イオトーラスとつながってる木星磁気圏の中央平面はJovian current sheetと呼ばれる電流の通り道。
イオ、エウロパ、ガニメデの UV オーロラ フットプリントのマッピングに対する木星電流シートモデルの影響
キーポイント：
• JRM33 と組み合わせた 2 つの現在のシート モデルの再現能力を比較します。
ガリレオとジュノーの多様な観察
• CON2020 モデルは、磁場測定や UV オーロラ フットプリントなど、内部磁気圏の観測結果とよりよく一致します。
・外部磁気圏におけるKK2005モデルによる局所時間効果の考察
観察結果に対してより良い一致をもたらします
要約
木星における衛星と磁気圏の相互作用のその場特性評価と衛星のオーロラフットパスのマッピングには、磁気圏磁場の正確な全球モデルが必要です。 この研究では、広く使用されている 2 つの現行シート モデルの能力を比較します。
Khurana-2005 (KK2005) と Connerney-2020 (CON2020) を最新のものと組み合わせたもの
代表的なガリレオやジュノーと一致する木星の内部磁場モデル（JRM33）
低緯度、中緯度、高緯度で取得された測定値。 KK2005の調整により
JRM33 にモデルを適用すると、外側および中部磁気圏 (R>15RJ) では JRM33+KK2005 であることがわかります。
ガリレオとジュノーの磁場観測を再現するのに最適なモデルであることが判明
現地時間の影響を考慮しているためです。
JRM33+CON2020 は内部磁気圏を最も正確に表現します。 これ
この発見は、Juno の現場磁場測定との比較から導き出され、イオ、エウロパ、ガニメデの磁束管の交差のタイミングを対比することによって確認されました。
2 つのモデル推定値を使用して Juno 粒子データ内で特定されました。 JRM33+CON2020も
によって観測されたイオ、エウロパ、ガニメデの UV オーロラ フットパスをより正確にマッピングします。
JRM33+KK2005よりジュノ。 JRM33+KK2005 モデルは現地時間の非対称性を予測します
衛星の足跡の位置にありますが、ジュノーの UV 測定では検出されません。 これは、磁場に対する局所時間の影響が、この時点ではわずかであることを示している可能性があります。
イオ、エウロパ、ガニメデの軌道の位置。 最後に、モデルとその精度
半球、現地時間、経度の関数としての予測が調査されます。
1 はじめに
4 つのガリレオ衛星は木星の磁気圏の奥深くを周回しています。
磁力線トポロジーは、月を大気と電気力学的に結合します。
ガス巨人。 特に、疑似共回転する木星のプラズマは常に衛星のプラズマを追い越します。
軌道運動。 この相互作用は、次のようなさまざまな物理的プロセスを引き起こします。
アルフベン波の生成。 アルフベン波は磁力線に沿って伝播します
そして荷電粒子を加速します。 このような相互作用の現れの 1 つは、大気損失円錐内で沈殿し、独特のオーロラ紫外線 (UV) 放射を引き起こす電子の平行加速です。 Hueらに示されているように。 (2023) およびその中の参考文献、
これらの発光のうち最も明るいものは点に似ており、おそらく電子が加速されたことによるものと考えられます。
月と磁気圏の相互作用のアルフベン主翼 (MAW) で。 別の場所でも可能です
MAW スポットの上流で観察されることもあり、おそらく反対半球 MAW の反射相当物である半球横断ビーム (TEB) に対応します。
(ボンフォン他、2008)。 MAWの下方には、伸びたUVオーロラの尾が観察され、
反射アルフベン波 (RAW) に関連する電子の加速を明らかにする可能性があります (Bonfond,
サウル他、2017年。 Bonfond、Grodent 他、2017 年。 Mura et al.、2018; モイラノら、2021)。
このフレームワークでは、正確な磁場モデルが、ジュノーがいつ通過するかを特定する鍵となります。
月の TEB、MAW、または RAW、つまりジュノがその場で加速された荷電粒子とその根底にある加速プロセスを観察できるとき。
木星の強力なダイナモは「内部」磁場を生成します (例: Moore et
al.、2018）。 に探査された8機の宇宙船からの磁場の測定結果
木星の磁気圏（パイオニア 10, 11号、ボイジャー 1, 2号、ユリシーズ、ガリレオ、ニュー ホライズンズ、およびジュノー）は、これまでにその形態と強度をモデル化するために使用されてきました。
木星の内部磁場。 O6 (Connerney、1992)、VIP、VIT4 などの初期モデル
(Connerney et al., 1998) と VIPAL (Hess et al., 2011) もまた、イオの UV および赤外線オーロラ フットプリントの位置を使用して、惑星の高次磁場を制約しようと試みました。
