磁場擾乱に伴う対流電場の発達およびエネルギー伝搬過程

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地球周辺の宇宙空間は、太陽風と地球の固有磁場との相互作用により「磁気圏」と呼ばれる領域を形成します。太陽風や磁気圏尾部からのエネルギー注入に伴い、大規模な電場が急激に発達、そして地球方向へと伝搬し、磁気圏内の荷電粒子や電磁場エネルギーの輸送・加速を引き起こすことが知られています。このような「磁気圏の大規模構造変動に伴う磁場擾乱現象」に対する応答やエネルギー輸送過程を理解するためには、プラズマ輸送そのものを担う電場の時間的・空間的な発達・伝搬過程を詳細に調べる必要があります。そこで、近年打ち上げられたTHEMIS衛星やRBSP衛星、およびSuperDARNレーダーなどによる磁気圏・電離圏電場の同時多点観測データを解析し、磁場擾乱現象に伴う電場の発達・伝搬過程およびエネルギー輸送過程を観測的に明らかにしようとしています。

図は朝夕方向の電場の発達過程を空間的に示したものです。太陽風の急激な変化によって地球の磁気圏が圧縮され、その圧縮波の伝搬に伴って西向きの電場が全球的に発達します(右上→左下)。その後、地球磁気圏の対流が強まり、夕方方向の電場が発達します(右下)。(高橋直子)

金星超高層大気におけるフラックスロープの生成モデル

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惑星の超高層大気の一部は、大気が電離したプラズマ状態になっています。一般的にプラズマは、周りの磁場の影響を受けて運動する性質があります。そのため、惑星の超高層大気を考える上で、その磁場環境を理解することは大変重要です。
金星は固有の磁場を持たない非磁化惑星ですが、太陽風との相互作用により、超高層大気中には磁場が存在します。金星の昼側の下部電離圏では、磁力線がロープのようにねじれたフラックスロープと呼ばれる微細構造がしばしば観測されます。このフラックスロープに関して、これまでいくつかの生成モデルが提案されてきましたが、いまだにその生成メカニズムはよくわかっていません。そこで我々は、磁気リコネクションと呼ばれるプラズマ過程に注目して、フラックスロープの新たな生成メカニズムを提案し、磁気流体(MHD)シミュレーションによりモデルの評価を行うことで、金星の磁場環境及び超高層大気のさらなる理解を目指します。(阪本 仁)

オゾンホールの日本への影響

環境問題の一つとしてオゾン層の破壊が挙げられる。フロンガスの規制は行われているものの、大気中に蓄積したフロンによりオゾンホールの規模はいまだ縮小し始めていない。2011 年春季には北極観測史上最大のオゾンホールが観測された。このオゾンホール自体は極渦内部で起きる現象のため人が多く住む中緯度地域への影響は少ないが、下部成層圏においてオゾンを再生する化学反応は存在しないので、極渦の崩壊後にはオゾン破壊のおきた空気塊が拡散し中緯度大気に影響を及ぼす。本研究はつくば上空における極渦崩壊前後のオゾンの濃度を比較することによって、オゾン層破壊の影響が日本にどの程度あるのか調べることを目的とする。
つくばの国立環境研究所ではフーリエ変換型分光計(FTIR)を用いて大気微量成分の観測を行っており、東北大学ではこの観測スペクトルを用いて解析を行っている。本研究ではオゾン、フッ化水素(HF)についてスペクトルフィッティングプログラムSFIT2 を用いて高度分布を導出している。
下部成層圏ではHF は化学的に安定で、力学的輸送の指標として使えるためHFを同時に調べている。オゾンとHF の相関を取ることで力学的変動分をキャンセルし、求めたいオゾンの化学破壊による変動分を導出することができる。極渦崩壊前後のオゾンとHF との相関を比較し、オゾンの化学破壊を経験した空気塊がどの程度中緯度に影響を及ぼすかを調べている。
後藤(2010)は同じつくばの観測から2008 年までの解析を行っており、2005-2008 年の3 月から5 月に観測された高度19km 付近における中緯度空気塊のオゾン-HF 相関から2007、2008 年には極渦崩壊後にオゾン量が減少していることを見出した。その減少量は0.2-0.4ppm であった。本研究では研究方法の有効性の検証を含めて2002-2011 年の年間の日本上空へのオゾン層破壊の影響を調べる。

