地球磁気圏中で DC 電場を計測することは、磁気圏プラズマ対流を知るうえで有用と期待されている。しかし電場計測は、 衛星本体の帯電や光電子放出、衛星下流のウェイクなど、衛星が存在することによって生じる諸現象の影響を受けやすく、 特にデバイ長が長くなる希薄なプラズマ中での電場観測は容易ではない。

ジオスペース衛星「あらせ」のプラズマ波動・電場観測器 (Plasma Wave Experiment / Electric Field Detector, PWE/EFD) は２対の電位プローブによって磁気圏内の DC 電場を計測しているが、プラズマポーズの外のおおよそ10個/立方cm以下の 低密度プラズマ中で、計測された電場が継続的に太陽方向を向いてしまうことがある。 これは真の磁気圏電場ではなく、衛星本体の正の帯電と、衛星より太陽側にずれた位置にある光電子雲が 周辺に作り出す電位構造のためと考えることができる。 電子雲の中心が衛星の帯電の中心よりも太陽側にずれていると、プローブが太陽側に回り込んだ時に電子雲に近いため 電位が低くなり、その結果太陽向きの電場として観測されてしまう。衛星のスピン軸が太陽方向と完全に一致していれば このようなことは起きないが、機上での衛星姿勢計測のために、 「あらせ」のスピン軸は通常、太陽方向から 5度以上大きくなるような運用がされている。

これを確認するため簡単なモデル計算を行った。 衛星の帯電の中心をプローブのスピン中心より太陽側にややずれた位置 (1m) に置き、 電子雲の中心をさらに太陽側にずれた位置 (例、10m) に設定し、 衛星のスピンに伴うプローブの軌道(半径 15.7m) 上の電位を計算した。 電子雲の電荷量を衛星の帯電と同程度ないし３割程度とすると、予想通り太陽向きの電場が得られる。 （光電子量をさらに減らしていくと衛星本体の作る電位が優勢となり電場は逆転する。） 衛星帯電による電位構造も、電子雲によってできる電位構造も、スピンするプローブから見ると正弦波に似た波形となるが、 電荷の中心がプローブのスピン中心から偏心しているため、正確には正弦波ではない。 そのため両者を合成すると、ピークにへこみのある特徴的な波形が得られた。 この波形のへこみの大きさはスピン軸方向、衛星帯電中心位置、電子雲の中心位置、電子雲の電荷と衛星帯電量の比によって変わる。 実際に偽太陽向き電場の観測された時刻前後を見ると、直前まではほぼ正弦波だった波形が、 偽太陽向き電場となった時から、ピークにへこみのある特徴的な波形となっていた。 この波形の情報から逆に、電子雲の電荷量や中心位置などの情報を得ることが出来ると考えられる。 これを用いて周辺の温度などの物理量の推定に利用できるのではないかと期待している。

Spacecraft charging and photoelectrons disturb the electric field observation in space. The Electric Field Detector (EFD) of the Plasma Wave Experiment (PWE) instrument onboard the Arase satellite measures the magnetospheric electric field with two sets of double probes. We found in some cases, that the electric field measured in a low-density plasma environment continually points to the subsolar direction in the spin plane, due to an electric potential between the positively charged spacecraft and the photoelectrons primarily emitted on the subsolar side. A model calculation was carried out to simulate the electric potential measured at the probes spinning with the satellite body. In the model, positive and negative charges were employed to represent the spacecraft charging and photoelectrons slightly separated in the subsolar direction. The resultant waveform of simulated probe potential under the strong influence of photoelectrons has a significant depression near the peak, consistent with the Arase observations.

