018) ので、火星の中性大気密度の変動も候補となる。本研究では、これらの候補が火星ディフューズオーロラ発光の高度分布に与える影響を、モンテカルロシミュレーションに基づいて調べることを目的としている。
そのために本研究では、ディフューズオーロラの典型的な発光であるCO₂⁺ UVDの発光高度分布を計算するための相対論的高エネルギー電子の火星大気への降り込みのモンテカルロモデルを開発した。開発したモデルの基礎部分は、二酸化炭素と電子の衝突によるエネルギー1000 eV以下の電子のエネルギー減損を計算するBhardwaj & Jain. (2009)のモデルを参考にした。さらに、エネルギー範囲を数百 keVまで拡張するために、磁場の効果を含まない先行研究の火星ディフューズオーロラモデル(Gérard et al., 2017)を参考にしながら、電子と中性大気との衝突反応断面積のエネルギー範囲を拡張した。開発したモデルの特徴は、火星周辺の誘導磁場の効果を調べるために、与えられた磁場に対して、電子のサイクロトロン運動を含めた各電子の軌道追尾計算を行なっているところである。モデル計算の結果、磁場の地表面に水平な面からの角度である伏角が増加するほど、ピーク高度が減少することがわかった。また、磁場の強さは、磁場の伏角ほどピーク高度に影響を与えないこと、中性大気密度の高度分布の違いによりピーク高度が変動することも明らかになった。これらの結果から、惑星周辺の磁場構造や中性大気密度の高度分布がディフューズオーロラ発光の高度分布の変動を引き起こす要素であることがわかった。