ガニメデのMHDモデル。磁気圏の背景 ジュノーのPJ34フライバイ

強力な木星磁気圏に囲まれたガニメデの磁気圏。磁力線がつながっているのかガニメデ表面近傍では閉じているのか観測結果からはつながっている。以下、www.DeepL.com/Translator（無料版）で翻訳しました。
ガニメデのMHDモデル。磁気圏の背景 ジュノーのPJ34フライバイ
キーポイント
- 私たちの MHD モデルは、ジュノーのフライバイ時のガニメデの磁気圏の状態を示しています。
フライバイ時のガニメデ磁気圏の状態を示し、その軌道を閉磁力線の外側に位置づける。
- 開閉磁力線の境界の位置を予測し、オーロラの極域と一致させる。
を予測し、JUNOが観測したオーロラの極域の端に一致する。
- 上流条件や他のパラメータの不完全な知識によって引き起こされるモデルの不確実性を調査する。
の条件や他のパラメータの不完全な知識によって引き起こされるモデルの不確実性を調査する。
概要
2021年6月7日、探査機Junoはガニメデを訪れ、ガリレオ以来初めてとなるその場での観測を行った。
ガリレオが 2000 年に最後にフライバイして以来の観測を行った。一次元の軌道で得られた観測結果は、三次元磁気圏モデルの助けを借りて、グローバルな文脈に持ち込むことができる。
磁気圏モデルを用いることで、全地球的な文脈を把握することができます。ここでは、Dulingらによる磁気流体力学モデルal. (2014)の磁気流体モデルをJunoのフライバイ中の条件に適用します。プラズマのグローバルな分布に加え
プラズマ変数のグローバルな分布に加えて、磁力線に沿ったジュノの位置のマッピング、閉じた磁力線からのジュノの距離、およびプラズマ変数の詳細な情報を提供します。
磁力線からの距離、および磁力線のトポロジーに関する詳細な情報を提供します。その結果、「ジュノー」は閉磁力線領域に進入していないこと、また、磁力線と閉磁力線の境界線は、「ジュノー」にとって最も重要であることがわかりました。
オーロラオーバルの極方向端と一致することがわかりました。モデル結果の感度を見積もるため、上流プラズマ条件や他のモデルパラメータを変えたパラメータスタディを実施した。
平易な要約
2021年6月、探査機ジュノは木星最大の衛星ガニメデに接近飛行し、その磁気・プラズマ環境を探査した。ガニメデ自身の磁場が形成する
磁気圏を形成しており、その磁気圏は木星の大規模磁気圏に組み込まれていて、太陽系で唯一
は太陽系で唯一無二の存在である。ガニメデの周辺は、磁力線がつながっているかどうかの違いで
ガニメデの周辺は、磁力線がガニメデの表面の両方または片方でつながっているか、まったくつながっていないかの違いで、地域が分かれている。
に分かれている。これらの領域は、プラズマの流れによって変形し、プラズマの状態やガニメデの位置を決定しています。
プラズマの状態やガニメデのオーロラの位置を決定します。私たちは、プラズマの流れと相互作用のシミュレーションを行い
プラズマ流と相互作用のシミュレーションを行い、「ジュノー」飛行中のガニメデ磁気圏の3次元構造を明らかにする。このモデルにより、プラズマと磁場の3次元的な状態
プラズマと磁場の3次元状態、オーロラの予測位置、ジュノーの軌道の幾何学的な磁気状況を提供します。これらの結果は
これらの結果は、フライバイ中に得られた現場およびリモートセンシングの解釈に役立ちます。その結果、ジュノは
ガニメデの表面に両端が接続する磁力線を持つ領域を通過していないことがわかりました。また、未知のモデルパラメータの可能な値を考慮し、モデル結果の不確実性を評価しました。
を推定した。
1 はじめに
太陽系最大の衛星であるガニメデは、木星の巨大な磁気圏の中に存在するだけでなく
巨大な磁気圏に存在するだけでなく，固有のダイナモ磁場を有している (Kivelson et al., 1996).
木星プラズマの共回転は、ガニメデをその軌道上で半周期以下の速度で追い越し、その相互作用を引き起こす。
の速度でガニメデを追い越し、太陽系で唯一無二の相互作用を引き起こす。内部磁場は
は、流入するプラズマ流の障害物として働き、プラズマ波、アルフベン翼
と電流を発生させる（Gurnett et al;Williamsら, 1997)。木星の磁場は、ドーナツ型の赤道域の境界で再接続される。
ドーナツ型の赤道上の閉じた磁力線の境界で再接続される。
ガニメデの表面に接続する（Kivelson et al.、1997）。極域の開磁力線は、もう一方の端で木星に接続し、ガニメデの磁気圏の範囲を規定している。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）による開閉磁力線境界（OCFB）観測付近では
ハッブル宇宙望遠鏡(HST)の観測により、ガニメデの大気圏内に2つのオーロラオーバルが存在することが明らかにされました。
ホールら、1998；フェルドマンら、2000）。
2021年6月7日、ジュノーはガニメデに下流側から接近し、磁気圏尾部を横切って
磁気圏の尾を初めて横切った。ジュノーはガニメデと最短で1046km (約0.4半径) の距離で、北上して木星に向かう軌道で、ガニメデに遭遇しました。
その側面で相互作用系を残しています (Hansen et al., 2022)。
Junoによって得られた測定値の解析と解釈のために（Allegrini et al.al., 2022; Clark et al., 2022; Kurth et al., 2022) を分析し、解釈するためには、ジュノの軌道のどの部分が幾何学的に正しいかを研究することが重要であります。
ガニメデの磁気圏の様々な領域と幾何学的に関連しているのかを調べることが重要です。