Short-period magnetic enhancements were detected by the MAP-LMAG magnetometer onboard Kaguya orbiting the moon in the solar wind at the altitude of 100 km. The duration of the enhancement was typically 10 seconds, which corresponds to the scale size of 15 km and 0.5 degrees in latitude along the Kaguya orbit. The magnitude of the magnetic field enhanced up to 1.5 to 3.6 times as large as that of the preceding quiet periods which lasted for more than 5 minutes. No such magnetic enhancements were found in the simultaneous solar wind magnetic field observed by GEOTAIL or ACE in the upstream solar wind.

The short-period magnetic enhancements were categorized into 2 groups, with and without rotation of the magnetic field. The former appeared at the intrinsic magnetic rotation in the solar wind just like the hot flow anomalies [1-3] observed at the Earth’s bow shock. The ions reflected at the Earth’s bow shock are channeled back upstream along the current sheet when the motional electric field points toward the current sheet on both sides, and the magnetic fields bounding the expanding region are compressed. The same mechanism is expected at the moon reflecting the solar wind ions.

The latter, the magnetic enhancement without magnetic rotation, was observed at the terminator region in the solar wind condition preferable to the detection of the limb compression [4], that is, the magnetic field flaring away from the moon and the reduced dynamic pressure of the solar wind. Differently from the previously reported limb compression, there was no major magnetic anomalies below the spacecraft nor the magnetic field lines at the detection of the magnetic enhancement with no directional change. They were not detected recursively on the same location on the moon, because of the scale size smaller than the orbital separation in the next revolution of Kaguya. The duration was smaller than the temporal resolution of particle measurements of MAP-PACE onboard Kaguya.

1. S. J. Schwartz, “Hot Flow Anomalies near the Earth’s Bow Shock,” Adv. Space Res., 15, 8/9, 1995, pp. 107-116, doi:10.1016/0273-1177(94)00092-F.
2. S. J. Schwartz, G. Paschmann, N. Sckopke, T. M. Bauer, M. Dunlop, et al., “Conditions for the formation of hot flow anomalies at Earth's bow shock,” J. Geophys. Res., 105, A6, 2000, pp. 12639-12650, doi: 10.1029/1999JA000320.
3. J. P. Eastwood, D. Sibeck, V. Angelopoulos, T. Phan, S. Bale, et al.,” THEMIS Observations of a Hot Flow Anomaly: Solar Wind, Magnetosheath, and Ground-based Measurements,” Geophys. Res. Lett., 35 ,17, 2008, p.L17S03, doi:10.1029/2008GL033475.
4. R. P. Lin, D. L. Mitchell, D. W. Curtis, K.A. Anderson, C. W. Carlson, et al., “Lunar Surface Magnetic Fields and Their Interaction with the Solar Wind: Results from Lunar Prospector,” Science, 281, September 1998, pp. 1480-1484, doi: 10.1126/science.281.5382.1480.

月が太陽風中にある時に、10秒程度の短い時間だけ磁場強度が急に1.5〜3.6倍強まる現象がかぐや衛星によって観測されているが(JpGU2016,PEM19-06)、これらが磁場変動の性質によってhot flow anomaly とlimb compression の２種類に分けられることがわかった。 hot flow anomalyは、太陽風中のtangential不連続が地球前面衝撃波にやってきたときにみられる現象で、衝撃波で反射された太陽風イオンが太陽風磁場を横切る際、誘導電場の向きが不連続面の両側で不連続面に向かう配位となる場合に反射粒子が不連続面に集まるもので、膨張領域の境界の磁場が圧縮され増大する。同様のことが月面または月の固有磁場で反射された太陽風によって起こったと考えられるが、観測されたのは月の夜側に回り込んだ場所であった。 limb compressionは動圧の低い太陽風中で月の昼夜境界付近で検出されやすい現象であるが、かぐやで観測された例もこれにあてはまると考えられる。過去に報告された例と異なるのは強い固有磁場の上空ではなかったこと、空間スケールが15km程度と極めて小さいことである。

The short-period magnetic enhancements detected by Kaguya around the mon in the solar wind were categorized into 2 groups, hot flow anomalies and limb compressions. Hot flow anomalies are known to be generated by the solar wind ions reflected at the Earth’s bow shock, channeled back upstream along the current sheet when the motional electric field points toward the current sheet on both sides, and the magnetic fields bounding the expanding region are compressed. The same mechanism is expected at the moon reflecting the solar wind ions.

