Solar flares are impulsive brightenings that occur in the solar atmosphere. Various active phenomena associated with solar flares, such as flare ribbons, postflare loops, and filament/prominence eruptions, can be directly observed in imaging data. On stars other than the Sun, impulsive brightenings known as stellar flares are also observed.

Recent spectroscopic observations suggest that stellar flares are not simply characterized by an increase in stellar brightness, but involve a variety of active phenomena. However, unlike the Sun, it is difficult to identify what kinds of phenomena occur on the surfaces of distant stars because their surfaces cannot be spatially resolved. To overcome this difficulty, I investigate what information can be extracted from spatially integrated data obtained in stellar observations by analyzing detailed solar observations from a Sun-as-a-star (spatially integrated) perspective. In particular, I focus on Hα observations, which can capture various flare-associated phenomena and are available for both solar and stellar studies. In this talk, I will introduce recent progress in Sun-as-a-star studies of filament/prominence eruptions and postflare loops.

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For understanding coronal heating, it is important to clarify how heat and plasma flows are transported within coronal loops. However, actual observations provide only two-dimensional information obtained by integrating three-dimensional structures along the line of sight, making it difficult to determine what kinds of structures and motions are reflected in the observed spectra. In particular, Doppler velocity and non-thermal velocity derived from EUV spectroscopy are widely used to discuss coronal dynamics, but it has not yet been quantitatively clarified what kinds of structures contribute to these observables. To address this unresolved issue, we use a three-dimensional radiative MHD simulation to investigate how the underlying loop structures and dynamics quantitatively contribute to EUV observables. As a first step toward understanding how loop dynamics contribute to EUV spectra, it is necessary to define what should be identified as a loop in the simulation. In this presentation, I will introduce our current method for defining loops and show initial results on how well the defined loops account for bright coronal structures. I will also discuss how this approach can provide a basis for interpreting EUV spectra in terms of coronal loop dynamics.

Since the Apollo missions, the Moon had long been considered a dry body. However, recent observations by various missions (M3, SOFIA, LRO, LADEE, and LCROSS) have revealed an active water (OH/H2O) cycle on the Moon.
Sources of lunar water include micrometeorites and comets. Furthermore, recent D/H ratio analyses highlight ongoing chemical synthesis driven by interactions between solar wind protons and surface oxygen. Driven by thermal gradients, highly volatile water molecules desorb, travel via ballistic flights, and are ultimately trapped in permanently shadowed regions (PSR) at the poles.
To investigate the origin and transport process of lunar water, we analyze mass spectra obtained by the plasma particle analyzer (the electrostatic analyzer and time-of-flight mass spectrometer) aboard the Kaguya spacecraft. We apply the Markov chain Monte Carlo (MCMC) method to analyze low-count data, which is difficult to analyze using conventional fitting methods that assume sufficient statistics.

The solar transition region is a thin region between the chromosphere and the corona, where temperatures rise sharply. The formation temperature of the 500–1600 Å ultraviolet (UV) spectra emitted by this region is estimated to be 20–800 kK, assuming an optically thin ionization equilibrium. Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS), launched in 2013, enabled detailed diagnostics of the UV spectra originating from this region. IRIS observations of solar active regions have revealed the existence of small, sudden brightening events (UV Bursts) similar to Ellerman Bombs observed in the Hα wing of the photosphere. However, Ellerman Bombs and UV Bursts are considered physical phenomena with different formation altitudes and temperature conditions. It has been suggested that the magnetic reconnection mechanism that causes UV Bursts may not be uniform. Therefore, it is necessary to classify events commonly referred to as UV Bursts into different physical classes based on their spectral shapes and to statistically clarify the magnetic and plasma conditions associated with each. In this study, we focused on solar active region 11850 on September 24, 2013, where the presence of UV Bursts was reported by Peter et al. (2014), and attempted to detect UV Bursts from IRIS spectroscopic observation data using Variational AutoEncoder (VAE), a machine learning model.

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.

Revealing what kind of plasma phenomena or structures are observed from in-situ measurements has been difficult, especially for regions where the magnetic field is turbulent or highly inhomogeneous. We have been developing data analysis methods for visualizing multi-dimensional space plasma and magnetic field structures from spacecraft data by use of some governing equations, including Grad-Shafranov and MHD equations. We first present a brief history of this reconstruction attempt over three decades in which the governing equations were explicitly solved by setting spatial initial conditions using in-situ measurements. We then introduce a new approach for the reconstruction using physics-informed neural networks (PINNs) that combine physics laws and deep learning, a framework that works for noisy data, contrary to traditional methods. We test this PINN-based reconstruction method on synthetic data and on real events in Earth’s magnetosphere, in which magnetic reconnection was observed. Future prospects are also discussed of this PINN-based approach for understanding and predicting complex space environments using spacecraft and simulation data.

太陽風は、地球磁気圏との相互作用を通じて宇宙天気現象を引き起こすだけでなく、質量損失を通じて太陽自身の長期的な進化にも寄与している。現在の太陽は、太陽風によって 10^{-14} M_sun/yr 程度の割合で質量を失っていると見積もられているが、その特性は緯度や領域によって大きく異なる。この違いは、太陽風が磁場構造などの影響を受けることに起因すると考えられているものの、その詳細な関係は解明されておらず、理論モデルと観測結果との整合なども不十分である。
本研究では、複数の太陽活動サイクルにわたるUlysses衛星の太陽風のその場観測データを用い、太陽風による質量流束が太陽面構造にどのように依存するかを解析した。質量流束が大きく変動する事例は様々な緯度によって観測され、極大期に特に頻度が増えるが、全体のケース数としては少なく、全球での質量損失率も安定した値を取る傾向にあることが示唆された。また、観測された太陽風の多くはコロナホールを起源としているが、その内部でも領域ごとに質量流束が大きく変動することがあった。これはコロナホール内の微細な磁場構造の影響を反映している可能性がある。さらに、同一の領域から速度や密度の異なる太陽風が放出されている例も確認され、同じ構造を持つ領域でも太陽風が多様な振る舞いを示すことがわかった。