(アトレヤら、1977)。 その後、ISaAC モデル (Hess et al.、2017) によって追加の制約がもたらされました。
エウロパとガニメデの UV オーロラの足跡の位置を使用することによって (Bonfond、2012)。
内部磁場モデルの最新モデル JRM09 と JRM33 (コナニー)
et al.、2018、2022)、Juno によって取得されたこれまでで最も近い磁場測定値が含まれています。
惑星の周りの最初の9周と33周の軌道の間。
内部磁場に加えて、パイオニア 10号は、内部磁場を明らかにした最初の宇宙船でした。
磁気赤道の近くに閉じ込められたプラズマディスクの存在 (Smith et al., 1974)、
電流が流れて外部磁場を誘導し、それが木星の本来の性質をさらに高めます。
磁場。 外部磁場は磁場の形状を大きく歪めます
ガリレオ衛星の軌道距離にある線。 これは磁気全体への貢献です
イオの軌道から離れるにつれて、場の強度はますます重要になります (BExt/BInt)
≈ 0.06) からエウロパ (BExt/BInt ≈ 0.2) とガニメデ (BExt/BInt ≈ 0.4) の値です。 したがって、電流シート モデルと固有磁場モデルの組み合わせが重要です。
荷電粒子の運動と電磁波の経路をモデル化するために
木星の磁気圏。 この文書の残りの部分では、「現在のシート」という用語のみを指します。
後者によって誘発される外部磁場を調査する目的で。 モデル
プラズマ集団と磁気赤道面に沿ったその分布を使用し、
それらの時間的変動を木星の磁気圏の力の関数として計算して、
電流システムと誘導磁場 (Caudal、1986; Achilleos、2018; Millas et al.、
2023) はこの研究では考慮されません。 を再現する経験的モデルのみを使用します。
木星磁気圏の平均磁場。
この論文では、近年科学界で広く使用されている 2 つの現在のシート モデルを比較します。 最初のものはガリレオのミッションに続いて開発されました
これについては、Khurana and Schwarzl (2005) に記載されています。 ここで考慮される 2 番目のモデルは、Connerney et al. に提示されています。 (2022) Connerney et al. を更新しました。 (1981) ジュノ搭載モデル
測定。 セクション 2 では、2 つのモデルとその特徴を紹介します。 そのとき私たちは
2 つのモデルで得られたモデリング結果をその場磁場と比較します。
セクション 3 のガリレオ宇宙船とジュノー宇宙船によって得られた測定値。
ガリレオ衛星のオーロラの足跡の遠隔観測によるモデルが得られた
Juno による (Hue et al., 2023) はセクション 4 に示されています。セクション 5 では、2 つのモデルから導出された衛星の磁束管交差の時間推定値と、Juno によるその場観測を対比します。 最後に、主な結論と今後の研究への影響をセクション 6 にまとめます。
図 1. 1996 年 9 月 2 日の現在のシートで測定された Galileo MAG データの比較
および 1996-09-09 (Orbit G2)、JRM33+CON2020 によって計算された磁場成分
(赤の曲線) および JRM33+KK2005 (緑の曲線) モデル。 (a) 宇宙船の半径距離 (黒線)、
木星緯度と磁気緯度 (それぞれ青い破線と点線)。 パネル (b)、
(c)、(d)、および (e) は、ガリレオによってモデル化および測定されたさまざまな磁場成分を示しています。
マグ楽器。 垂直の破線は、カリストとガニメデの軌道の交差を強調表示します。
ガリレオによるガニメデの G2 フライバイに対応する時間間隔はオレンジ色で示されています。
図 2. 電流シート横断中に測定された Juno MAG データとモデルの比較
見積り。 パネルには、図 1 と同じ物理パラメータが表示されます。垂直破線
線はエウロパとイオの軌道の交差を強調しています。
図 3イオ (左)、エウロパ (中央)、ガニメデ (右) の足跡の位置
北半球（上）と南半球（下）。 フットプリントの位置は、
2 つの現在のシート モデルを JRM33 と組み合わせ、Hue et al. で観察および文書化された真の位置と比較しました。 （2023年）。 JRM33で計算した1バールレベルの磁場強度が背景に表示されます。
図 4. 次の式で導出された衛星の現地時間の関数としての Io フットプリントの位置
JRM33+KK2005。 計算は、Io をその軌道に沿った 4 つの一定の現地時間に設定することによって行われます。
0時間（真夜中；赤の曲線）、6時間（夜明け；青の曲線）、12時間（正午；緑の曲線）、18時間（夕暮れ；紫の曲線）
曲線）。 実際の位置と比較するために、Io MAW スポットの UVS 観察を示します。
6 結論と将来研究への影響
本研究では、CON2020 と KK2005 の現行シート モデルを比較しました。