The limb compression was observed at the terminator region in a reduced dynamic pressure of the solar wind with the magnetic field flaring away from the moon. Differently from the previously reported limb compression, there was no major magnetic anomalies below the spacecraft nor the magnetic field lines at the detection of the magnetic enhancement with no directional change. The scale size was smaller than the orbital separation in the next revolution of Kaguya, so it was not detected recurrently.

月面にあたる太陽風プラズマの多は月面で吸収されるため、月の下流にはウェイクと呼ばれる真空に近い空間ができる。ウェイク周辺の太陽風プラズマは圧力差によってウェイクに侵入するため、その速度はおおよそイオン音速程度（50km/s前後）になると考えられてきたが、月周辺の衛星観測によって、しばしば予想よりはるかに速い数百km/sのイオン速度がウェイクのかなり深いところで検出され[1][2]、月面の帯電やウェイク境界の電場など、加速の原因が考えられているが、詳細は未解明である。アルテミス衛星の観測にもとづいてウェイクにおけるイオン速度の空間分布が調べられたが[3]、アルテミス衛星は長楕円軌道のためすぐに月から遠ざかってしまい、月近傍におけるイオン速度の空間分布を詳しく調べることができない。

そこで本研究では、月近傍を高度100km程度で周回するかぐや衛星搭載の粒子観測装置PACEによって2007年12月21日から2009年6月10日まで得られたイオンのモーメント（密度、バルク速度）データを月に対する場所ごとに平均し、イオン速度の空間分布を求めた。月が太陽風中にいるときのデータを使用するため、衛星位置Xgse>0における観測のみを使用した。その結果、ウェイク境界に達したイオンは月に沿ってウェイクの中心に向かって流れる様子が見られた。イオン速度はウェイクに入るとすぐに100km/sを超え、これまで個々に報告されていた高速イオンが特殊な例ではないことが示された。イオン速度の、太陽風の流れに垂直な成分を月の裏側にマッピングするとウェイク中心に向かって真っ直ぐ侵入するイオンも見られるが、それた方向の速度ベクトルも見られた。

The solar wind particles that hit the moon are absorbed by the lunar surface, creating the plasma void region called the lunar wake. The ambient solar wind refilling the wake was thought to have the speed of the order of ion acoustic speed, but much faster ions were observed in the wake by Chandrayaan and Kaguya [1][2]. Ion velocity structure in the lunar wake was constructed on the basis of ARTEMIS observation [3], but the orbit of the spacecraft was somewhat inconvenient to study the near wake.

In this study, we use Kaguya observation to study the velocity evolution of ions refilling the wake. We employ ion momentum data obtained by IMA and IEA sensors of MAP-PACE in the lunar wake during the period from December 21, 2007 to June 10, 2009, to produce a map of velocity structure in the near wake. The map shows ions with velocities of the order of several hundred km/s much higher than the ion acoustic speed just after the crossing of the wake boundary.

[1] Futaana et al., JGR 115, (2010), doi:101029/2010JA015264 [2] Nishino et al., EPS 74, 9 (2022), doi.org/10.1186/s40623-021-01566-2 [3] Zhang et al., 2014, JGR 119, (2014), doi:10.1002/2014JA020111

