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2001Jan11 第１回宇宙科学シンポジウム　 P29

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INDEX 衛星搭載多色カメラならびに電流モニターによる

オーロラ微細構造の観測

○ 坂野井　健、岡野　章一（東北大）岡田　雅樹、江尻　全機、菊池　雅行（極

地研）平原　聖文（立教大）


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• 極域高度数千 km に存在する沿磁力線上向き準静電場領域

• 磁気圏電子は下向きに加速され電離圏・熱圏へ降下、オーロラ発光と強い因果関係

• 電離圏イオンは上向き加速（イオンアウトフロー）• 加速領域の形成には波動 - 粒子相互作用が寄与（ミ

クロ過程）• 加速域電位差と沿磁力線電流は比例。グローバルな

磁気圏 - 電離圏結合におけるエネルギー輸送に寄与

１．イントロダクション

オーロラ粒子加速領域


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最近のトピック• 下向き準静電場加速領域の観測、ブラック　　オーロラとの関連• 波動 - 粒子相互作用（イオンサイクロトロ　　ン波）の直接（波形）観測

これまでの加速領域の衛星観測・　 ISIS, S3-3, DE-1&2, Viking, Akebono 　

[Elphic　 et　 al.,　 GRL,　1998]

Finger Potential Region （～ 1000km? ）の高時間分解観測が無い


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・地上光学観測による観測　オーロラアークの幅　　＝ 200-300 m・２０余りのモデルによる加　速領域の幅＞ 1 km　　　　　　→　両者に隔たり・地上観測の多くはパンクロ

[Stenbaek-Nielsen et al., 1998]

2 km 程度の空間構造は地上光学と粒子

観測が一致。

地上光学観測と衛星観測の比較


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INDEX 図面

（１）ミッションライフ　　　３ヶ月以上（２）打ち上げ　　ロケット： H-Ⅱ Ａ（ピギーバック）　　時期： 2002 年 6 – 9 月（３）軌道　　近地点：　 680km　　遠地点：　 680 km　　軌道傾斜角：　 98.6°　　　　（ 1030 – 2030 MLT）　　軌道周期：　 98.8 分　　日陰率：　 35.7 ％（Max）　　運用可能時間：　　　　１日辺りの可視パス数：４　　　１パス辺りの可視時間： 12 分 (Max）

２． INDEX 衛星（１号機）　　ミッション概要

（４）運用：　ＫＳＣと相模原（５）運用姿勢　定常時：　低スピンまたはゼロスピン。太陽指向　　を基本とするが、観測要求により太陽から最大　　 10°（ TBD ）限定時間内で傾けることがある。　 Safe Hold時：　太陽指向、スピン（６）ビットレート：　　 8－ 131 　 kbps


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３．理学ミッション

(0) 　目的オーロラ粒子の高時間分解能観測とオーロラの単色撮像観測によ

るオーロラ微細構造の解明

(1) 観測器：　ＰＩ　平原●粒子観測（ ESA/ISA; 班長平原）：　　　電子、イオンのトップハット型静電スペクトルアナライザ　エネルギー掃引　 10 ―　 16 keV　　　　 32 　 steps （片側 16 steps ）、 1.25 msec/step 　　空間分解　 160 m （片側掃引）　●光学観測（MAC; 班長岡野）：　３波長CCD イメージャ●電流モニタ（ CRM; 班長江尻）：　３つの静電プローブ


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４．多色オーロラカメラ（Multispectral Auroral Camera; MAC）(0) オーロラ単色イメージングの重要性

　オーロラ単色イメージによって得られる情報・・・発光原子・分子の同定、発光メカニズム、発光高度、オーロラ電子エネルギーの２次元分布、などなど。

（１）MACの目的　オーロラ発光を高時間分解イメージング観測することにより、オーロラ微細構造を捉える。さらに、多波長観測データを用いて、発光メカニズムやオーロラ電子エネルギーの２次元