The ozone depletion is one of the environmental problems. In 2011, ozone depletion which was comparable to the Antarctic ozone hole occurred in the Arctic.
The ozone depletion has occurred inside the polar vortex. The airmass from inside the polar vortex is spread to mid-latitude in spring after its breakup. The purpose of this study is to quantify the impact of polar ozone depletion on mid-latitude by comparing the amounts of ozone in mid-latitude airmasses before and after the breakup of the polar vortex.
Vertical profiles of ozone and hydrogen fluoride (HF) have been retrieved from infrared spectra observed with a Fourier transform infrared spectrometer (FTIR) at Tsukuba using the SFIT2 spectral fitting program developed by Rinsland et al. [1998].
HF can be used as a tracer of the transport, because HF is a remarkably stable species in the stratosphere. Ozone and HF usually show a very high correlation in the lower stratosphere because both species are stable. But the correlation will be changed when ozone is chemically perturbed. Therefore, we examined the correlations of mixing ratios between ozone and HF in the mid-latitude airmasses before and after the breakup.
Goto et al. [2010] compared the ozone-HF mixing ratio correlations in the mid-latitude airmasses before and after the breakups of the polar vortex between 2005 and 2008 and indicated that ozone was decreased by 0.2 to 0.4 ppmv at around 19km altitude in 2007 and 2008.But she did not investigate ozone-HF mixing ratio correlations from January to December. So,we investigate  the annual impacts of the Arctic ozone depletion on Japan in 2002-2011.

火星のCO2雲の詳細特性

Credit by ESA

Credit by ESA

火星では大気の主成分(CO2)が凝結し、雲や雪になるという非常に珍しい現象が起きています。その中でも中低緯度帯の中間圏に存在するCO2氷雲は、近年になって観測が進み、現在でも雲の分布や性質を明らかにしようと様々な研究がなされています。私たちはイタリアの研究チームと協力し、火星を周回する観測機器の中で最も高い波長分解能を誇るフーリエ分光器PFSを用いてCO2の雲を分光観測することに成功しました。この高波長分解能の観測によって得られたスペクトルによって未解明の雲の詳細構造を明らかにしていく研究を私たちは行っています。(佐藤 佑紀)

CO2, which is the main component of Martian atmosphere, condenses in the coldest region on Mars and forms  cloud or snow. Especially, CO2 ice clouds existing Martian mesosphere have been observed recent years. We succeeded to observe the spectral signal of CO2 ice clouds using Planetary Fourier Spectrometer(PFS) which has the highest spectral resolution among instruments orbiting Mars with Italian team IAPS. The spectra obtained by PFS potentially permit us to know the cloud optical feature for example optical depth and particle size.