図1. ジュノーのフライバイのためのモデル変数、左から右へのプラズマの流れ。）
磁場 B、熱圧力 p、速度 v、赤道面 z=0: d) 速度 v。
赤い十字は、ジュノがこれらの面を通過していることを示し、赤い線は予想される軌道を示す。白い矢印は、B と v のそれぞれの投影方向を示しています。図S3〜S4は
図S3-S4は、投影された軌道が最小になるような平面です。

JUNO の測定では、JUNO が閉じた磁力線領域を横切ったかどうかを一意に判断することはできませんでした。
を越えたかどうかを一意に結論づけることはできませんでした。例えば、JEDIは30keV以上の電子に対して二重のロスコーンを発見したが（Clark et al.
al., 2022) 一方、JADE はシングルロスコーンしか見つけられませんでした (Allegrini et al., 2022)。検出された粒子が
検出された粒子がガニメデの大気や表面と相互作用できる場所を見つけること。
磁力線の追跡を行うには、磁力線のモデルが必要です。
磁場のモデルが必要です。さらに、ジュノのUVS観測装置は、前例のない解像度でオーロラ画像を提供しました（Greathouse et al.） ガニメデのオーロラを駆動する電子加速過程
のオーロラは完全には解明されていませんが、分解能の低いHST観測の解析から、オーロラはOCFB付近で発生すると主張されました（McGrath et al.、2013）。この発見を実証するため
この以前の発見を実証するために、JunoのUVS観測とモデル化された磁気トポロジーを比較することは、非常に重要です。
モデル化された磁気トポロジーとの比較は、非常に興味深いものです。この研究の目的は、以下の通りです。
フライバイ中の磁場とマッピングの特性を提供し、ジュノーの観測の3次元的な背景を説明することです。
の3次元的な背景を説明することである（第3章）。さらに、不確実な上流条件やその他の条件に対するモデル感度
さらに、不確実な上流条件や他のモデルパラメータに対するモデル感度解析を行い、その影響と結果の不確実性を評価します。
その影響と結果の不確実性


図2. ガニメデ・フライバイ時のジュノの軌道（赤）とモデル化された磁気圏の関係
ガニメデのフライバイ時の軌道（赤）。UTC のタイムスタンプは、ジュノの位置を示しています。上図では
線は、ガニメデの表面（白）とジュノの軌道（黒）に接続された磁力線を示している。
軌道（暗色）。緑色の面は閉じた磁力線の外側の境界を、青色の面は開いた磁力線の外側の境界を表している。
は、ガニメデに一端を接続する磁力線の外側の境界を表している。
下段には、観測された130.4nmと135.6nmの酸素放射を青色で追加表示した。
オーロラからの130.4nmと135.6nmの酸素放射を青色で表示しています (Greathouse et al., 2022)。


図3. ジュノーの軌道に沿った磁場のモデル化 (緑) と実測 (黒)
(パネル a-d, GPhiO)。パネル e は、ガニメデ表面からのジュノの距離 (黒) と、RG の OCFB (赤) を示す。
OCFB (赤) をRGで表示しています。青い縦線は、磁気圏界面の通過をモデル化したものである。灰色の線は、上流条件の不確かさによるモデルの不確かさ
(4章)。