HFEMIC波は、高周波で狭帯域（Δf ≲ 0.1 fcp、f < fcp）で発生する電磁イオンサイクロトロン（EMIC）波の一種である。先行の事例研究および統計研究（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高いことが示唆されている。Teng et al. (2019) では RBSP データを用いた HFEMIC 波の統計解析が行われたものの、粒子の温度異方性に基づく励起過程の詳細な議論は行われておらず、そのメカニズムには未解明な点が残されていた。また、EMIC 波の準線形理論を HFEMIC 波に適用すると、励起には高い温度異方性が必要と予測される一方で、実際にはシミュレーション（Min, 2025）や衛星観測ではより低い温度異方性でも励起されていることが報告されており、励起機構の理解には依然として課題が残る。
本研究では、Arase 衛星データを用いて HFEMIC 波イベントを新たに抽出し、改めて統計的解析を行うとともに、その励起プロセスについて詳細な検討を行った。本発表では、従来研究では明確に確認されていなかった夕方～夜側領域において HFEMIC 波の存在が明らかとなった点と、その解釈について議論する。さらに励起プロセスに関して、Asamura et al. (2021) で提唱された励起モデル、モード変換、高調波 EMIC による励起といった複数の分類に基づいてイベントを整理し、その特性を先行研究と比較しながら詳細に議論する。

惑星や小天体の大気組成を知ることは、その天体の環境や進化・形成過程を理解するうえで重要である。例えば、地球の電離圏からは窒素や酸素が流出していることが知られているが，組成比やその太陽活動度依存性を調べることは地球，ひいては他の惑星の大気進化を理解する手掛かりになる．しかしながら、従来用いられてきた古典的なTime-of-flight (TOF)型の質量分析器では、質量分解能が10以下でありNとOの分離が困難であった。装置形状を大きくしてTOFを長くとりNとOを分解できる高分解能を持たせた観測器もあるが，リソースの問題があった．そこで本研究では、CubeSatクラスの探査機に搭載できるサイズを維持しつつ，NとOを分離可能な小型イオン質量分析器を設計している。
NとOを分離するために、本研究ではOの負イオンに着目した。入射イオンが質量分析器入り口の炭素薄膜を通過する際に、ほとんどのO+は電荷交換により中性粒子または負イオンになることが知られている。一方、Nは電荷交換で生成される負イオンの比率がOに比べて非常に小さい。したがって、負イオンと中性粒子を分離して計測できれば，TOFで分離せずともNとOの比が求められると考えた。
このアイディアに基づき、数値計算で具体的な装置形状を検討した。この際、動径方向に電位勾配ができるようにしたことで、高さ30㎜のTOFユニットでOとO-の検出位置を分離させることができた。電位は、それぞれ入り口が-4.9kV、検出部が-3.0kVなどとしている。静電分析器及びMCPに用いる高電圧も負極性であるため、この装置では用いる高圧素子が1種類で済むという利点がある。

月の水がいつ、どのようにして月面に供給・生成されたかを理解することは、月の形成と進化の歴史を解明する上で重要な情報となる。先行する複数のミッションにより、月面に水が存在することが示唆されている。Chandrayaan-1搭載のM3による赤外分光観測によって、極域の永久影での水氷の存在が示唆されている他、成層圏赤外線天文台SOFIAによる観測では水分子特有の6.1μm輝線スペクトルが月の高緯度の表層で検出されている。これらの観測によって月の永久影における水の存在可能性が高まっている。月の水の起源の一つとして、太陽風中のプロトンと表層鉱物中の酸素原子の化学反応が考えられている。プロトン照射を受けた表層鉱物がOH基を形成し、さらにプロトンが照射されることによりH2Oが生成される。本研究では、月周回衛星「かぐや」に搭載されたプラズマ粒子観測装置MAP-PACEの観測データを用いて、月面上空におけるH2Oイオンの検出量を直接比較し、それらをバックトレースすることにより生成位置を特定することを試みる。これにより、月表層での水生成における場所依存性について考察する。本発表では現段階での進捗を発表する。

Hydrogen Imager: HIは、遠紫外線（波長121.6nmのLyman-alpha）撮像望遠鏡であり、初めて長周期彗星のその場観測に挑む「Comet Interceptor」ミッションに搭載される。

このスペクトル領域では、共鳴散乱によりLy-αを放つ水素原子を観測できる。水素の空間分布を撮像することで、HIは対象彗星の特徴（例：水生成率）を明らかにすると期待されている（c.f., Combi et al., 2019）。対象彗星を理解する上で特徴そのものが重要であるのはもちろん、データ解釈に影響を与える物理現象も同様に重要である。私が特に注目している現象は「多重散乱」である。この現象は輝度と柱密度の比例関係を変えてしまう（Suzuki et al., 2025）が、その影響は現在も研究中である。HIの観測データが将来的にこの問題への知見を与えることも期待している。一方、HIは現在プロト・フライト・モデル（PFM）の段階にあり、観測後のデータ解析のためには、打ち上げ前の機器性能評価が極めて重要である。

本研究では、HIの光学性能を実験的に測定し、観測の実現可能性を評価した。HIの設計時には、仕様決定のために過去の観測が考慮されたが、多重散乱効果などの観測的背景は限定的である。そこで、実現可能性評価をより有意義にするため、ハッブル宇宙望遠鏡のSTISで観測されたC/2001 Q4 (NEAT彗星)の過去観測データを解析した。多重散乱の影響を評価可能な「高空間分解能」かつ「高スペクトル分解能」のデータは他の装置では取得できないという点で、本データは貴重である。本発表では酸素発光線(130.4 nm)の情報も提示し、Comet InterceptorにおけるHIの状況と比較する。