分布などを明らかにする。


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波長　３Ｃｈ（同時観測）、波長についての詳細は後述使用 CCD ：　インターライン型CCD 　　（下記ノイズは民生品カメラでの値）1 pixel 6.45 μm x 6.45 μm　　　 1024 x 1024 pixels　　　 6.605 x 6.605 mm η～ 0.6 　 @ 557.7 nmRO noise ～ 9 el @ 5°Cdark noise 　 < 1el/sec @ 0°C対物レンズ：　 f=50 mm / F1.2CCD 全ピクセルを用いた視野：　　　 7.56° Ｘ 7.56°　　　

(２ )　基本的な諸元


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( ３ ) 　カメラ図面


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MAC MTM / TTM モデル


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( ４ )　観測波長および対象 (A) オーロラ許容線OI 844.6 nm / 777.4 nm, N2(1P) 670.5 nm, N2

+(1N) 427.8 nm(B) OI 557.7　 nm(C) OI 630 nm　　　　　 [ 　対象　 ]

・降下電子エネルギーの推定　 557.7/630/427.8 　　　　→　Maxwell 分布を仮定し降下電子フラックスの推定 [Rees et al., 1974]　 844.6/670.5　　　　→　降下電子の全エネルギーと平均エネルギーの推定 [Ono and Morishima, 1994]　　　　　　　　※　 844.6 nm はおそらく観測不可能。・ 557.7 nm 発光メカニズムの解明　　 557.7 nm 発光：降下電子直接衝突と N2(A3Σg

+)の衝突 [Rees, 1989] ※N2(VK band)の観測が必要。 N2(1P) や N2

+(1N) から推定できるか？・ HEM（エンハンストオーロラ）等のオーロラ発光高度分布の詳細観測　　 557.7または N2(1P) や N2

+(1N)。


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・地上観測器との同時観測　　ＥＩＳＣＡＴによる電子密度等高度プロファイルとオーロラ発光構造の比較　 ASI 、 ASG（@スバールバード）との同時観測　 ALIS@スカンジナビアとの同時観測 SuperDARN / Poker Flat との同時観測　 ※地上光学観測は 557.7/630/427.8 が多い。 INDEXカメラも同波長が有利？・プラズマシート低緯度側境界ダイナミクスのリモートセンシング　　 557.7　　　　　→　プラズマシート低緯度側境界のプロトン降下による発光 [Ono et al., 1987]・ SAR 　アーク　 630 nm・フリッカリングオーロラ　衛星光学観測と粒子観測によるフリッカリングオーロラの観測はこれまでない。　　高速カメラの特徴を生かせるか？　　　サンプリング～ 40Hz、空間分解能　 <　 1km 、 NEI ～ 1 kR の観測モードが可能か？


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( ５ )　観測モード

以下の４つのモードを設定した。 (A) 粒子同時モード(B)　高度分布モード(C)　画像校正モード(D)　高度詳細モード

　　衛星データ蓄積可能容量、および KSCにおけるテレメータ量の制限から、CCD 全ピクセルを用いた連続観測は不可能。また、極域夜側オーロラオーバル通過時の 250秒間程度のみ観測を行う予定。


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(A) 粒子同時モード

[ 　視野　 ]視野は衛星の磁力線フットポイント。1bin （ 16 x 16 pix）辺りの視野 =0.12°x0.12°（ 100km 高度で～ 1.2 x 1.2 km ）1 flame(64 x 64 bin)の視野＝ 7.56°x 7.56°(100km 高度で～ 80 x 80 km)

●撮像サイクル 120 msec（露出40msec、休止 80msecの繰り返し）

※120 msecで衛星の進　　行は約 900 m ～ 3/4 　　 bin※露出タイミングは粒子　　の両側掃引（ 40 　　　　　 msec）とシンクロ


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(B)　高度分布モード [ 　視野　 ]視野はリム方向。1bin （ 16 x 16 pix）辺りの視野 =0.12°x 0.12°（ 2000km距離で約4 x 4 km ）1 flame(64 x 64 bin)の視野＝ 7.56°x 7.56°(2000km距離で～ 270 km(V) x 270 km(H)