金星硫酸雲の生成・消滅数値モデリング

We are starting to investigate the cloud formation, chemical reactions, and their radiative effect which affects the atmospheric dynamics in the Venusian middle atmosphere, using a VGCM (Venus General Circulation Model). Recently we introduced evaporation/condensation processes of the sulfuric aerosol into the VGCM developed by Ikeda [2011], and reproduced the latitudinal/vertical distribution of the sulfuric aerosol which is consistent with previous observations. In this presentation, we will show you the results and the future steps of our research.
Venusian sulfuric acid cloud deck, which exists in the altitude of 50km-70km, is considered to have a strong influence on the thermal balance of the Venusian atmosphere. The component of the cloud particle is mainly sulfuric aerosol which is formed by the reactions between SO2, O and H2O. The sulfuric acid droplets are divided into 4 groups according to the size; mode1 (0.3µm), mode2 (1.0µm), mode2’ (1.4µm) and mode3 (3.56µm) as defined in Crisp. [1986]. Each mode has its own characteristics of vertical distribution and thermal absorption efficiency, so the reproduction of the vertical/latitudinal distribution of those modes in the numerical model is important to simulate the general circulations in the Venusian atmosphere.
We have investigated the cloud distributions in the Venusian atmosphere using a VGCM based on the CCSR/NIES/FRCGC AGCM [Ikeda, 2011]. The model has 32(latitude) X 64(longitude) grid points and 52 vertical levels from the surface up to 95km. It successfully reproduces the zonal and meridional winda including super-rotation and Hadley circulation in the Venusian atmosphere. The current model calculates the radiative effects of clouds and molecules from fixed distributions defined in Crisp [1986] and Pollack et al. [1993], so we plan to implement into the model the radiative effects which will be consistent with the calculated cloud distributions, as well as the chemical reactions for production of the clouds.
We introduced the evaporation/concentration process of H2SO4 and simulated the evaporation of aerosols in the lower atmosphere which has the higher temperature and the condensation of aerosols in the upper atmosphere. The model calculates the saturated mixing ratio in each grid from the saturated vapor pressure curve derived from Ayers [1980], and compared it to the H2SO4 mixing ratio at the grid. We assumed that if the H2SO4 mixing ratio (sum of vapor and cloud) is larger than the calculated saturated mixing ratio, the supersaturated H2SO4 concentrates as an aerosol, and if not the H2SO4 aerosol all evaporates. The generated H2SO4aerosols are distributed into 4 modes at each altitude according to the abundance ratio based on the observation [Crisp, 1986]. We are implementing the effects of latent heat by the condensation /evaporation using the method of successive approximation.
Because of this improvement, every mode of the cloud now evaporates below 50km altitude. After the calculation of 1 Venusian day (117 terrestrial days), mode 3 aerosol gets the equilibrium state at 50km altitude.
Also the amount of mode2 aerosol largely decreased in low and mid latitudes of 60km-80km altitude, while increased in the atmosphere above 80km in all latitudes and 60km-80km altitude in high latitudes, in comparison with the model without the evaporation/concentration processes [Kuroda et al., 2013]. We consider that the difference is because the sulfuric aerosol is enhanced to evaporate especially in the equatorial middle atmosphere where the temperature is high, and the transport of H2SO4 to higher altitudes and latitudes by Hadley circulation is enhanced due to the phase change.
We will continue to improve our model to increase the accuracy of the simulation of the vertical/latitudinal cloud distribution. In the presentation, we plan to show the numerical results with radiative effects and chemical reactions which is connected to the cloud formation.

成層圏突然昇温の解明

Credit by NASA

Credit by NASA

The final target of this research is to find out the potential response of the atmospheric compositions affected by Sudden Stratospheric Warming (SSW) in the upper stratosphere and mesosphere. A SSW is a dramatic middle atmosphere event where the polar vortex of westerly (eastward) winds in the winter hemisphere abruptly (i.e. over the course of a few days) slows down (Minor warming) or even reverses direction (Major warming). During such events, the polar stratosphere exhibits warming of tens of degrees over a few days and polar mesospheric cooling has also been observed during SSWs. Over the past decades, satellite instruments have observed the impact of SSW events on minor constituents like carbon monoxide (CO), ozone (O3), nitrous oxide (N2O) and water vapor (HO2). It is now clear that SSWs are dynamical disturbances affecting the entire middle and upper atmosphere, in addition to perturbing the tropospheric circulation (Kvissel, O.-K., et al., 2011). We investigated the impact of SSW in the stratosphere and lower mesosphere using newly obtained data with SMILES (Superconducting subMillimeter Limb Emission Sounder).

金星大気流出

Credit by ESA

Credit by ESA

金星は地球のような固有磁場をもたず、超高層大気が太陽風とよばれる太陽から吹き付けるプラズマや磁場の流れと直接相互作用しています。この直接の相互作用により、金星超高層の電離大気は太陽風中の電磁場によって加速を受け、宇宙空間へ流出するという現象が起こっています。 この大気流出現象は金星の大気進化に大きな影響を及ぼしてきたと考えらており、過去の金星の姿を突き止めるため現在も世界中で研究が行われています。我々は欧州の探査機Venus Expressが観測したデータを用い、金星の電離大気がどのような物理過程で加速され、宇宙空間へ流出していっているのかを調べています。

Due to lack of intrinsic magnetic field on Venus, the upper atmosphere is directly interacted with the solar wind. As a result of the interaction, ionospheric ions can be accelerated beyond an escape velocity and removed from Venus. The fact has played an important role for the atmospheric evolution on Venus. Collaborating with European Institute, we analyze the data from Venus Express to study about the ion escape from Venus. Purpose of this study is to figure out physical processes of the ion acceleration and to determine a total amount of removed ionospheric components with a dependence on the solar wind’s conditions.