図4. 経度 0°を木星に向けたガニメデの表面図 (+y GPhiO)。
我々のデフォルトモデルによるOCFBを緑の実線で示す。点線 (破線) は
線は、フライバイの前（後）に測定された背景磁場とモデル化した位置を示している。
の位置を示す。Greathouseら(2022)は、OCFBと観測されたオーロラの一致を示す。
磁気圏内におけるジュノの位置を半径方向に投影したもの。
下側の多色線、zが一定の場合は黒線として示されている。上の色とりどりの線
は、ジュノに接続された磁力線の終点、すなわちジュノの磁気圏
フットプリント。色分けされているのは、それらの磁力線に沿った距離である。灰色の線は、上流条件の不確かさによるモデルの不確かさを示している (4章)。

5 考察と結論
ガニメデの磁気圏の MHD シミュレーションを行い、ジュノーの観測を 3 次元的な状況に置き換えることができました。
観測を3次元的な状況で捉えることができました。この結果は、Juno の観測結果を分析することで生じる以下のような疑問に対する答えとなる。
この結果は、JUNOの観測結果を分析することで生じる疑問への答えとなります。
これまで、OCFBとオーロラオーバルの関係の検討は、緯度10°以上の不確実性に悩まされていました（McGrath et al.） Greathouseら(2022)
は、Junoによって観測されたオーロラオーバルが極方向に急激に減衰していること、および
私たちのモデルによる表面OCFBは、極域の明るい発光エッジと非常によく一致することを発表しました。
を発表しました。オーロラが主に観測された下流側では、緯度方向のずれは1度未満です。また、木星側では、プラズマ密度の変化に対してOCFBがより敏感に反応することがわかりました。私たちのモデルとJunoの観測を比較すると
ガニメデのオーロラは、まさにOCFBとその内側で最も明るいという結論が、このモデルによって大きく補強されたのです。
また、「ジュノー」に搭載されたさまざまな観測装置は、磁気圏界面の回転を伴わない、よりダイナミックな磁気圏尾部の観測を行い、磁気圏界面の通過をより明瞭に検出しました。私たちのモデルは、「ジュノー」が
はガニメデの磁気圏を17時00分16秒に離れ、JEDI（Clark et al,）
JADE (Allegrini et al., 2022)よりも23秒早く、MAG (Romanelli et al., 2022)よりも約40秒早く、17時00分16秒にガニメデの磁気圏を離れたと予測します。
et al., 2022）とWaves装置（Kurth et al., 2022）が外向き交差を特定した。不確かなモデルパラメータではこのずれを説明できず、さらに必要な物理の可能性に未解決の問題を残しています。例えば、Dorelli et al.
Dorelli et al. (2015)は、木星側でホール効果により厚くなった二重磁気ポーズを提案しています。この点を除いて、我々のモデルはJunoのMAGとUVSの観測と非常によく一致する。
また、Juno が閉磁線領域に入っていることは、我々の結果と一致しない。
このことは、次のような幾何学的な考えからも支持されます。下流側の閉磁線領域の南北の広がりは
下流側の閉磁力線領域の南北方向の広がりは、地表からの距離に応じて大きくなるとは考えにくい。
図2、図4から、下流側の閉磁力線領域の南北方向の広がりは、地表からの距離に応じて大きくなるとは考えられない。図2、図4から、磁気圏内の近い部分については
表面に対して一定のzで投影したJUNOの軌道は、明らかにオーロラの北側に位置し
オーロラと相関のある表面OCFBの北側に位置し、したがって明らかに閉じた磁力線領域の外側であることがわかる。
線領域の外側である。
我々は、不確実な上流条件とモデルパラメータに対する感度調査を通じて、モデルの不確実性を評価した。
これはガニメデの磁気圏に関する最初の知見である。我々の結論はこれらの不確実性に対してロバストであり、定量的な結果に対してマージンを提供する。
定量的な結果に対してマージンを与えた。その結果、すべての上流パラメータの変動が磁気圏の異なる側面に大きな影響を与え、どのパラメータが重要であるかは顕著でないことがわかった。このことは、今後予定されているJUICEやリモートセンシング観測の解釈にも重要であり、上流条件の実測を伴わない
このことは、今後予定されているJUICEやリモートセンシング観測の解釈にも重要です。