木星の電流シートと組み合わせて生成される磁場成分を再現します。
JRM33 固有磁場モデル。 広範囲にわたって取得された Galileo 測定値を使用する
現在のシート内で半径距離の範囲を調整すると、両方のモデルが可能であることがわかりました。
磁場の方向の反転をうまく予測することができました (図 1)。 外部磁気圏では、JRM33+KK2005 が磁気圏の振幅と反転を再現するのに最適です。
これは、木星から遠く離れた場所で曲がる電流シートを含む唯一のモデルであるためと考えられます。 CON2020 モデルが
半径距離 R > 30 RJ での磁場測定を考慮せずに導出されています。 ただし、どちらのモデルも R < 30 RJ で取得されたデータに基づいているため、磁気圏の中央および内側では、一方のモデルが他方のモデルよりも正確であるという明らかな制約はありません。 したがって、これらの領域では、磁場成分の推定値を Juno および Galileo の測定値と対比することにより、モデルの精度をチェックしました。
中央磁気圏では、JRM33+KK2005 が JRM33+CON2020 よりも現場測定値とよく一致していることがわかりました (図 1)。 ついに、木星の最深部に
磁気圏では、どちらのモデルも、エウロパとイオの軌道の間でジュノーによって測定された磁場の振幅とよく一致します。 しかし、我々は、その時間が
磁場の反転は、JRM33+CON2020 を使用するとより正確に推定できます (図 2)。 これらの観察に続いて、CON2020 の両方を考慮して、ハイブリッド電流層モデルを構築できます。
有効性ドメインに従って、Juno および Galileo データセットを使用して、KK2005 と KK2005 を比較します。
Wangらによって行われたように。 （2022年）。 このようなハイブリッドモデルは、内部磁気圏でのCON2020が提供する精度を維持し、現地時間によって曲げられた電流シートを含めることによって実現されます。
KK2005 によってモデル化された外部磁気圏の影響は、より正確に予測されるでしょう。
木星のすべての磁気圏領域の磁場。
衛星と磁気圏の相互作用研究の枠組みで、JRM33+KK2005とKK2005を使用してイオ、エウロパ、ガニメデの磁気フットプリントの位置を推定しました。
JRM33+CON2020。 JRM33+CON2020 は、より一致した結果を提供することがわかりました。
JRM33+KK2005よりもUVS装置によって観察されたMAWスポットの位置(図3、5および6)。 私たちは衛星の現地時間がイオの位置に及ぼす影響を調査しました。
フットプリントは、異なる現地時間で JRM33+KK2005 によって予測されたフットパスが重ならないことを示しています (図 4)。 ただし、この効果は利用可能な Juno UVS では見られません。
衛星の足跡の観察。 内部磁気圏における CON2020 モデルの正確な推定 (図 2) が示すように、イオ、エウロパ、ガニメデの軌道位置では磁場は局所時間効果の影響を受けないようであるため、フットプリントの位置に対する局所時間効果は 存在しないかもしれない。 それにもかかわらず、私たちは衛星の影響に注目しています。
イオのフットプリントによって放出される電力に関する現地時間は、Hue らによって報告されています。 (2019年)
UVS分光器データを使用。 木星の極にある MAW スポットのさらなる観察
ジュノーの次の軌道は、衛星の現地時間への影響を抑制するのに役立つ可能性がある。
両方のモデルを使用して、ジュノーの位置を赤道面と磁場面上でバックトレースしました。
ジュノーの第12近木の間。 Juno の赤道図法と MShell の値が、JRM33+KK2005 の通過中に予想よりわずかに高いことがわかりました。
エウロパとイオの磁束管 (図 7)。
MAW スポットの実際の位置と、
JRM33+KK2005によって導出された歩道から、衛星管の時間推定が可能であることを示しました。
Juno による横断は、CON2020 現在の Juno のデータで観測された時間に近い
シートモデル (表 1)。 図 8 では、Juno による衛星の磁束管通過の推定値と観測値の間の時間差の統計分析を提供しました。
カリストの UV オーロラ フットプリントに関する十分な大規模なデータセットが存在しないため、
この衛星については、両方のモデルから得られた歩道を比較しませんでした。 しかし、私たちは指摘します
Callisto の半径距離 (rCallisto = 26.3 ± 0.2 RJ) が有効限界に近いことが判明
CON2020 モデルで行われた現在のシート軸対称仮説の。 このような距離では、
現地時間は現在のシートの形状に影響を与える可能性があり、
たとえば、その曲がり。 私たちは、中央磁気圏で、JRM33+CON2020 が存在することを実際に示しました。
