講演資料 - 惑星科学研究センター

月縦孔地形周辺のプラ
ズマ・ダスト環境に関す
る粒子シミュレーション
三宅 洋平*1, 西野 真木*2
1. 神戸大学・計算科学教育センター/大学院システム情報学研究科
2. 名古屋大学・宇宙地球環境研究所
E-address of YM: [email protected]
CPSセミナー 2016年7月19日
目次
• 天体固体表面と太陽風プラズマの相互作用
• 月縦孔周辺のプラズマ電気環境
• (縦孔を含む)月表層周辺の帯電ダスト挙動
• まとめと今後の展望
固有磁場を持たない小型天体と太陽風
の相互作用
天体表面と太陽風プラズマ・光電子の間の電気力学的相互作用
Moon-plasma interactions
Sun
Asteroid-plasma interactions
小惑星の表面帯電
[Courtesy of J. Wang]
[Credit: Halekas & Delory of U.C. Berkeley, and
Farrell & Stubbs of the Goddard Space Flight Center]
月面帯電
プラズマ荷電粒子の付着・放出により、月面は帯電する
(プラズマ中の固体壁帯電と同様の現象)
• 月面:絶縁性表面(プラズマ中の導電率に比べて)
• 主要なプラズマ電流項:
(正の電流項)
太陽風プロトン、光電子放出
(負の電流項)
太陽風電子
• 特定の条件下では重要な電流項:
二次電子、重イオン、帯電ダスト
固体表面帯電の基礎
人工衛星帯電の見積もりのため、基礎理論、地上試験、数値研究手法が発達
背景プラズマ電子
二次電子
後方散乱電子
光電子
太陽光
太陽
背景プラズマ
イオン
衛星構体の宇宙空間に対する電位は、外部とやりとりする
正電流と負電流が均衡するように決められる
5
いくつかの単純な例
Case 1. 電子とプロトンからなる高密度プラ
ズマ環境(e.g., 電離圏)
電子
イオン
Case 2. 光電子放出が無視できない低
密度プラズマ(宇宙プラズマの大部分)
光電子
電子 イオン
Potential
goes UP
Potential
goes DOWN
光電子
電子
イオン
電子 イオン
電流のバランスがとれた時点で平衡状態
月面帯電の先行研究例
平らな月面が主な対象⇒1次元問題
Potential
fLS
Plasma currents:
Surface is a few V
positive.
 ~ 0

fMIN
[Poppe&Horanyi, 2010]
Surface

= 0 exp

 = 0 exp
 + 

Combined with Poisson’s eq.,
1D solution obtained
[Guernsey and Fu, 1970]
Altitude [m]
現実的には3次元的な地形の影響を考慮する必要あり
月で発見されている縦孔地形
(e.g. Marius Hills Hole)
Marius hills
50m
[Haruyama et al., 2012]
[Robinson et al., 2012]
“Possible lava tube”
to be explored in future
[Haruyama et al., 2009]
• Interesting topic in selenology
Future landing missions such as the
“UZUME” project
• Possible candidate for constructing
future lunar bases (Japan, USA, etc.)
Lava tube?
Lunar hole
1.5 km
3次元プラズマ粒子シミュレーション
Particle-in-Cell手法に基づく無衝突プラズマの第一原理計算手法の一種
太陽風プラズマ
光電子
膨大な(1010)“マクロ”プラ
ズマ荷電粒子
 運動方程式
光電子
縦孔
今回の計算では
1. 太陽風プラズマの降りこみ
2. (日照面からの)光電子放出
3. 月面による荷電粒子捕捉
格子点上に離
散的に定義さ
れた電磁場
 Maxwell式
...を考慮
計算手順
E, B
E, B
荷電粒子
E, B
E, B
電磁場or静電場
(Maxwell’s eqs.)
電流・電荷密度
↓
電磁場
粒子運動
(Newton’s eq.)
ローレンツ力
↓
各粒子の速度・位置
J,r
荷電粒子
大規模並列計算への対応:動的負荷分散手法
03
13
23
33
02 03 12 21 22 23 32
00 31
32
10
33
01
11 20 21 01 31 02
11
30
13
22
00
10
20
30
33
One-handed help
(OhHelp)
A part of particles &
replicated subdomain
field data are deputed.
ave. # of particles
node IDs
33 00 32 01 30 10 13 03 23 20 31 02 11 21 12 22
粒子の粗密に起因する負荷バランス悪化を抑制
# of
particles
計算条件
典型的な太陽風・光電子条件
• 太陽風: 5 /cc, 8.6 eV, 450
km/s, 5nT
• 光電子: 4.5 mA/m2, 2.2 eV
z
q
[Willis et al., 1973]
Depth
45 m
計算メッシュ幅: 50 cm
計算領域: 200  200  1000 m3
粒子数: 1010
x
 スーパーコンピュータの
利用、103並列度
z
y
月面帯電(表面電位分布):q = 30
q
正に帯電
電界: 50 V/m
電界: 20 V/m
縦孔内部の
方が高電位
日向―日陰間の電位差(>40 V)
太陽風プラズマの空間分布と挙動
太陽風プロトン
太陽風電子
負に
帯電
Ballistic motion
縦孔の外部:i < e
縦孔の内部:i > e
(/cc)
月
面
で
の
ロ
ス
Limited penetration of electrons
縦孔底部の方が高電位
光電子の空間分布と挙動
光電子密度と運動方向 log(nph)
縦孔横壁から放出された光電子の一部が底部に流入
→縦孔底部の電位上昇を(ある程度)緩和
縦孔底面での電流平衡
PE density + Jph / (-e)
log(nph)
正の電流項
負の電流項
月面:
ph + i =
e
縦孔底面:
PE inflow > PE outflow
i
= ph + e
電流平衡条件が全く異なる。
→太陽風変動に対する応答が異なる
例.太陽風到来角度に対する依存性
縦孔内外の2つの固
定点での電位を太陽
風角度を変えて計測
Outside q

