1989年に打ち上げられたあけぼの衛星では高度約1万kmまでの観測により多くの科学的知見が得られた。本発表では電離圏・プラズマ圏の熱的プラズマの観測データにより新たに明らかになった問題を取り上げ、どのような観点から解明が必要なのかについて議論したい。特に議論したいトピックは以下の３つである

• プラズマ圏の温度構造（日変化、熱伝導度）

• プラズマ圏の加熱（光電子、放射線帯粒子）

• O+ Polar Wind

紫外線観測は、惑星上層大気や外圏大気、プラズマ環境などの遠隔監視を可能とする手段として有用である。次世代計画である惑星科学、生命圏科学、および天文学に向けた紫外線宇宙望遠鏡計画Life-environmentology, Astronomy, and PlanetarY Ultraviolet Telescope Assembly (LAPYUTA)では、生命存在可能性環境の探求と宇宙の構造および物質起源の理解を科学目標としている。LAPYUTAの紫外線観測装置は口径60 cmの主鏡をもつカセグレン式望遠鏡と、 2台の紫外線分光器、及び紫外線スリットイメージャで構成される。

高感度かつ高分解能観測の実現を目指すLAPYUTAにおいて特にキーとなる開発課題が検出器である。検出器は光電面、マイクロチャンネルプレート（MCP）、蛍光面、ファイバーオプティクスプレート、及びCMOSセンサから構成される。要求される仕様を満たすためには、従来の位置分解能（15 µm）を保ちつつ120 mm × 30 mmの大型かつ高感度の検出器が必要となる。高感度化の手段として、入射側をテーパー形状にすることで開口率を向上させ、従来より約2倍高効率で光電子を検出できるテーパー型MCPの要素開発が進められてきた。一方大型化には、強度低下や湾曲などの機械的な課題や、有効面内における量子効率・ゲインの非一様性など性能の課題が懸念される。

そこで本研究では、現行の製造装置で製作することのできる最大サイズである80 mm角のテーパー型MCPを試作し、機能の検証と性能の評価を行うことを目的とする。試作機に紫外線を照射し、MCPへの印加電圧や、光の入射位置、波長を変えて、MCPで増幅された出力光の二次元像を測定し、位置分解能及びゲイン・検出効率の変化をそれぞれ評価した。

MCPの増倍率は有効面内における非一様性が大きく、中心部と周辺部で2.5倍も異なることがわかった。また、検出効率も波長によらず非一様性がみられ、位置ごとに±6～8%程度のばらつきがあった。位置分解能評価の指標となる出力点像サイズは、MCP-蛍光面間電圧への依存性が確認できたものの、最大電圧においても半値全幅 300 µm 程度と目標位置分解能15 µmに比べて大きく広がっていることがわかった。

この結果から、MCPとしての典型的な機能、性能を満たしてはいるが、増倍率及び検出効率の面内非一様性が大きく、LAPYUTA搭載に向けて改善が必要といえる。

面内非一様性が大きい理由として、製造時の化学的工程の不均一、MCP形状の湾曲などが考えられ、今後は原因の特定及び性能の改善に取り組む。本結果を反映してLAPYUTAに向け120 mm角のテーパー型MCP の試作、評価を進める。

We have found that energetic electron bursts up to MeV occur at the plasma sheet boundary at substorm onsets. The purpose of this study is to determine the origin of energetic electron bursts at higher latitudes and to assess the contribution of magnetotail reconnection and its associated acceleration processes to their generation. The pitch angle distribution of 100-200 keV electrons typically shows an enhancement in parallel flux, which is consistent with common observations in the plasma sheet boundary layer. The higher-energy portion of energetic electron bursts exhibits a perpendicular flux enhancement, resembling typical dispersionless injection events. However, if the observed electron bursts are due to the substorm injection, the observation cannot be explained by the standard understanding of the injection because (1) the injection occurs associated with local magnetic field dipolarizations in downstream of the magnetotail reconnection jets (in deep inside of the plasma sheet) and (2) energetic electrons observed at the plasma sheet boundary are thought to be directly accelerated from magnetotail reconnection sites. The magnetic field line model suggests that the observed points were located in a transition region between dipole-like and tail-like fields. This suggests that higher-energy electron bursts may result from electron acceleration in the downstream region of the magnetotail reconnection site. We will present the statistical characteristics of these electron-burst events in the near-Earth plasma sheet boundary layer and discuss the origin of MeV electrons. The discussion is important for addressing the relationship between magnetotail reconnection and injections, and the results may contribute to a better understanding of electron acceleration processes and energy input to the inner magnetosphere.

BepiColombo Mio will arrive at Mercury in November 2026, after nearly 8 years’ journey. To date, BepiColombo has completed six Mercury flybys. The first, second, third, fourth and sixth Mercury flybys were on 1 October 2021, 23 June 2022, 19 June 2023, 4 September 2024, and 8 January 2025, respectively. The Mercury Plasma/Particle Experiment (MPPE) is a comprehensive instrument package on BepiColombo/Mio for plasma, high-energy particle and energetic neutral atom measurements. Although the MOSIF (MMO Sunshield and Interface Structure) blocks most of the MPPE sensor's field of view until arrival at Mercury, MPPE sensors were turned on to observe Mercury's magnetosphere during the Mercury flybys. The topic of today’s seminar is the summary of MPPE observations during Mercury flybys.