は、探査機ガリレオによって測定された磁場を再現するのに最適なモデルではありません (図 1)。 したがって、カリストの足跡に関する将来の研究では、KK2005 の使用も考慮する必要があります。
衛星のオーロラの足跡の予測位置を追跡し、おそらくその足跡を特定するためのモデル
UVサイン。
JRM33 を使用した CON2020 現行シート モデルは、イオ、エウロパ、ガニメデの高緯度における衛星と磁気圏の相互作用を予測および研究するための強力なツールとなる精度に達しました。 モデルはたとえば次のようになります。
オーロラ惑星イメージングおよび分光法 (APIS、Lamy et al.、2015) などの UV オーロラ放出に関する既存のデータベースを調査するために使用されます。
衛星の足跡を予測、検証、分析することができます。 最極方向のオーロラ放出の荷電粒子源の起源を拘束する追加の研究はまだ行われていない。
木星の磁気圏の最外側部分における現在のシート モデルの妥当性と精度を確認するために必要です。
現在のシートの特性の短期的な変動を考慮しました。
パラメータ µ0I/2 および µ0Irad/2π の最小値と最大値を使用して、
CON2020 モデルを計算に使用しましたが、平均モデルから得られた結果と大きな違いは見つかりませんでした。 さらに、補足図S5は、Vogtらによって導出された現在のパラメータを使用して計算されたオーロラフットプリントを示しています。 (2017) ガリレオ磁場測定を使用。 Galileo-Vogt マップ間には大きな違いは見つかりません。
現在のシートの特性の短期的な変動を考慮しました。
パラメータ µ0I/2 および µ0Irad/2π の最小値と最大値を使用して、
CON2020 モデルを計算に使用しましたが、平均モデルから得られた結果と大きな違いは見つかりませんでした。 さらに、補足図S5は、Vogtらによって導出された現在のパラメータを使用して計算されたオーロラフットプリントを示しています。 (2017) ガリレオ磁場測定を使用。 Galileo-Vogt マッピングと Juno-CON2020 マッピングの間に大きな違いは見つかりません。 したがって、次のバリエーションがあると結論付けることができます。
ガリレオとジュノーの間の現在のシートの物理的特性は、JRM33+CON2020 が JRM33+KK2005 よりも衛星のオーロラの足跡をよりよくマッピングする理由ではない可能性があります。 しかし、JRM33+KK2005による衛星のオーロラの足跡の不完全なマッピングに関する明確な結論
ガリレオ衛星の足跡の位置に関するデータは、Juno-UVS 観測と同じくらいの精度で必要になりますが、残念ながら存在しません。 最後に注意してください
磁気圏の磁場のパラメータの数十年にわたる変動が報告されています。
桃木と塔著（2022）。 このような長期的な変動が世界の地位に与える影響は、衛星のオーロラの足跡は、熱心に研究する価値があるかもしれません。
オープンリサーチ
この研究で使用された JRM33 モデルは、一般に公開されているコミュニティ コードの一部です。
(https://zenodo.org/record/7038966、Wilson 他、2022)。 これらに関する詳細情報
コードは Wilson et al.(2023) に記載されています。 CON2020現行シートモデルが利用可能です
https://zenodo.org/records/10138957 (Provan 他、2023)。 KK2005モデルは
当初は VIP4 内部磁場モデルと結合されていました。 オリジナルコードは入手可能ですが、
IDL 言語で、LASP Web サイトにあります。 KK2005 の独自の Python バージョンを開発しました。
JRM33内部磁場モデルと組み合わせたモデルです。 このバージョンの
モデルは https://zenodo.org/records/10102742 で入手できます (Rabia et al., 2023)。
Juno FGM (Connerney、2023)、Juno JADE (Allegrini、2023)、および Galileo MAG
(Kivelson et al., 2022) この研究で使用されたデータは、Planetary Plasma で公開されています。
Planetary Data System Web サイトの Interactions ノード。 ジュノーとガリレオの軌道情報は、Navigation and Ancillary Information Facility (NAIF、Acton、1996) から公的に入手可能な対応するスパイス カーネルで見つけることができます。 分析の一部では、
公的に利用可能な AMDA ツール (http://amda.cdpp.eu、Budnik et al.、2015）CDPP 提供。