sunlit
shadow
Different behavior
even in sunlit condition
 different current
balance condition
Drastic potential
decrease due to
eclipse

Inside



縦孔の構造に対する依存性
例えば
深さに対する依存性
45 m
電位差大
(V)
15 m
Next step:
縦孔の下部に地下空洞が存在するモデル
→初期結果では縦孔内外の電位差が増大する傾向
将来の縦孔探査に向け、継続的な調査が必要
電位差小
空間電位分布
月面近傍の帯電ダスト環境
月表層のレゴリスが帯電し、静電気力により浮遊?
Horizontal glow
[e.g., Criswell, 1973]
Levitating dust?
NASA
• 尖った表面
• プラズマ環境中で帯電
• 電磁気力による浮遊
• 最も小さいもので10 nm
サイズの存在が示唆さ
れている[Greenberg, 2005]
• 探査機機器類・太陽電池パネル・宇宙服性能劣化
• 健康被害
→月面探査、月面開発に影響
月面近傍のプラズマ・ダスト環境の予測
粒子シミュレーションによる数値予測
縦孔周辺の電気環境(月面電位)
帯電ダスト(0.02 mm)の挙動予測
“Particle-in-Cell計算”
出力データ利用
“ダスト挙動(Test-particle)計算”
月面近傍帯電ダストのダイナミクス
1. ダストの運動方程式(位置x、速度vに関して。電界Eと重力gを考慮)
d
“Particle-in-Cell計算”の結果データを利用
=
d
d d
=
  − moon ො
d d
2. ダスト帯電量の時間変化
dd
= ph  − phc  − swe  + swi 
d
光電子放出
光電子流入
太陽風電子流入 太陽風イオン流入
ドミナント ⇒ 月昼側ではダストは正に帯電(0.02 mmサイズで10e)
[Poppe and Horanyi, 2010; Senshu et al., 2012]
1,2それぞれの時間スケールに対する考察が必要
ダスト流入(流出)電流のモデリング
 Orbital-Limited-Motion理論を基にしたモデリング
[Mott-Smith and Langmuir, 1926;
Hastings and Garrett, 1996]
net d
= ph0 exp −
d
ph
− swe0 1 +
d =
− phc0 1 +
d
swe
d
ph
+ swi0 exp −
d
swi
for d ≥ 0,
d
40 d
• d , ph , swe , swi はそれぞれ、ダスト電位、光電子温度、太陽風電子温度、
太陽風イオン温度
• 電位0に対する電流 I??0 はプラズマシミュレーションのデータを利用
• 「net d ∆」は、通常たいてい1素電荷量未満⇒モンテカルロ法により(確
率的に)ダスト電荷量を変化⇒数100~1000ステップに1回帯電量変化
静電気力Fe vs 重力Fg(1)
 月縦孔周辺における
e
の分布
g
(0.02 mm、
qd=10eを仮定)
e
g
1
10
月面近傍・縦孔内部では静電気力の影響大
静電気力Fe vs 重力Fg(2)
m
e
 = 1 となるような
g
ダスト半径rdの分布
• e ~ d ~  2
• g ~ d ~  3
0.02 mm
小サイズのダストほど静電気力の影響大
現象の時間スケールについて(1)
例)ダストの上下振動運動[e.g., Nittler et al., 1998]
(縦孔ではない)平らな月面上でもその存在が予測されている
運動方程式
帯電量変化法して式など
0.015 mm
0.025 mm
0.020 mm
ダストサイズや初期条件などによって、浮遊の可否が決まる
現象の時間スケールについて(2)
1. 浮遊ダストの振動周期(簡単のためダスト帯電量は一定とする)
E
osc =
ℎmax
2 ‫׬‬ℎ
min
1
(2Τ )(d −(ℎ))
運動エネルギー
dℎ
U(h)
Ed
hmin
~ 100 − 101 sec. for d ~ 0.01 mm
hmax
2. ダストが各電流(大きいもので  10-6 A/m2)により1素電荷量eを得る(失う)時間
1e =