結果として、HSTデータから多重散乱の効果が示唆され、その解析結果と実験結果からHIの光学性能が科学的目標を達成可能であることを明らかにした。

Hydrogen Imager: HI is a far-ultraviolet (Lyman-alpha; 121.6 nm) imaging telescope installed on the "Comet Interceptor" mission which will make the first in-situ observation of a long period comet.
In that spectral range, we can observe Hydrogen atoms which emit Ly-α by resonance scattering. Through imaging the spatial distribution of H, HI is expected to reveal the target's characteristics such as water production rate. (c.f., Combi et al., 2019) Characteristics themselves are also important to understand the target comet, and physics affecting interpretation of data is also important as well. What I am especially focused on is "multiple scattering". This phenomenon changes the proportional relation between brightness and column density (Suzuki et al., 2025), but its effect is still being studied. I also expect that data from HI can give insight to this problem. On the other hand, HI is now on a step of a Proto Flight Model: PFM, and, to analyze data after observations, it is very important to evaluate the performance of instruments before launch.
In this study, I experimentally measured the optical performance of HI and evaluated its feasibility. When HI was designed, past observations were considered to decide the specifications, but observational background such as multiple scattering effects was limited. To make the feasibility evaluation more meaningful, I analyzed the past observational data; C/2001 Q4 (NEAT) comet observed by Hubble space telescope/ STIS. This data is valuable because no other instruments can achieve such high spatial and spectral resolutions that give insight to multiple scattering. In this presentation, I also give information on Oxygen emission lines and compare them with the situation in the Comet Interceptor mission. As a result, it is revealed that an implication of multiple scattering effects can be seen in the HST data and that the optical performance of HI can achieve its scientific goals.

太陽フレアは、太陽活動の中で最大規模のエネルギー解放現象であり、地球周辺の宇宙環境に大きな影響を及ぼす。
太陽フレアにともなって、しばしば大量のコロナプラズマが惑星間空間に放出されることが知られている。
この現象はコロナ質量放出(CME)と呼ばれる。特に、高速のCMEはその伝播速度と背景太陽風の速度との差が音速を超え、前面に衝撃波が形成されることが知られている。
CMEに伴う衝撃波は、惑星間空間における粒子加速の主要なメカニズムであるとされ、宇宙天気現象の根源的な要因として注目されている。
しかし、CMEに伴い形成される衝撃波の物理的特徴、特に発生する衝撃波強度の強弱や衝撃波の伝播が、ダイポール成分や太陽風といった太陽の大局的磁場構造や周囲のプラズマ環境に伴いどのように変化するのかについては、詳細な理解が十分には進んでいない。

そこで本研究では、太陽の大域的磁場強度（ダイポール成分）が変わるにつれてCME伝播の様子がどのように変化するかをMHDシミュレーション(Shiota et al. 2010)を用いて調査した。加えて、それぞれの場合について先行研究(Manchester et al.(2004))を参考に背景太陽風を構成し、背景太陽風のある場合とない場合も比較した。
具体的には太陽の大局的磁場構造がどのような場合CMEに伴うMHD衝撃波が形成されるか、さらにはその衝撃波の性質を決めるパラメータ(マッハ数、衝撃波角、プラズマベータ)がどのように変化するかを確かめた。

無衝突プラズマにおいて、衝撃波によって散逸するエネルギーが、イオンと電子、およびそれらの熱的成分・非熱的成分（の粒子）にどのように分配されるかという問題は、流体理論では予測できず、根本的な未解決問題となっています。地球のバウショックで観測される電子の分布関数は、多くの場合、熱的なコア（中心部）と非熱的なべき乗則のテイル（裾野）を示しますが、これは宇宙物理学的な衝撃波で普遍的に見られる特徴です。本研究では、MMS（Magnetospheric Multiscale）衛星のデータを用いて、このエネルギー分配について調査します。我々は、一般化されたオームの法則からデホフマン・テラー（HT）座標系における静電衝撃波ポテンシャルを計算し、電子へのエネルギー伝達を定量化します。さらに、熱的成分と非熱的成分を繋ぐ電子分布関数の「ショルダー」（肩）構造を解析し、この構造と衝撃波ポテンシャルとの関係を議論することで、粒子のエネルギー獲得（加速）メカニズムの理解を目指します。

地球の固有磁場は長期的に向きと強度を変化させており、過去150年間でその強度は約9％減少している。この磁場減少が地球近傍の宇宙環境に与える影響は多く研究されてきたが、磁気嵐の発達への影響は十分に理解されていない。本研究では、磁気圏電離圏結合モデル（GEMSIS-RC＋GEMSIS-POT）を用いて、磁気嵐・リングカレントおよびULF波動の発達を調査した。(1) 現在の地球、(2) 2/3の固有磁場強度で、電離圏電気伝導度を対応させて変化させるケース、(3) 2/3の固有磁場強度で、電離圏電導度を現在の地球と揃えるケースの3ケースでシミュレーションを行った。Dessler-Parker-Sckopke関係式に基づいたSYM-H指数を用いて磁気嵐の発達を評価した結果、磁気嵐の激しさはCase 3 > Case 2 > Case 1の順となり、弱磁場下では磁気嵐が速く激しく発達することが分かった。リングカレントのエネルギーの総量は、対流電場の強さ(電離圏電気伝導度)に強く依存しており、Case2では電離圏電気伝導度が高く、対流電場が弱いので、リングカレントのエネルギーは他のケースと比べ小さくなったが、固有磁場が弱いのでSYM-H指数は小さくなったことが考察される。さらに、すべてのケースでリングカレントの発達に伴うULF波動（昼側Pc5、朝側Pc4）が励起され、領域ごとに異なる依存性が示された。