イオ、エウロパ、ガニメデの UV オーロラ フットプリントのマッピングに対する木星電流シートモデルの影響
キーポイント：
• JRM33 と組み合わせた 2 つの現在のシート モデルの再現能力を比較します。
ガリレオとジュノーの多様な観察
• CON2020 モデルは、磁場測定や UV オーロラ フットプリントなど、内部磁気圏の観測結果とよりよく一致します。
・外部磁気圏におけるKK2005モデルによる局所時間効果の考察
観察結果に対してより良い一致をもたらします
要約
木星における衛星と磁気圏の相互作用のその場特性評価と衛星のオーロラフットパスのマッピングには、磁気圏磁場の正確な全球モデルが必要です。 この研究では、広く使用されている 2 つの現行シート モデルの能力を比較します。
Khurana-2005 (KK2005) と Connerney-2020 (CON2020) を最新のものと組み合わせたもの
代表的なガリレオやジュノーと一致する木星の内部磁場モデル（JRM33）
低緯度、中緯度、高緯度で取得された測定値。 KK2005の調整により
JRM33 にモデルを適用すると、外側および中部磁気圏 (R>15RJ) では JRM33+KK2005 であることがわかります。
ガリレオとジュノーの磁場観測を再現するのに最適なモデルであることが判明
現地時間の影響を考慮しているためです。
JRM33+CON2020 は内部磁気圏を最も正確に表現します。 これ
この発見は、Juno の現場磁場測定との比較から導き出され、イオ、エウロパ、ガニメデの磁束管の交差のタイミングを対比することによって確認されました。
2 つのモデル推定値を使用して Juno 粒子データ内で特定されました。 JRM33+CON2020も
によって観測されたイオ、エウロパ、ガニメデの UV オーロラ フットパスをより正確にマッピングします。
JRM33+KK2005よりジュノ。 JRM33+KK2005 モデルは現地時間の非対称性を予測します
衛星の足跡の位置にありますが、ジュノーの UV 測定では検出されません。 これは、磁場に対する局所時間の影響が、この時点ではわずかであることを示している可能性があります。
イオ、エウロパ、ガニメデの軌道の位置。 最後に、モデルとその精度
半球、現地時間、経度の関数としての予測が調査されます。
1 はじめに
4 つのガリレオ衛星は木星の磁気圏の奥深くを周回しています。
磁力線トポロジーは、月を大気と電気力学的に結合します。
ガス巨人。 特に、疑似共回転する木星のプラズマは常に衛星のプラズマを追い越します。
軌道運動。 この相互作用は、次のようなさまざまな物理的プロセスを引き起こします。
アルフベン波の生成。 アルフベン波は磁力線に沿って伝播します
そして荷電粒子を加速します。 このような相互作用の現れの 1 つは、大気損失円錐内で沈殿し、独特のオーロラ紫外線 (UV) 放射を引き起こす電子の平行加速です。 Hueらに示されているように。 (2023) およびその中の参考文献、
これらの発光のうち最も明るいものは点に似ており、おそらく電子が加速されたことによるものと考えられます。
月と磁気圏の相互作用のアルフベン主翼 (MAW) で。 別の場所でも可能です
MAW スポットの上流で観察されることもあり、おそらく反対半球 MAW の反射相当物である半球横断ビーム (TEB) に対応します。
(ボンフォン他、2008)。 MAWの下方には、伸びたUVオーロラの尾が観察され、
反射アルフベン波 (RAW) に関連する電子の加速を明らかにする可能性があります (Bonfond,
サウル他、2017年。 Bonfond、Grodent 他、2017 年。 Mura et al.、2018; モイラノら、2021)。
このフレームワークでは、正確な磁場モデルが、ジュノーがいつ通過するかを特定する鍵となります。
月の TEB、MAW、または RAW、つまりジュノがその場で加速された荷電粒子とその根底にある加速プロセスを観察できるとき。
木星の強力なダイナモは「内部」磁場を生成します (例: Moore et
al.、2018）。 に探査された8機の宇宙船からの磁場の測定結果
木星の磁気圏（パイオニア 10, 11号、ボイジャー 1, 2号、ユリシーズ、ガリレオ、ニュー ホライズンズ、およびジュノー）は、これまでにその形態と強度をモデル化するために使用されてきました。
木星の内部磁場。 O6 (Connerney、1992)、VIP、VIT4 などの初期モデル
(Connerney et al., 1998) と VIPAL (Hess et al., 2011) もまた、イオの UV および赤外線オーロラ フットプリントの位置を使用して、惑星の高次磁場を制約しようと試みました。
(アトレヤら、1977)。 その後、ISaAC モデル (Hess et al.、2017) によって追加の制約がもたらされました。