4d2 ph
~ 101 − 102 sec. for d ~ 0.01 mm
帯電緩和時間はこの10倍以上
2は1に対してゆっくり変化.かつその変化は量子的
h
エネルギー保存?(1)
ダスト飛び出しからある一定時間の間、ダスト電荷量が変化しなければ、
(かつ電磁気的な加熱・加速機構がなければ)
「ダストの力学的エネルギーは保存」
⇒ 「Dust levitation」 は実現不可能
初期運動エネルギー
ダスト
「U+qdf」
静電エネルギー:qdf
重力ポテンシャル:U
エネルギー保存?(2)
飛び出したダストが確率的に正の電荷を獲得したとする。
初期運動エネルギー
ダスト
「U+qdf」
静電エネルギー:(qddf+Dq)f
静電エネルギー:q
重力ポテンシャル:U
エネルギー保存?(3)
サブミクロンサイズダストが浮遊するためには、打ち上げられて
から落下するまでに帯電量の変化が必要
ダスト
U
qd f
ダスト
「U+f」
U
「U+f」
(qd+Dq)f
*図はダストの電荷が2eから3eに変化した場合
ポテンシャル構造、ダスト初期運動エネルギー、帯電量変動の様子がわかれば
浮遊条件を算出可能
⇒(Stochasticな)ダスト帯電過程が重要な役割を果たす
縦孔の場合は?
統計的なダスト帯電量変化から予測されるダスト挙動
1.日向(日陰)のダストは正(負)に帯電
日陰
2.帯電量が一定値を超えると日向・日陰
境界を交差するように運動
日向
3.境界を飛び越えたダストの帯電量の正
負が逆転する方向にゆっくりと変化
(日向→正、日陰→負)
4.帯電量が一定値を超えると再び交差運
動
日向・日陰領域の間でダスト移動が持続する可能性
⇒ 粒子シミュレーションによる検証
電気力学相互作用を考慮した宇宙ダス
トの数値モデリング
宇宙空間はダスト帯電の元となるプラズマで満たされている
[Images courtesy of W. J. Miloch & J. E. Wahlund]
「Complex plasma = ダストを含むプラズマ」
の数値モデリングの課題
 ダスト帯電過程
• (通常のプラズマと異なり)ダスト帯電量が時間変化
• 量子化された帯電量、統計的な帯電過程
 ダストダイナミクス
• 電磁気力、重力、摩擦力、太陽光圧など多数の力学項が関
与 ⇒ 扱うパラメータに依存
 ダスト―プラズマ相互作用、ダスト―ダスト相互作用
• ダストプラズマ特有の電磁気現象
• 弱結合?強結合?⇒適した数値モデルが異なる
 ダストの供給源となる惑星表面の最新の知見
(全般にわたる課題として)
各物理プロセスの時空間スケールの乖離
まとめ
月縦孔周辺のプラズマ・ダスト環境に関する大規模粒子
シミュレーション研究
2.ダスト環境
1.電気環境
• 月で静電気力が重要となるダストは
• 月面・太陽風プラズマ・光電子間の相互作用
サブミクロンサイズ
⇒月面帯電、場所による電位差
• 統計的な帯電量変化が振る舞いの
• 地形による影響大(縦孔)
予測に重要
今後の課題:
(月以外の宇宙環境への応用を見据えた)宇宙空間ダス
ト電気力学相互作用モデルの拡張
Questions?
References:
1.
Usui et al., PIC Simulation on Plasma Flow Response to a Meso-scale Magnetic
Dipole in Space, AIAA Science and Technology Forum, 2015.
2.
Deca et al., Electromagnetic Particle-in-Cell Simulations of the Solar Wind
Interaction with Lunar Magnetic Anomalies, Phys. Rev. Lett., 2014.
3.
Farrell et al., Complex electric fields near the lunar terminator: The near-surface
wake and accelerated dust, Geophys. Res. Lett., 2007.
4.
Poppe&Horanyi, Simulations of the photoelectron sheath and dust levitation on
the lunar surface, J. Geophys. Res., 2010.
5.
Guernsey and Fu, Potential distribution surrounding a photo-emitting, plate in a
dilute plasma, J. Geophys. Res., 1970.
6.
Haruyama et al., Lunar holes and lava tubes as resources for Lunar science and
exploration, Moon, 2012.
7.
Robinson et al., Confirmation of sublunarean voids and thin layering in mare
deposits, Planet. Space Sci., 2012.
8. Miyake&Nishino, Electrostatic environment near lunar
vertical hole: 3D plasma particle simulations, submitted.