太陽風は宇宙天気およびその予報における主要な要素の一つである。数値的予報モデルでは、計算コストを軽減するために経験則を用いて太陽風パラメータを与えることが広く行われている。その中でも太陽風速度は特に重要なパラメータであり、Wang–Sheeleyモデル（Wang & Sheeley 1990; Arge & Pizzo 2000）は広く知られた古典的な経験則である。この経験則では、コロナ底部からsource surface（r = 2.5 R⊙）までの磁力線束管の断面積の拡大率を表すasymptotic expansion factorを特徴量として用いている。このモデルは磁束管が単調に膨張するコロナホールに対しては有効であるが、スードストリーマーと呼ばれるexpansion factorが途中でピークを持つ領域では太陽風速度を過大評価する傾向が指摘されている（Wang et al. 2012; Riley et al. 2012, 2015）。また他の観測研究では、expansion factorの大きさよりも膨張する高さ（expansion height）が重要であることが示唆されている（Dakeyo et al. 2024）。これらの知見は、source surfaceよりも低高度における磁束管形状が太陽風速度の決定に重要な役割を果たすことを示している。

本研究では、コロナ基底からsource surfaceに至るまでの磁束管形状が太陽風に与える影響を、物理的モデルの観点から包括的に評価した。その結果、低高度領域における磁束管形状の変化によって、太陽風速度は数百 km s⁻¹ 程度変化した。また実際の宇宙天気予報に利用可能な観測パラメータについても検討したところ、低高度での膨張に関する情報を反映する特徴量が強い相関を示した。これは密度やエネルギー変換過程の差異によるものと考えられる。

太陽フレアに伴うコロナ質量放出(CME)は太陽地球環境に多大な影響を与え、磁気嵐等を引き起こし、人間社会にもさまざまな影響を与える。CMEによって放出される質量は、フレア・CMEの本体だけでなく周辺のコロナ領域からも供給される可能性が議論されている。それら周辺のコロナ領域は観測的には減光領域(dimming region)と知られており、EUV波長域で上昇流が数時間にわたって観測されたことから、減光領域放出流(dimming flow)として継続的に質量を供給し続けていると考えられている。Jin et al. (2009)では、Hinode/EISでの2006年12月14日X1.5フレアの観測結果を用いてdimming flowによる質量供給量を推定しており、LASCOによるCME本体の質量推定値の約10倍であることからCMEによる放出質量を過小評価している可能性が示された。

CMEによる放出質量が従来より1桁上回り得るのか定量的に評価すべく、本研究ではCMEにおけるdimming flowの質量寄与について推定した。SDO/AIAによる極端紫外線観測データを用いて、K.Dissauer et al. (2018)で用いられた手法をもとにdimming regionを検知した。加えて観測データから密度を推定し、速度を仮定することでdimming flowによる継続的な質量供給量を算出した。結果として、dimming flow の寄与を考慮するとCME放出質量の推定値は約2倍程度になる可能性が示された。スペクトル解析によりdimming flowの速度を再検証し、物理的な描像を議論する。

惑星大気の進化プロセスを解明するためには、大気散逸を理解する必要がある。特に、グローバルな固有磁場を持たない火星では、太陽風と上層大気との相互作用が大気中のイオンの散逸に与える影響が注目される。先行研究では、宇宙天気イベントが火星誘導磁気圏の擾乱を引き起こす可能性が示唆されている一方で、宇宙天気イベントに伴うイオン散逸が火星の大気進化に与える影響については統一的な見解が得られていない。そこで、本研究では、宇宙天気イベントが火星イオン散逸に与える影響を明らかにすることを目的として、火星周回衛星 MAVEN の観測データの統計解析を行った。代表的な宇宙天気イベントである、高速太陽風が低速太陽風を追い越す際に発生する相互作用領域(CIR)に着目し、2015 年から 2023年までの MAVEN の観測データを用いて、131 件のCIR を同定した。本発表では、平均的な太陽風条件下とCIR到来時におけるO2+およびO＋イオンの密度・速度・フラックスの空間分布を比較し、その変化について考察する。

国際宇宙ステーション（ISS）搭載のCALorimetric Electron Telescope（CALET）およびMonitor of All-sky X-ray Image（MAXI）によって観測されたMeVを超える電子エネルギー範囲の相対論的電子降下（REP）イベントと、同時にカナダ・アサバスカの二地点に設置された全天カメラによるオーロラ観測結果を報告する。2025年5月3日のイベントではISSの磁気的なフットプリント付近に斑状の拡散オーロラが伴っていたことを発見した。二つの独立した立体視法を用いて、オーロラ発光高度を約90kmと推定した。これは典型的には数10keVの電子降下が原因である。このような数10keVからMeVまでの広帯域電子降下は、コーラス駆動型REP事象の仮説と一致する。宇宙と地上の同時観測の組み合わせは、REP事象に関連する波動粒子相互作用の空間的背景の理解を深めることに寄与する。

衛星帯電は人工衛星の故障を引き起こす要因の一つであり、衛星を安全に運用するためには、その発生条件を明らかにすることが重要である。衛星帯電は、衛星に流入・流出する荷電粒子のバランスによって決まる。これまでの研究により、衛星周囲の電子温度やフラックスとの関連が示唆されている。また、日陰時には太陽光による光電子放出がなくなるため、衛星は負に帯電しやすいことが知られている。本研究では、日陰時における衛星帯電の発生条件を検討するため、正味のフラックスを計算した。その結果、二次電子放出係数が1を上回る低エネルギー帯（2～3 keV以下）の電子フラックスと、1を下回る高エネルギー電子フラックスとの釣り合いが正味のフラックスに大きく寄与することが示唆された。さらに、イオンについても解析を進めたところイオンも無視できないイベントが存在し、電子フラックスとの比較において正味の電子フラックスとイオンのそれとが同程度となるケースが確認された。これらの結果から、衛星帯電の発生には電子だけでなくイオンも重要な役割を果たす可能性が示された。