●撮像サイクル 1 sec（露出480 msec、休止520 msecの繰り返し）

※ 1 secで衛星の進行は約7.5 km


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(C) 画像校正モード全 CCD画素を用いた撮像。• 沿磁力線直下方向のオーロラ詳細画像取得• KSC上空におけるテスト画像取得• 1 bin(2 x 2 pix) 辺りの視野 =0.03°x0.03°（ 100km 高度で～ 310 x 310 m)• 1 flame(512 x 512 bin)の視野＝ 7.56°x 7.56°(100km 高度で～ 80 x 80 km)• 露出 20 msec、休止 1000 msec以上の繰り返し

(D) 高度詳細モード全 CCD画素を用いた撮像。• リム方向のオーロラ高度分布詳細画像取得• 1 bin(8 x 8 pix) 辺りの視野 =0.059°x0.059°（ 2000 km距離で～ 2 x 2 km)• 1 flame(128 x 128 bin)の視野＝ 7.56°x 7.56°　　　　　　　 (2000km距離で～ 270 km(V) x 270 km(H)• 露出 240 msec、休止 1000 msec以上の繰り返し


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(６ ) 　感度見積もり

N 　 :　 CCD 1pixel 上の電子数 (count / sec) I 　：　オーロラ強度（ R ）A 　：　対物レンズ面積（ cm2 ） = 13.63Ω　：　 1 pixel の見込む立体角 (sr)　 = 1.664 e-8T　：　光学系透過率（ 0-1 ） = 0.5 (filter) x 0.8 (optics)η　：　 CCD量子効率（ 0-1 ） = 0.6 CCD dark < 1 el/sec@0°C 、 RO=9el 　@5°C （合計 10 el ）

(A ）粒子同時観測モード

・露出40 msecで 1 bin(64 pix)における最大輝度（ 12 bit ） = 62 kR/bin・ノイズ（ dark + RO）～ 25 el / bin・ 8 bit化：　上位 1 bit と下位 3 bit捨て　 → 　感度範囲 31 kR – 120 R, LSB=120R/bit

N=I　(10^6　/　4π)AΩTη


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(B)高度分布観測モード

・露出480 msecで 1 bin(256 pix)における最大輝度（ 12 bit ） = 7.7 kR/bin・ノイズ（ dark + RO）～ 140 el / bin・ 8 bit化：　上位 0 bit と下位 4 bit捨て　 → 　感度範囲 7.7 kR – 30 R, LSB=30 R/bit

（ C）画像校正モード

・露出 20 msecで 1 bin(4 pix)における最大輝度（ 12 bit ） = 11800 kR/bin・ノイズ（ dark + RO）～ 10 el / bin・ 8 bit化：　上位 4 bit と下位 0 bit捨て　 → 　感度範囲 730 kR – 3 kR, LSB=3 kR/bit

（ D ）高度詳細モード

・露出 240 msecで 1 bin(64 pix)における最大輝度（ 12 bit ） = 62 kR/bin・ノイズ（ dark + RO）～ 25 el / bin・ 8 bit化：　上位 1 bit と下位 3 bit捨て　 → 　感度範囲 31 kR – 120 R, LSB=120 R/bit


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( ７ )　データ量 (A)粒子同時観測モード　　 64 bin x 64 bin をエリアとするデータ量は、　　　 8 bit x 64 x 64 = 32.8 kbit /frame/ch　　　 120 msec cycle の場合、 8.3 frame/sec/ch → 　 273 kbps/ch　　　 1 orbit のデータ量 = 273 x 250 sec = 68.3 Mbit/ch/orbit = 8.54 Mbyte/ch/orbit

