「ひさき」による長期継続観測から、数時間～数カ月のさまざまな時間スケールの木星オーロラ発光強度変動が捉えられました。オーロラを引き起こすオーロラ電子の流れは、木星から木星周辺の宇宙環境へとエネルギーおよび角運動量を輸送します。「ひさき」の発光スペクトルの解析から、オーロラ電子のエネルギーの変動の特徴が明らかになりました。

木星オーロラの電子エネルギーは、メタンによる紫外吸収効果が異なる波長帯の強度比（Color Ratio, CR）を指標として求められます。一般に用いられるCRの波長帯は123〜130 nm と155〜162 nmですが、後者は「ひさき」搭載EXCEED観測器の観測波長の範囲外です。そこで、観測器の波長特性を踏まえて、126.3〜130 nmと138.5〜144.8 nmを用いる、新しい強度比を導出しました。これを用い、観測された木星オーロラ発光変動時のオーロラ電子の特徴調査を行いました。モデルで予測した太陽風の動圧増大に対応する数日にわたるオーロラの増光と、太陽風が静穏な時期における木星１自転（約10時間）よりも短いオーロラの増光が検出されました。増光時のオーロラ電子エネルギーの変化は小さく、オーロラ発光強度変化はエネルギーよりも電子数の増大が主要因であることが初めて明らかになりました（10-図１）。太陽風による外部起因の変動と、それによらない磁気圏内部駆動の変動で、オーロラ電子の変化の特徴が継続時間以外には変わらないという結果でした。磁気圏粒子のパラメータ（プラズマ密度・温度）の変動量がオーロラ加速理論から求まり、磁気圏ダイナミクスに伴う断熱的加熱効果およびオーロラ発光位置変化のモデルを、観測結果をもとに定量的に議論することができました※１,２。

10-図１

10-図１　2014年１月に「ひさき」で観測された（a）木星北極域のオーロラ発光強度と（b）発光強度比CR、および、（c）モデルで推定した木星位置における太陽風動圧の時間変化。（a）、（b）において、オーロラ短時間増光をオレンジ色、数日間にわたる太陽風との関連が示唆される増光を水色で示します。（b）の右側の軸は、CRに対応するオーロラ電子エネルギーを示しています。オレンジ色の点も水色の点も同程度のオーロラ電子エネルギーであることがわかります。

2015年１月の衛星イオの火山活動活性時には、発光強度変化が大きい短時間増光が見られ、これらはオーロラ電子数の非常に大きな増大によるものでした。他方、オーロラ電子エネルギーは期間を通して30％ほど小さくなっていました。オーロラ電子のエネルギーとエネルギー流入量の関係を、10 -図２に示します。オーロラ電子加速理論と比較すると、火山活動が活発になった時には、オーロラ電子の起源である磁気圏の数keVのプラズマが増大したことを示唆します。加えて、２年分の長期データから、北極のオーロラ発光強度の中央値は1.3 TWと求まりました※３。木星の熱圏が約1,000度と太陽紫外線加熱では説明できないほど高温に維持されている謎や極域のエネルギー収支を議論するうえで重要な制約を、観測から与えることができました。

10- 図２

10-図２　オーロラ電子のエネルギーとエネルギー流入量の関係を示します。10分積算のデータを用いた頻度分布を表し、暖色ほど観測頻度が高いところです。白線は、異なる磁気圏プラズマ条件下のオーロラ電子加速理論の関係式を示します。観測結果は、静穏時には白色点線（磁気圏の電子2.5 keV, 0.0019 /cc）にもっとも近いのに対して、2015年1月のイオ火山活発時は、白色実線（2.5 keV, 0.0027 /cc）に近くなっていました。

10 -※１ C. Tao et al., J. Geophys. Res., 121, 4041-4054, doi:10.1002/2015JA021271 (2016).
10 -※２ C. Tao et al., J. Geophys. Res., 121, 4055-4071, doi:10.1002/2015JA021272 (2016).
10 -※３ C. Tao et al., Geophys. Res. Lett., 45, 71-79, doi:10.1002/2017GL075814 (2018).