相対論的ジェットではその側面から強い放射が観測されている。しかし、ジェットの運動エネルギーがどのような機構によってシンクロトロン放射に必要な磁場や高エネルギー粒子へと変換されているかは明らかでない。近年提案された Alves 不安定は運動論的なシア不安定であり、Kelvin-Helmholtz 不安定とは異なり相対論的速度シアで大きな成長率を示すことからジェットでのエネルギー変換機構として注目されている。本研究ではプラズマ粒子シミュレーション（PIC）を用いて速度シアの厚みがプラズマ慣性長より十分大きい場合にも Alves 不安定が成長するかを検証した。その結果、シアの厚みによらずシア内部では慣性長スケールの磁場を作る Weibel 不安定が発達し、やがてシアに垂直な shock-like な構造が形成されることがわかった。これにより、運動論スケールの物理過程がジェットの大局構造に影響を及ぼすことが示唆される。

金星や火星のような非磁化惑星では、外気圏に広がる酸素コロナや熱圏の酸素原子がイオン散逸の供給源となる。このメカニズムは現在の金星で支配的な大気散逸プロセスであり、金星型惑星の大気進化を理解するうえで、酸素コロナがイオン散逸にどの程度寄与するかを明らかにすることが重要である。

近年、M型星のハビタブルゾーン内にある系外惑星が多数発見されている。M型星は太陽型星に比べ恒星活動が活発で恒星フレアが頻発するため、極端紫外線（XUV）放射が強く変動することが知られている。本発表では、フレアが熱圏構造や非熱的酸素分布、さらにイオン散逸に及ぼす影響について紹介する

本発表では，将来の惑星探査に向けてUniversity of MarylandおよびNASA GSFCで開発されている，CORALSと呼ばれる装置の性能評価試験について紹介する．
CORALSはレーザー脱離イオン化法を採用した質量分析器（LDMS）であり，LDMSはMOMAやDraMSに代表されるように，次世代の惑星探査用装置のトレンドの一つである．装置は基本的に，固体サンプルにレーザーのパルスを照射することで発生したイオンを加速し，質量分析器に通じて分析する，というシンプルな構成になっている．LDMSは試料の前処理が不要である簡便さや，有機物・無機物ともに分析できる汎用性など，惑星探査にとって適した要素をいくつか持っている．
CORALSを際立たせるのは，固体試料表面のイメージングが可能な点と，Orbitrap質量分離部を用いた高分解能質量分析が可能な点である．今回，いくつかの不均質な表面を持つサンプルで性能実証試験を行ったので，その内容と将来惑星探査における応用可能性について紹介する．

電離圏における中性大気は、プラズマの運動に衝突を介して影響する。中でも電離圏の中性大気密度と組成は衝突頻度に関連するため[Kelly, 2009]、プラズマの運動、ひいては電離圏電気伝導度を算出する際に必要となっている。これらの直接観測は、1980年代頃まで飛翔体に中性質量分析器を搭載することにより行われていたが、測定の複雑さや経験モデルの発達もあり、現在ではほとんど行われていない。しかし、近年では地球低軌道の利用が発達してきたことにより、環境測定として観測の重要性が増してきている。また、経験モデルの改良という観点でも新たな観測が望まれている状況である[Emmert+, 2021]。そこで、我々は中性大気密度・組成の新たな観測を促進するため、電離圏観測用中性質量分析器の開発を行った。開発は電離圏観測ロケットS-310-46号機への搭載を念頭に行われた。
本装置は月極域レゴリス中の水を探査するために開発されていた中性質量分析器TRITONを基としており、飛行時間質量分析法を採用している。飛行経路を三回反射させることで、大きさを抑えながら質量分解能を向上させることを可能となっている。S-310観測ロケットへの搭載に向けては新たに質量分析部の小型化、および大気取込口である前室部の設計を実施した。地上試験では質量分解能200を達成しており、電離圏における主要な粒子種を分解するに足る性能を有することが確認された。また、電圧印加タイミングを調整することにより、特定の質量への感度を下げることが可能であることも確認された。
電子回路部との噛み合わせ、較正試験を実施した後、本装置は"Neutral Mass Spectrometer"(以下、NMS)として電離圏観測ロケットS-310-46号機へ搭載され、2025年7月15日に打ち上げられた。当初の予定通り、打ち上げ 108 秒後にイオン源が、157 秒後に各種高圧が起動された。その後、高圧の昇圧が完了した 180 秒後から、放電が生じた228秒後まで、約48秒間測定が実施された。各種高圧のうち、イオンを加速させるパルス高圧のモニター値が設定値に対して約60V高くなっていることが確認されたが、他のモニター値は正常な値を示していた。結果、質量分解能は約120と地上試験時と比較して低下しているものの、イオン源内の中性大気が成分毎に分離されたと思われる質量スペクトルが得られた。また、一部の成分のカウントレートには十数秒程度の周期的な変動が確認されている。今後は、ロケット姿勢データを用いて定量的な評価を行う予定である。