※ 予稿集の内容を訂正します。
かぐや衛星のミッション終了直前の 2009 年 6 月 9 日、月が地球磁気圏尾部の南側ローブ中にあったとき、 月面から 20km 以下の低高度において、背景磁場に対し左回り円偏波の低周波磁場変動が繰り返し観測された。 高度 40km以上ではこのようなはっきりした円偏波は見られないことから、 この波は月の低高度領域で発生したものと考えられる。 同様の現象は 2009 年 5 月 7 − 10 日、６月 7 − 10 日にも見られた。 このときイオン、電子とも低エネルギー成分が見えなくなっており、電子の加速を伴うこともあることから、 固有磁場による分極電場のある領域で磁気圏プラズマの固有磁場との相互作用によって発生した可能性が高い。 この磁場変動の周期は約 50 秒であるが、磁場ベクトルの回転の途中で、突然 それまでとは異なる中心の周りに磁場が回り始めるような波形が見られた。 まるで衛星が別の波束に乗り換えたかのようにみえる。 また、月が地球磁気圏北側ローブに出張し磁場 x 成分が反転したときは、そこだけ背景磁場に対する偏波が右回りとなっていた。 これは、波の回転方向が発生の時点で決まっており伝搬途中で は変わらないことを示唆すると考えられる。プロトンサイクロトロン周波数よりかなり低い周波数であることから、 より重いイオンが月の固有磁場との相互作用で生成した波ではないかと推定される 。 かぐや衛星位置における固有磁場を計算し比べてみるとほぼ観測と同じ波形が得られ、 波に見えたものは月の固有磁場の空間構造であることが確認された。 50秒周期は空間構造にして３度（およそ90�q）に相当するが、 これは月の固有磁場のスペクトルのピークn=160-260 のスケール1.3-2.6度の2倍程度に相当する。

At altitudes lower than 20km from the lunar surface, Kaguya MAP-LMAG detected ultra-low frequency wave of 0.02 Hz with clear circular polarization when the Moon was in the Earth’s magnetosphere. The polarization was clearly left-handed with respect to the background magnetic field, negative Bx in the southern lobe of the Earth’s magnetosphere. It reversed to be right-handed in a short period of positive Bx in an excursion of the Moon to the northern tail lobe. It suggests that the sense of rotation of the magnetic field vector was fixed at the generation site with respect to the moon. The magnetic field rotation sometimes switched to another rotation around a new center, as if the spacecraft transferred to another new wave packet.

The solar wind interaction with the moon produces variety of plasma wave activities [1]. As the moon is not shielded by global magnetic field like the Earth, the solar wind particles can access the lunar surface or the local crustal magnetic field. Although most of them are absorbed by the lunar surface, a small fraction are scattered back into the solar wind and become an energy source of wave activities. The solar wind particles that came into the area of intense local crustal magnetic field (so called magnetic anomaly) are more strongly reflected back forming a ring beam injected into the solar wind, or accelerated by local electric field generated by difference of penetration depth of ions and electrons [2]. Protons reflected by the magnetic anomalies are responsible for generation of monochromatic ultra-low frequency (ULF) waves or extreme low frequency (ELF) waves through cyclotron resonance with magneto-hydrodynamic (MHD) waves [3] or whistler mode waves [4, 5]. Mirror-reflected electron beams along the magnetic field connected to the magnetic anomaly are thought to be the source of non-monochromatic whistler mode waves in the frequency range from 0.1 to 10 Hz [6]. Detection of the non-monochromatic whistler waves depends on magnetic connection between the spacecraft and the magnetic anomalies.

Another type of ELF whistler waves were found by Kaguya. The frequency range was broad (1-16 Hz) like the non-monochromatic whistlers generated by field-aligned electrons, while their detection was less sensitive to the magnetic connection as well as the waves generated by reflected protons. They were preferentially observed above the polar region of the moon. The detection site was off the magnetic anomaly. They were found when the incident solar wind density was high.

The generation mechanism of such diffuse whistler mode waves is not yet understood. Dense solar wind flux incident to lunar surface unshielded by the crustal magnetic field is likely to cause scattering of solar wind protons in the form of ions or neutral atoms to be re-ionized. Scattered protons with less collimated velocities might account for the broad frequency range and the occurrence property less sensitive to the magnetic connection to the lunar surface.