エウロパとガニメデの UV オーロラの足跡の位置を使用することによって (Bonfond、2012)。
内部磁場モデルの最新モデル JRM09 と JRM33 (コナニー)
et al.、2018、2022)、Juno によって取得されたこれまでで最も近い磁場測定値が含まれています。
惑星の周りの最初の9周と33周の軌道の間。
内部磁場に加えて、パイオニア 10号は、内部磁場を明らかにした最初の宇宙船でした。
磁気赤道の近くに閉じ込められたプラズマディスクの存在 (Smith et al., 1974)、
電流が流れて外部磁場を誘導し、それが木星の本来の性質をさらに高めます。
磁場。 外部磁場は磁場の形状を大きく歪めます
ガリレオ衛星の軌道距離にある線。 これは磁気全体への貢献です
イオの軌道から離れるにつれて、場の強度はますます重要になります (BExt/BInt)
≈ 0.06) からエウロパ (BExt/BInt ≈ 0.2) とガニメデ (BExt/BInt ≈ 0.4) の値です。 したがって、電流シート モデルと固有磁場モデルの組み合わせが重要です。
荷電粒子の運動と電磁波の経路をモデル化するために
木星の磁気圏。 この文書の残りの部分では、「現在のシート」という用語のみを指します。
後者によって誘発される外部磁場を調査する目的で。 モデル
プラズマ集団と磁気赤道面に沿ったその分布を使用し、
それらの時間的変動を木星の磁気圏の力の関数として計算して、
電流システムと誘導磁場 (Caudal、1986; Achilleos、2018; Millas et al.、
2023) はこの研究では考慮されません。 を再現する経験的モデルのみを使用します。
木星磁気圏の平均磁場。
この論文では、近年科学界で広く使用されている 2 つの現在のシート モデルを比較します。 最初のものはガリレオのミッションに続いて開発されました
これについては、Khurana and Schwarzl (2005) に記載されています。 ここで考慮される 2 番目のモデルは、Connerney et al. に提示されています。 (2022) Connerney et al. を更新しました。 (1981) ジュノ搭載モデル
測定。 セクション 2 では、2 つのモデルとその特徴を紹介します。 そのとき私たちは
2 つのモデルで得られたモデリング結果をその場磁場と比較します。
セクション 3 のガリレオ宇宙船とジュノー宇宙船によって得られた測定値。
ガリレオ衛星のオーロラの足跡の遠隔観測によるモデルが得られた
Juno による (Hue et al., 2023) はセクション 4 に示されています。セクション 5 では、2 つのモデルから導出された衛星の磁束管交差の時間推定値と、Juno によるその場観測を対比します。 最後に、主な結論と今後の研究への影響をセクション 6 にまとめます。
図 1. 1996 年 9 月 2 日の現在のシートで測定された Galileo MAG データの比較
および 1996-09-09 (Orbit G2)、JRM33+CON2020 によって計算された磁場成分
(赤の曲線) および JRM33+KK2005 (緑の曲線) モデル。 (a) 宇宙船の半径距離 (黒線)、
木星緯度と磁気緯度 (それぞれ青い破線と点線)。 パネル (b)、
(c)、(d)、および (e) は、ガリレオによってモデル化および測定されたさまざまな磁場成分を示しています。
マグ楽器。 垂直の破線は、カリストとガニメデの軌道の交差を強調表示します。
ガリレオによるガニメデの G2 フライバイに対応する時間間隔はオレンジ色で示されています。
図 2. 電流シート横断中に測定された Juno MAG データとモデルの比較
見積り。 パネルには、図 1 と同じ物理パラメータが表示されます。垂直破線
線はエウロパとイオの軌道の交差を強調しています。
図 3イオ (左)、エウロパ (中央)、ガニメデ (右) の足跡の位置
北半球（上）と南半球（下）。 フットプリントの位置は、
2 つの現在のシート モデルを JRM33 と組み合わせ、Hue et al. で観察および文書化された真の位置と比較しました。 （2023年）。 JRM33で計算した1バールレベルの磁場強度が背景に表示されます。
図 4. 次の式で導出された衛星の現地時間の関数としての Io フットプリントの位置
JRM33+KK2005。 計算は、Io をその軌道に沿った 4 つの一定の現地時間に設定することによって行われます。
0時間（真夜中；赤の曲線）、6時間（夜明け；青の曲線）、12時間（正午；緑の曲線）、18時間（夕暮れ；紫の曲線）
曲線）。 実際の位置と比較するために、Io MAW スポットの UVS 観察を示します。
6 結論と将来研究への影響
本研究では、CON2020 と KK2005 の現行シート モデルを比較しました。
木星の電流シートと組み合わせて生成される磁場成分を再現します。