HFEMIC波は、高周波で狭帯域（Δf ≲ 0.1fcp、f < fcp）の電磁イオンサイクロトロン（EMIC）波である。事例研究および統計研究（Teng et al., 2019; Asamura et al., 2021; Min & Ma, 2024）により、HFEMIC波は温度異方性（T⊥ > T∥）のある低エネルギー（≲100 eV）プロトンによって駆動される可能性が高いことが示されている。特に(Asamura et al., 2021)では、あらせ衛星によって取得されたHFEMIC波と低エネルギープロトンフラックス増加の同時観測データを解析し、波動・粒子相互作用解析手法を用いて、HFEMIC波と相互作用するプロトンが実際にエネルギーを失い、そのエネルギーが波の励起に使われていることを明らかにした。低エネルギーの温度異方性（T⊥ > T∥）のあるプロトンは内側磁気圏に広く存在することが報告されており（Wu et al., 2022）、HFEMIC波の自由エネルギー源であると考えられている。しかし、Van Allen Probesの観測データを用いた(Teng et al., 2019)の統計研究では、HFEMIC波の出現がMLTについては主に朝側から昼側に限られており、夜側では報告されていない。
このような背景のもと、本研究では、最終的にはHFEMICの励起プロセスがAsamura et al. (2021) で示されたようなものが一般的であるかどうかを確認するために、あらせ衛星データを用いてHFEMIC波イベントを新たに抽出し、再度統計研究を試みた。抽出には磁場に対する伝搬方向や偏波特性を考慮した。解析の結果、Van Allen Probesでは確認されなかった夜側領域においてもHFEMIC波の存在が明らかとなった。

本発表では、この発見を踏まえ、夜側領域にHFEMIC波の出現に関係する要因として、励起源としての低エネルギープロトンの温度異方性、背景電子密度、fpe/fcp 比、地磁気活動度の影響について議論する。また、あらせ衛星を用いたEMIC波の統計研究（Jun et al., 2023）とも比較を行い、HFEMIC波に関する理解をさらに深める。

カスプ領域は磁気圏への電離圏イオン供給の主要な源の一つである。カスプの電離圏高度で加熱されたイオンは、磁力線に沿って上昇し、磁気圏対流によって夜側へ輸送される。この過程で比較的エネルギーの高いイオンのみがカスプ高高度に到達し、その一部は開いた磁力線に沿って惑星間空間へ流出する。これまで、カスプから磁気圏外へ流出するイオンの流出率などの統計的な性質については多く調べられてきたが、そのようなイオンが磁気圏境界を通過する際のダイナミクスは十分に理解されていない。

本発表では、Cluster 衛星により観測された高緯度磁気圏境界付近でのO+イオンの加速イベントを報告する。本イベントでは、電離圏から上昇してきた約1 keVのO+イオンが、磁気圏境界通過時に20 keVを超えるエネルギーへと急激に加速されている様子が確認された。O+イオンのエネルギーと速度分布の解析から、この加速はローブリコネクションのアウトフロージェットとマグネトシースのプラズマ流によるピックアップの結果生じていることが明らかになった。これらの結果は、高緯度磁気圏境界における電離圏起源のO+イオンの非断熱的な加速機構の存在を示す新たな知見である。

The cause of excess spectral line broadening is not definitively known, but given its rise before and during flaring, the causal processes hold clues to understanding the triggers for the onset of reconnection and the release of free magnetic energy from the coronal magnetic field. We analyse data from Hinode/EIS and perform nonlinear force-free field extrapolations on HMI magnetograms to show an inverse relationship between non-thermal velocity and free magnetic energy on short timescales during two X-class solar flares. I will additionally discuss how SOLAR-C EUVST will enable us to further understand this connection.

これまで地球・惑星の超高層大気～電離圏・プラズマ圏の紫外線撮像観測を試みてきました。
紫外線撮像観測のサイエンス目的の変遷とそれをそれを支えてきた観測技術をまとめてみました。
紫外線観測の現在・過去・未来の継続的に発展してきた観測技術を紹介します。

Alfvénic waves, observed as the transverse motion of spicules (jets extending along magnetic field lines) in the chromosphere, are among the most promising candidates for heating the solar corona and accelerating the solar wind in polar coronal holes.  Here, we conducted a statistical study of Alfvénic waves along spicules in polar coronal holes using Si IV spectra observed by the Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) to determine whether sufficient wave energy can penetrate into the corona, even considering wave reflection at the transition region. We developed a technique for wave detection, wave-mode identification, and energy flux estimation for each detected wave using the line-of-sight (LOS) velocity and intensity. 120 waves were detected, including 65 ascending Alfvénic waves, 43 descending Alfvénic waves, 6 ascending slow-mode waves, and 6 descending slow-mode waves. Taking into account the random orientation of transverse motions relative to the LOS direction, the average energy fluxes of ascending and descending Alfvénic waves were estimated to be 2.1 × 105 erg cm^−2 s^−1 and 1.1 × 105 erg cm^−2 s^−1, respectively. Assuming that a fraction of ascending Alfvénic waves are reflected at the transition region and then observed as descending Alfvénic waves, the energy flux penetrating into the corona is 1.0 × 105 erg cm^−2 s^−1. We also identified multiple velocity components in the observed spectra, suggesting that the energy flux may be underestimated by a factor of 4 to 9. This study presents the first observational estimates of the energy flux of Alfvénic waves that penetrate into the corona. Our results demonstrate that Alfvénic waves carry sufficient energy for the coronal heating and the solar wind acceleration, even considering the wave reflection at the transition region.