(B)高度分布観測モード　　 64 bin x 64 bin をエリアとするデータ量は、　　　 8 bit x 64 x 64 = 32.8 kbit /frame/ch　　　 1 sec cycle の場合、 1 frame/sec/ch → 　 32.8 kbps/ch　　　 1 orbit のデータ量 = 32.8 x 250 sec = 8.2 Mbit/ch/orbit 　 = 1 Mbyte/ch/orbit


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(８ ) 　熱解析菊池さん（極地研）の計算を下に若干修正詳しい解析はレジメ参照のこと。

撮像時の条件T=196K(- 77degC）非撮像時の条件 (放熱板が地球を向く場合 )T=307degK（ 34degC）

問題点：　　撮像時では温度が必要以上に低く、非撮像時で放熱板が地球日照領域を望むと温度が高くなりすぎ、１周の間の温度変化が大きすぎる。　現在放熱版と構体結合部分の熱伝導は計算に入っていないが、熱容量の大きな構体と若干熱結合させることで温度を安定化させた方がよいか？　また、この見積もりは田口見積もり（ CCD207-223K）や三菱重工業（MHI ）見積もり（ CCD286K）と若干食い違う。この食い違いの理由はなぜか？


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５． MTM試験

• MTM試験は 2000 年 12 月初め　　より開始されている。


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６．今後の作業スケジュール（予定）

２００１年１月ーMTM/TTM試験　　　　　　５月　ＦＭ品完成　　　　　　５－８月　ＦＭ噛み合わせ試験　　　　　　８－１０月　 ESA/ISA校正実験、カメラ校正実験　　　　　　１１－１２月　ＦＭ総合試験２００２年６月　打ち上げ


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７．まとめ

2002 年 6 月打ち上げ予定の INDEX１号機には理学ミッションとして粒子と光学観測器が搭載され、オーロラの微細構造の解明を目指す。光学班は岡野教授を班長とし、３波長観測オーロラカメラの開発を進めている。

＜課題＞基盤設計、特にコネクタ配置の決定。CCD 動作環境、特にノイズ低減の工夫。電力消費の正確な見積もり。熱解析、特に CCD冷却のためのグラファイトシート性能評価および放熱　板への固定法。フィルタ発注。ＦＭ品製作。


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INDEX-CRM によるオーロラ帯背景プラズマの微細構造の

観測

２００１年１月９日


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INDEX-CRM の観測目標

• オーロラ微細構造を 680ｋｍ高度において、背景電子密度、背景電子温度を高空間分解能（ 80m 程度）で観測する。

• 太陽光による光電子、衛星構体による航跡（ウェイク）の影響を除去するため、視野が異なる３つの静電プローブにより背景プラズマ密度及び温度を測定し、衛星近傍でのプラズマ密度をモデル計算の比較し、背景プラズマの密度及び温度を推定することを目標とする。


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MAC 、 CRM取り付け図


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CRM主要諸元 (1)• 観測目的

オーロラ帯上空における背景電子温度、背景電子密度を衛星自身による擾乱を取り除いて、高空間分解能（８０ｍ程度）観測を行う。

• 主要観測パラメータ（極域高度７００ｋｍを仮定）電子密度（ Ne) １０２～１０４ｃｍ -3 電子温度（ Te ）５００ K(0.05eV) から５０００ K(0.5eV)

• センサー電極 3.5ｃｍ ×3.5ｃｍの平板電極 × ３対• 入力インピーダンス 500kΩ

• アンプゲイン５０：１• サンプリング周波数１００ Hz

• A/D変換ビット数１２ bit/sample


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CRM主要諸元 (2)

• バイアス電圧 10msec × 32 step = 320msec


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CRM で使用する電極

板厚： 1.0ｔ

ガラスエポキシ材 (FR-4) 地のまま

金めっき＋アクアダック処理：メッキ厚（ TBD)

金めっきのみ：メッキ厚（ TBD)

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