JRM33 固有磁場モデル。 広範囲にわたって取得された Galileo 測定値を使用する
現在のシート内で半径距離の範囲を調整すると、両方のモデルが可能であることがわかりました。
磁場の方向の反転をうまく予測することができました (図 1)。 外部磁気圏では、JRM33+KK2005 が磁気圏の振幅と反転を再現するのに最適です。
これは、木星から遠く離れた場所で曲がる電流シートを含む唯一のモデルであるためと考えられます。 CON2020 モデルが
半径距離 R > 30 RJ での磁場測定を考慮せずに導出されています。 ただし、どちらのモデルも R < 30 RJ で取得されたデータに基づいているため、磁気圏の中央および内側では、一方のモデルが他方のモデルよりも正確であるという明らかな制約はありません。 したがって、これらの領域では、磁場成分の推定値を Juno および Galileo の測定値と対比することにより、モデルの精度をチェックしました。
中央磁気圏では、JRM33+KK2005 が JRM33+CON2020 よりも現場測定値とよく一致していることがわかりました (図 1)。 ついに、木星の最深部に
磁気圏では、どちらのモデルも、エウロパとイオの軌道の間でジュノーによって測定された磁場の振幅とよく一致します。 しかし、我々は、その時間が
磁場の反転は、JRM33+CON2020 を使用するとより正確に推定できます (図 2)。 これらの観察に続いて、CON2020 の両方を考慮して、ハイブリッド電流層モデルを構築できます。
有効性ドメインに従って、Juno および Galileo データセットを使用して、KK2005 と KK2005 を比較します。
Wangらによって行われたように。 （2022年）。 このようなハイブリッドモデルは、内部磁気圏でのCON2020が提供する精度を維持し、現地時間によって曲げられた電流シートを含めることによって実現されます。
KK2005 によってモデル化された外部磁気圏の影響は、より正確に予測されるでしょう。
木星のすべての磁気圏領域の磁場。
衛星と磁気圏の相互作用研究の枠組みで、JRM33+KK2005とKK2005を使用してイオ、エウロパ、ガニメデの磁気フットプリントの位置を推定しました。
JRM33+CON2020。 JRM33+CON2020 は、より一致した結果を提供することがわかりました。
JRM33+KK2005よりもUVS装置によって観察されたMAWスポットの位置(図3、5および6)。 私たちは衛星の現地時間がイオの位置に及ぼす影響を調査しました。
フットプリントは、異なる現地時間で JRM33+KK2005 によって予測されたフットパスが重ならないことを示しています (図 4)。 ただし、この効果は利用可能な Juno UVS では見られません。
衛星の足跡の観察。 内部磁気圏における CON2020 モデルの正確な推定 (図 2) が示すように、イオ、エウロパ、ガニメデの軌道位置では磁場は局所時間効果の影響を受けないようであるため、フットプリントの位置に対する局所時間効果は 存在しないかもしれない。 それにもかかわらず、私たちは衛星の影響に注目しています。
イオのフットプリントによって放出される電力に関する現地時間は、Hue らによって報告されています。 (2019年)
UVS分光器データを使用。 木星の極にある MAW スポットのさらなる観察
ジュノーの次の軌道は、衛星の現地時間への影響を抑制するのに役立つ可能性がある。
両方のモデルを使用して、ジュノーの位置を赤道面と磁場面上でバックトレースしました。
ジュノーの第12近木の間。 Juno の赤道図法と MShell の値が、JRM33+KK2005 の通過中に予想よりわずかに高いことがわかりました。
エウロパとイオの磁束管 (図 7)。
MAW スポットの実際の位置と、
JRM33+KK2005によって導出された歩道から、衛星管の時間推定が可能であることを示しました。
Juno による横断は、CON2020 現在の Juno のデータで観測された時間に近い
シートモデル (表 1)。 図 8 では、Juno による衛星の磁束管通過の推定値と観測値の間の時間差の統計分析を提供しました。
カリストの UV オーロラ フットプリントに関する十分な大規模なデータセットが存在しないため、
この衛星については、両方のモデルから得られた歩道を比較しませんでした。 しかし、私たちは指摘します
Callisto の半径距離 (rCallisto = 26.3 ± 0.2 RJ) が有効限界に近いことが判明
CON2020 モデルで行われた現在のシート軸対称仮説の。 このような距離では、
現地時間は現在のシートの形状に影響を与える可能性があり、
たとえば、その曲がり。 私たちは、中央磁気圏で、JRM33+CON2020 が存在することを実際に示しました。