太陽大気中では、電離ガスが磁場と相互作用し多様な磁気流体現象が観測される。特に、太陽フレアとそれに伴うコロナ質量放出は惑星間空間の磁気的な環境に大きな影響を与える。これらの磁気流体現象を理解するためには、太陽大気中の3次元磁場構造を把握することが重要である。直接観測から3次元磁場を決定することは困難なため、これまでの研究では、観測可能な太陽表面の磁場を境界条件として、数値的に3次元磁場を外挿する手法が用いられてきた。しかし、これまでの手法は太陽大気中でのローレンツ力の釣り合いのみを仮定した力学平衡解によるモデリングであり、ガス圧の寄与が大きい弱磁場領域や低層大気中の磁場がよく再現されない課題があった。そこで、本研究では、磁気圧だけでなくガス圧の寄与も考慮した、3次元磁気流体平衡場外挿コードを開発した。実際にコロナ質量放出を伴う太陽フレアを発生させた黒点群の観測磁場を境界条件として適用し、3次元磁場を外挿した。外挿された3次元磁場について、これまでの手法と残差力の比較を行った結果、残差力が約4%低減され、より力学平衡に近い解を与えることを確認した。本発表では、得られた3次元磁場構造の比較とガス圧分布についても議論する。

ソーラーオービターのカレントシート通過のイベント（0.3-1 AU）を、太陽風中の重イオンの観測を軸に紹介し、太陽近傍の活動領域との対応について議論します。後半時間があれば、今年９月に打ち上げ予定のIMAPミッションについて科学目標や観測機器などをレビューします。

太陽から惑星間空間に向かって延びる開いた磁場 (オープンフラックス)は惑星間空間磁場(IMF)を形成している。太陽がどのようにIMFを作り出しているのかを理解することは、太陽から地球への影響を及ぼす現象の基盤や背景磁場として重要である。 しかし、太陽観測からモデルで外挿したIMFは、その場観測された実測値に対して太陽活動周期にわたって過小評価されており、その理解は不十分である (オープンフラックス問題; Linker+2017; Wallace+2019)。本研究では、オープンフラックス問題の原因を探るとともに、太陽周期にわたって、どのようにオープンフラックスが作られ、どう進化するのかを観測・モデル・シミュレーションを用いて理解する。 長期的な太陽サイクルの中で、太陽磁場からIMFへの定量的な寄与を理解するために、1995年から2024年までの衛星観測の太陽光球磁場データ (SOHO/MDI, SDO/HMI)、1963年以降のその場観測されたIMFデータ (OMNI dataset)の変動を比較した。また、太陽磁場からpotential field source surface (PFSS) modelを用いて、コロナ磁場やIMFを外挿し、球面調和関数の成分に分解することで、各成分の寄与を見積もった。また、黒点群由来のオープンフラックスの変動の理解のために、surface flux transport modelとPFSSモデルを用いて磁場拡散時のオープンフラックスの発展をシミュレーション解析した。 解析結果から、太陽磁場が作り出すIMFの特徴は、複数のフェーズに分けて議論できることがわかった。発表では、それぞれのフェーズでIMFの変動や、IMFを増減させる太陽磁場の特徴や関係を、解析結果とシミュレーション結果を踏まえて議論する。

本研究では、LEO（低軌道）を周回するX線天文観測用CubeSat「NinjaSat」のGPSデータを用いて太陽活動と地球大気の変動との関係を調査した。2024年は非常に活発な太陽活動が観測された年であり、大規模なフレアやCME（コロナ質量放出）に伴って過去最大級の磁気嵐が発生し、地球の上層大気に大きな変動が生じた。本研究では、NinjaSatのGPSデータから得られる軌道高度の変化とNORADが提供するTLE（Two-Line Element）軌道予測データを比較する手法により大気の動的影響を抽出した。この手法により、高時間分解能での太陽活動と大気変動の解析が可能となった。 解析の結果、軌道高度の変化は太陽EUV（極端紫外線）放射の変動に対して時間遅れを持って応答していることが明らかになった。また、EUVの影響を取り除いた軌道高度変動のデータを用いて、2024年5月および10月に発生した大規模なフレア・CMEに起因する磁気嵐による大気密度変動を解析した。その結果、Polar Cap指数・Dst指数と軌道高度変動の間に高い相関関係があることが明らかになった。これはオーロラ電流によるジュール加熱の寄与を示している。

月には全球的な磁場が無い一方、局所的に月面に分布する月地殻磁場領域が太陽風プラズマと相互作用することで、様々な電磁現象が発生している。太陽風と月地殻磁場の相互作用は、全球的磁場、および厚い大気を持たない月の一見単純に思える電磁環境を複雑にしているため、その物理過程の解明は月科学における重要課題である。しかし、月地殻磁場の高度方向の空間スケールは約50 km以下と、典型的な月周回衛星の高度と比べて小さいため、太陽風と月地殻磁場が直接相互作用する領域の探査が困難であり、そこでの物理過程の詳細は未解明であった。 本発表では、Saito et al. (2012)を発展させ、かぐや衛星の低高度観測データを包括的に解析することで明らかになった、太陽風月地殻磁場相互作用領域での太陽風イオンの非断熱反射、1-10 Hz ホイッスラーモード波動、1-10 kHz 広帯域静電ノイズの物理特性について発表する（Ogino et al., 2024）。さらに、近年、地球磁気圏においてMMS衛星によって発見されたelectron-only磁気リコネクションが、月地殻磁場領域でも起こっている可能性（Sawyer et al., 2023; Stanier et al., 2024）に着目した初期的な解析結果について紹介する。