高周波電磁イオンサイクロトロン波（High-Frequency Electromagnetic Ion Cyclotron waves; HFEMIC）は、プロトンのジャイロ周波数直下において狭帯域 （0.7fcp≲ f < fcp）で発生す る EMIC 波の一種であり、従来の EMIC 波とは異なる特徴を示す比較的稀な波動現象で ある。先行研究（Teng et al., 2019; Asamura et al., 2021; Min & Ma, 2024）により、HFEMIC 波は温度異方性（T⊥ > T∥）をもつ低エネルギー（≲100 eV）プロトンによって駆動される 可能性が示唆されている。一方で、RBSP 衛星データを用いた統計研究(Teng et al. 2019)で は、粒子分布に基づく励起過程の詳細な検討は十分になされておらず、また線形理論を HFEMIC 波に適用すると、観測やシミュレーション（Min, 2025）で報告されているよりも はるかに高い温度異方性が必要とされるなど、その励起メカニズムには未解明な点が残され ている。 本研究では、あらせ衛星による 2018 年から 2022 年までの磁場および粒子観測データを 用いて HFEMIC 波イベントを新たに抽出し、統計的解析を行った。MGF 観測器による 64 Hz 磁場データを用いたスペクトル解析および磁場に対する伝搬角解析に基づき、最終 的に 40 例のHFEMIC 波イベントを同定した。 統計解析の結果、HFEMIC 波は主として L ≃ 4–6、磁気赤道近傍に分布する一方で、従来 研究では明確に報告されていなかった夕方から夜側領域においても一定数のイベントが存 在することが明らかとなった。また、粒子分布解析から、低エネルギープロトンの温度異方 性が顕著な事例が多く、リング分布や磁気音波（magnetosonic waves; MSW）との同時観測 が確認されたイベントも含まれることが分かった。 さらに本研究では、HFEMIC 波イベントを、(Asamura et al. 2021) によって提唱されたク ロスエネルギー結合過程に対応する事例、モード変換によって励起された可能性が高い事 例、高調波構造をもつ EMIC 波に関連する事例といった複数の分類に基づいて整理し、そ れぞれの特徴を先行研究と比較しながら詳細に議論した。本研究の結果は、HFEMIC 波の 励起が単一のメカニズムに限定されない可能性を示すとともに、低エネルギー粒子を含む 複雑なエネルギー結合過程が重要な役割を果たしていることを示唆する。

太陽の表面温度は約6,000Kですが、その外層である彩層は約10,000K、さらに外側に広がるコロナは100万Kを超える高温に達します。この強力なプラズマ加熱には磁場が重要な役割を果たすと考えられていますが、そのメカニズムには未解明の部分が多く残されています。一方、こうした高温大気は太陽型星に共通して観測されます。本研究では、太陽表面で測定された磁束量と、彩層・コロナから放射される輝線強度の関係を調べ、両者がべき乗則で結ばれることを示しました。さらに、年齢や活動度の異なる太陽型星についても同様の解析を行い、それらが太陽で得られたべき乗則の延長線上に位置することを発見しました。この結果は、太陽および太陽型星の大気加熱メカニズムが、星の進化段階や活動度に依存せず、彩層からコロナに至るまで共通していることを強く示唆しています。

The temperature of the solar surface is about 6,000 K, while its outer chromosphere reaches 10,000 K and the corona exceeds 1 MK. Magnetic fields are believed to play a crucial role in driving this strong plasma heating. However, many aspects of the underlying mechanisms remain unresolved. Such high-temperature atmospheres are commonly observed in Sun-like stars. In this study, we examine the relationship between the magnetic flux measured at the solar surface and the line intensities originating from the chromosphere and corona, finding that they follow power-law scaling relations. Furthermore, similar analyses for the Sun-like stars of various ages and activity levels reveal that their magnetic fluxes and irradiances align with the extensions of the solar power-law relations. These results strongly suggest that the atmospheric heating mechanisms of the Sun and Sun-like stars are common from the chromosphere to the corona, regardless of stellar age or activity level.

Magnetospheric electron precipitation into the Earth’s upper atmosphere causes phenomena such as auroras and ozone layer depletion. Although electrons are usually trapped within the magnetosphere through mirror motion, they precipitate once their pitch angles become smaller than the loss cone angle. There exist various mechanisms scattering electrons into the loss cone in the inner magnetosphere, such as cyclotron resonance with plasma waves and field line curvature scattering (FLCS) (Thorne et al., 2010; Wilkins et al., 2023). While several mechanisms have been proposed to account for loss cone electron input, a quantitative evaluation of the contribution of each mechanism has not yet been conducted. One reason for this is that in situ observations of loss cone electrons in the magnetosphere have just recently been enabled by the Arase satellite. The electron analyzers onboard Arase are capable of electron measurements with high angular resolution enough to resolve small loss cone angles (<5°) around the magnetic equator. Over the eight years since the start of Arase operations, a sufficient amount of data has been accumulated, enabling quantitative discussion.
However, previous research on loss cone electrons have been biased. In particular, for electron scattering via wave–particle interactions, the presence of loss cone electrons is examined only when plasma waves are already observed. In this study, as a first step toward a comprehensive understanding of loss cone electron input, we analyzed events in which loss cone electrons with energies of 7–88 keV were present at high latitudes (10°<|MLAT|<40°) from March 2017 to March 2022 observed by the Arase satellite. This study aims to quantitatively evaluate the mechanisms responsible for electron scattering in the high-latitude magnetosphere. In this presentation, we present the results of the classification and the variety of loss cone electron input events.