References
[1] Harada, Y., and J. S. Halekas, Chapter 18: Upstream waves and particles at the Moon, in "Low-Frequency Waves in Space Plasmas", 2016, pp. 307-322, American Geophysical Union, doi: 10.1002/9781119055006.
[2] Saito, Y., et al., et al., In-flight performance and initial results of Plasma energy Angle and Composition Experiment (PACE) on SELENE (Kaguya), Space Sci. Rev., 154, 2010, pp. 265-303, doi:10.1007/s11214-010-9647-x..
[3] Nakagawa, T., et al., Large-amplitude monochromatic ULF waves detected by Kaguya at the moon, J. Geophys. Res., 117, 2012, A04101, doi:10.1029/2011JA017249.
[4] Halekas, J. S., et al., Whistler waves observed near lunar crustal magnetic sources, Geophys. Res. Lett., 33, 2006, L22104, doi:10.1029/2006GL027684.
[5] Tsugawa, Y., et al., Statistical analysis of monochromatic whistler waves near the Moon detected by Kaguya, Ann. Geophys., 29, 2011, pp. 889?893, doi:10.5194/angeo-29-889-2011
[6] Nakagawa, T., et al., Non-monochromatic whistler waves detected by Kaguya on the dayside surface of the moon, Earth Planet. Space, 63, 2011, pp.37-46.

太陽風中の月の夜側のウェイク内は、太陽風粒子が直接入り込まないため昼側に比べ磁気擾乱は弱い。しかし弱いながら0.01Hzから0.3Hzの周波数帯にわたる磁場変動がかぐや衛星のMAP-LMAGによりウェイク内で観測されている。この磁場変動は線形偏波に近い楕円偏波であるが、その回転方向は、流れの中の障害物の下流にできる渦と同じ方向となっており、By卓越の背景磁場中では南北半球の偏波非対称、Bz卓越の背景磁場中では東西半球の偏波非対称として観測されている。波数ベクトルの方向は磁場に平行に近い斜め伝搬のことが多く、磁場強度も変動することから圧縮性の磁気音波と考えられる。周波数は、約0.1Hzのプロトンサイクロトロン周波数より高い0.3Hzまで伸びており、この周波数帯でも右回り、左回りの両方が観測されている。高い周波数では円偏波に近くなっていた。

この波はウェイク境界で強く、ウェイク中心に向かって徐々に弱くなってゆくことから、ウェイク境界または太陽風中で生じた波と考えられる。ウェイク境界には激しい密度勾配があるため、発見当初はK-H不安定のような表面波の可能性も想定されたが、必ずしも速度シアーを伴わないこと、また波数ベクトルの方向が境界面に沿っていないこと、ウェイクの最も深い真夜中でも観測され続けていることから表面波の可能性は低い。ウェイク境界における圧力勾配によって磁場擾乱が引き起こされ磁気音波が生じて斜め伝搬してウェイク中に入ったか、あるいは、磁気流体波として生じたものがウェイク境界のAlfven速度勾配のためにモード変換された可能性が考えられる。プロトンサイクロトロン周波数より高い周波数で左回りのきれいな円偏波が観測された理由は未解明である。

Elliptically polarized magnetic field variation in the frequency range of 0.01-0.3 Hz was detected by Kaguya MAP-LMAG in the lunar wake. The polarization was highly elliptic and the direction of rotation was consistent with the vortex behind an obstacle in a fast flow, but no clear vortex motion was found in ion velocity observed by MAP-PACE onboard Kaguya. The magnetic variation was compressional, and the wave number vector was nearly parallel or oblique to the background magnetic field. The waves persisted in the deepest wake, suggesting that they were not surface waves. High frequency components above the local ion cyclotron frequency exhibited circular polarization of right-handed or left-handed rotation with respect to the background magnetic field.