HFEMIC波は、高周波で狭帯域（Δf ≲ 0.1fcp、f < fcp）の電磁イオンサイクロトロン（EMIC）波であり、比較的新しいタイプのEMIC波である。事例研究および統計研究（Teng et al., 2019; Asamura et al., 2021; Min & Ma, 2024）により、HFEMIC波は非常に異方的な低エネルギー（≲数100 eV）プロトンによって駆動される可能性が高いことが示されている。特に(Asamura et al., 2021)では、Arase衛星によって取得されたHFEMIC波と低エネルギープロトンフラックス増加の同時観測データを解析し、波動・粒子相互作用解析手法を用いて、HFEMIC波と相互作用するプロトンが実際にエネルギーを失い、そのエネルギーが波の励起に使われていることを明らかにした。 低エネルギーの異方的なプロトンは内側磁気圏に広く存在することが報告されており（Wu et al., 2022）、HFEMIC波の自由エネルギー源であると考えられている。しかし、Van Allen Probesの観測データを用いた(Teng et al., 2019)の統計研究では、HFEMIC波の出現領域が朝側から夕側に限られており、観測可能な空間的範囲に制限があった。HFEMIC波のイベント数自体も少なく、同ミッションのデータではその全体像を把握するには不十分である。 このような背景のもと、本研究では、Arase衛星の観測データを用いて新たにHFEMIC波を抽出し、再度統計研究を試みた。その結果、Van Allen Probesでは観測されなかった領域においてもHFEMIC波の存在が確認された。 この発見を踏まえ、HFEMIC波の出現に関係する要因として、励起源として低エネルギープロトンの温度異方性、衛星軌道の違い、地磁気活動度の影響などを議論する。また、Arase衛星を用いたEMIC波の統計研究（Jun et al., 2023）とも比較を行い、HFEMIC波に関する理解をさらに深める。

Organic molecules are the primary analytical targets for understanding prebiotic chemistry and searching for traces of past or present life in the solar system. Although mass spectrometry (MS) is widely used for in situ analysis in planetary exploration, there are limitations in separating organic molecules with various structural isomers based on mass number information alone. Gas chromatography-mass spectrometry (GC-MS), which separates each molecular species by gas chromatography (GC), is a powerful option for analytical instruments for organic molecules. For example, the GC-MS on NASA's Curiosity detected several ng of organic molecules in a Martian soil sample. In contrast, we are developing a prototype GC-MS for future planetary exploration. Since the GC-MS for planetary exploration cannot be equipped with a large vacuum pump like a terrestrial GC-MS, it is essential that the majority of the gas introduced from the GC be exhausted at the GC-MS interface. In this study, we developed a jet separator (JS) as a GC-MS interface, in which carrier gas is supersonically atomized from the GC outlet and introduced into the MS inlet located on the opposite side, and evaluate its performance. In addition, we integrated a GC-MS system using the prototype JS and successfully analyzed organic reference materials with nanogram-order sensitivity.

水星には磁気圏があることは広く知られている．地球磁気圏とよく似た磁気圏構造も有している一方で，磁場固有磁場の強さや受ける太陽風の強さといった物理条件の違いによって，水星磁気圏特有の現象が起こることや，地球磁気圏によく似た現象であっても空間・時間スケールが大きく異なり得ることがわかっている．過去水星磁気圏を周回探査した衛星はMESSENGERのみである．しかし，MESSENGERは様々な制約を抱えていたため，その詳細は明らかになっていないことが多く残っている． MESSENGERで観測された磁場データに注目すると，磁気圏夜側領域に特徴的な窪み構造が確認できる．衛星がほとんど同じ領域を通過する連続した周回においても，この窪み構造が観測される場合と観測されない場合がある．このことから，この構造は数時間程度の時間スケールで変化していると考えられる． 本構造は先行研究ではplasma sheetによるものであると結論付けられており，それ以上の踏み込んだ研究はされてこなかった．しかし，この窪み構造の磁場成分に注目すると，水星近傍で観測されるものと尾部で観測されるものでは特徴が異なっている．このことから特に水星近傍で観測される構造はplasma sheet以外の何らかの磁気圏構造の影響を受けていると考えられる． 本研究ではこの構造を「depression」とよび，磁場及びプラズマデータからの解析を行った．その結果，depressionが磁場を用いた電流計算，プラズマの温度・ピッチ角異方性及び太陽風動圧との関係から，従来その詳細が明らかになっていない夜側領域でのring currentが重要な役割を果たしていることを示唆する結果を得た． 本講演では研究の現状について報告する．

赤外線宇宙望遠鏡の観測装置は、熱雑音を避けるために低温下で運用する。そのため、観測装置に使用される光学素子などの低温における材料の物性知見は非常に重要である。本発表では、次世代赤外線宇宙望遠鏡計画 GREX-PLUS に搭載予定の分散素子であるイマージョン・グレーティングの材料の低温における屈折率を測定するために開発した、極低温中間赤外線屈折率測定装置について紹介する。

近年、内部磁気圏において波動―粒子相互作用が重要な役割を担っていることが明らかになってきている。なかでも、磁気赤道付近で観測される高速磁気音波（Fast Magnetosonic Waves, MS波）は、プロトンのリング分布によって励起されることが知られている（Liu et al., 2011）。さらに、励起されたMS波がイオンを加熱し、それによって高周波電磁イオンサイクロトロン波（High Frequency Electromagnetic Ion Cyclotron, EMIC波）をさらに励起する可能性も示唆されており（Asamura et al., 2021）、これら一連の過程は近年とくに注目を集めている。 私の研究では、この一連の過程がどのような条件下で、どの程度の頻度で発生しうるのかを、あらせ衛星観測データを用いて統計的に明らかにすることを目的としている。本発表では、そのための初期段階として、これら各過程における空間分布や成長過程について、先行研究の結果を基に議論する。

太陽の活動やその進化の過程で、太陽風による 質量損失が重要な役割を果たしている可能性が ある。また、太陽風は地球の磁気圏と相互作用 しており、宇宙天気の観点からも太陽風の挙動を 把握することは重要である。しかし、太陽の 全領域からの太陽風フラックスを正確に見積もる ことは困難である。本発表では、太陽風の フラックスの理解を目指し、衛星による観測結果 などを用いて議論を行う。