は、探査機ガリレオによって測定された磁場を再現するのに最適なモデルではありません (図 1)。 したがって、カリストの足跡に関する将来の研究では、KK2005 の使用も考慮する必要があります。
衛星のオーロラの足跡の予測位置を追跡し、おそらくその足跡を特定するためのモデル
UVサイン。
JRM33 を使用した CON2020 現行シート モデルは、イオ、エウロパ、ガニメデの高緯度における衛星と磁気圏の相互作用を予測および研究するための強力なツールとなる精度に達しました。 モデルはたとえば次のようになります。
オーロラ惑星イメージングおよび分光法 (APIS、Lamy et al.、2015) などの UV オーロラ放出に関する既存のデータベースを調査するために使用されます。
衛星の足跡を予測、検証、分析することができます。 最極方向のオーロラ放出の荷電粒子源の起源を拘束する追加の研究はまだ行われていない。
木星の磁気圏の最外側部分における現在のシート モデルの妥当性と精度を確認するために必要です。
現在のシートの特性の短期的な変動を考慮しました。
パラメータ µ0I/2 および µ0Irad/2π の最小値と最大値を使用して、
CON2020 モデルを計算に使用しましたが、平均モデルから得られた結果と大きな違いは見つかりませんでした。 さらに、補足図S5は、Vogtらによって導出された現在のパラメータを使用して計算されたオーロラフットプリントを示しています。 (2017) ガリレオ磁場測定を使用。 Galileo-Vogt マップ間には大きな違いは見つかりません。
現在のシートの特性の短期的な変動を考慮しました。
パラメータ µ0I/2 および µ0Irad/2π の最小値と最大値を使用して、
CON2020 モデルを計算に使用しましたが、平均モデルから得られた結果と大きな違いは見つかりませんでした。 さらに、補足図S5は、Vogtらによって導出された現在のパラメータを使用して計算されたオーロラフットプリントを示しています。 (2017) ガリレオ磁場測定を使用。 Galileo-Vogt マッピングと Juno-CON2020 マッピングの間に大きな違いは見つかりません。 したがって、次のバリエーションがあると結論付けることができます。
ガリレオとジュノーの間の現在のシートの物理的特性は、JRM33+CON2020 が JRM33+KK2005 よりも衛星のオーロラの足跡をよりよくマッピングする理由ではない可能性があります。 しかし、JRM33+KK2005による衛星のオーロラの足跡の不完全なマッピングに関する明確な結論
ガリレオ衛星の足跡の位置に関するデータは、Juno-UVS 観測と同じくらいの精度で必要になりますが、残念ながら存在しません。 最後に注意してください
磁気圏の磁場のパラメータの数十年にわたる変動が報告されています。
桃木と塔著（2022）。 このような長期的な変動が世界の地位に与える影響は、衛星のオーロラの足跡は、熱心に研究する価値があるかもしれません。
オープンリサーチ
この研究で使用された JRM33 モデルは、一般に公開されているコミュニティ コードの一部です。
(https://zenodo.org/record/7038966、Wilson 他、2022)。 これらに関する詳細情報
コードは Wilson et al.(2023) に記載されています。 CON2020現行シートモデルが利用可能です
https://zenodo.org/records/10138957 (Provan 他、2023)。 KK2005モデルは
当初は VIP4 内部磁場モデルと結合されていました。 オリジナルコードは入手可能ですが、
IDL 言語で、LASP Web サイトにあります。 KK2005 の独自の Python バージョンを開発しました。
JRM33内部磁場モデルと組み合わせたモデルです。 このバージョンの
モデルは https://zenodo.org/records/10102742 で入手できます (Rabia et al., 2023)。
Juno FGM (Connerney、2023)、Juno JADE (Allegrini、2023)、および Galileo MAG
(Kivelson et al., 2022) この研究で使用されたデータは、Planetary Plasma で公開されています。
Planetary Data System Web サイトの Interactions ノード。 ジュノーとガリレオの軌道情報は、Navigation and Ancillary Information Facility (NAIF、Acton、1996) から公的に入手可能な対応するスパイス カーネルで見つけることができます。 分析の一部では、
公的に利用可能な AMDA ツール (http://amda.cdpp.eu、Budnik et al.、2015）CDPP 提供。
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