第11回

極 域 におけ る電離 圏磁 気 圏総合 観測

シ ンポジ ウム講演要 旨

　　　　　　　 The　 Eleven　 Symposium

on　 Coordinated　 Observations　 of　 the　 lonosphere

and　 the　 Magnetosphere　 in　the　 Polar　 Regions

Programme　 and　 Abstracts

昭 和63年1J]25日 ～1月27日

January　 25～January　 27,　 1988

国立極地研究所

National　 Institute　 of　 Polar　 Research

　 　 　 　 　 　 Tokyo,　 Japan

第11回 極球 にお ける電離圏磁気圏総合観測 シンポ ジウム

プ ロ グ ラ ム

日時 昭和63年1月25日(月)

10時00分 ～16時30分

昭和63年1月26日(火)

10時00分 ～17時30分

昭和63年1月27日(水)

10時00分 ～15時15分

会場 国立極地研究所 事務棟6階 講堂

王権 国立極地研究所

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第11回 極 球 にお け る電 離 圏磁 気 圏 総 合観 測 シ ンポ ジ ウム プ ログ ラム

1月25日(月)(10:00～16:30)

挨 拶 国 立 極地 研 究所 長

1.南 極MAP観 測(中 層 大 気)(10:05～11:20)座 長 神 沢 博(極 地研)

1.内 海 通 弘,藤 原 玄夫(九 州 大 ・理)南 極 ナ トリウム層 の観 測 につ いて の考 察

2.秋 吉 英 治,藤 原 玄 夫,瓜 生 道也SAGEH(1985)デ ー タ を用 い た南極 成 層 圏 加熱 率一 一]九州 大 ・理)の 計 算 一 オ ゾ ンホ ール に関 連 して

　　　　　　　M.P.McCormick　 (NASA)

3.牧 野 行 雄,塩 原 国 資,深 堀 正志 南極 船Pに お け る赤 外 分光 観 測;オ ゾ ンホ ール

(気象 研)に 関 連 して

村 松 久 史(京 大 ・防 災研)

小 川 和 絃(東 大 ・理),田 中 正之

(東 北大 ・理),川 ロ貞男(極 地研)

4.安 井 元 昭,藤 原 玄 夫(九 州 大 ・理)オ ゾ ンホー ル:エ キ シマ ーオ ゾ ンラ イダ ー観 測

栗 百]肇,前 田三 男(九 州 大 ・工)シ ミュ レー シ ョ ン

5.田 口 真,岡 野章 一一,福 西 浩　　　 An　Application　 of　a　Tunable　 Diode　 Laser-一(東 北大・理)　 Heterodyne　 Spectrometer　 to　the　Antarctic

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　Ozone　 Hole　 Study

2

3

太 陽 圏 ・磁 気 圏 ・電離 圏 擾乱(1)(11:35～12:35)座 長 丸橋克 英(電 波 研)

6.丸 橋 克英(電 波研 ・平 磯)太 陽 風磁 気 雲 と太 陽 の ダ ー ク フ ィラメ ン ト

7.斉 藤 尚生,湯 元清 文(東 北 大 ・理)　Substorm　 signature　 in　cometary　 magnetosphere

極

8.荻 野 瀧樹(名 大 ・空電 研)　 An　MHD　 Model　 of　Polar　 Cap　Structure

　　　　R.J.Walker,　 M.Ashour-Abdalla

　 　 　 　 　 　 (UCLA)

9.南 繁 行(大 阪 市 立大 ・工)室 内実 験 にお け る磁 気 圏 に及 ぼすI　l'IF効果

一 昼 休 み(12:35～13:30)一

太 陽 圏 ・磁 気 圏 ・電離 圏 擾 乱(2)(13:30～15:15)座 長 田 中高 史(電 波 研)

10.飯 島 健(東 大 ・理)沿 磁力 線 電流 とdipolarization

　　　　T.A.Potemra,L.J.Zanetti

(Johns　 Hopkins　 大)

-1一

11.永 野 宏(朝 日大 ・教養)

荒天 一徹,家 森俊彦(京 大 ・理)

佐藤夏雄,鮎 川 勝(極 地研)

12.菊 池 崇(電 波研)磯(極 地研)

SCに 伴 うCNAの 特性 について

SSC　 トリガ ー ドサブス トーム時に掃 引ビーム リ

オメータで観測 されたCNA

13.田 中高史,小 川忠彦,五 十嵐喜良 昭和基地の50MHZレ ーダで観測 され たE領 域 プ

(電波研)ラ ズマ波動

14.小 川忠彦,田 中高史(電 波研)

醗(極 地研)

15.渡 部重十,小 山孝一郎,阿 部琢美

伊 藤富遭(宇 宙研),大 家 寛

高橋忠利(東 北大 ・理)

16.前 田佐和子(大 阪短大)

みずほ基地上 空の電波 オーロラと光オー ロラの

同時観測

極域電離層における電子密度 と電子温度の比較一おおそ ら衛星による観測結果

電離圏 ・磁気圏擾乱に対する蒸留の応答時間 と緩和時間

4.地 磁気共役点 ・地上多点観測(15:30～16:30)座 長 利根川 豊(東 海大 ・工)

17.角 材 悟(地 磁気観測所) Statistical　 study　 on　 the　 conjugacy　 of

geomagnetic　 disturbances　 in　 the　 auroral

region

18.中 島 英 彰,福 西 浩(東 北 大 ・理)　Kp-dependence　 of　the　Conjugate　 Point　 of

癬(極 地 研)　 Syowa　 Station

19.鈴 木 裕 武,平 島

面 藪 雄,佐 藤 夏雄,平 澤威 男

(極地 研)

S.　UIlaland　 (Bergen　 大)

洋(立 教大 ・理)北 極大気球実験AZCO-EXW1　 で観測 されたX線 マ

20.利 根川 豊(東 海大 ・工)可運纈 山岸久雄,江 尻全機

(極地研)

イク ロバース トと関連 するELFコ ー ラスの地上

多点観測

ULF波 動のア イス ランド内4点 同時観測速報

1月26日(火)(10:00～17:30)

5.オ ーロラ及び関連現象(10:00～12:15)座 長 江尻全機(極 地研)

21.　 C.-1.　 Meng　 (Johns　 Hopkins　 大)

翻(拓 殖 大 ・エ)

22.巻 田 和 男(拓 殖 大 ・工)

C.-1.　 Meng　 (Johns　 Hopkins　 大)

Quiet　 Time　 Auroral　 Distributions

明 るい トラ ンス ポ ー ラー ・アー クの発生 条 件

一2一

23.小 原隆博,西 田篤 弘,北 山正信

向井 再興(宇 宙研)

賀谷信幸(神 戸大 ・工)

24.斉 藤 尚 生(東 北 大 ・理),大 木 俊 男

　　　　 S.-1.　 Akasofu,　 C.　 01msted

(Alaska大)

25.(迦,　 P.　F.　Bythrow　　　　　　　R.　A.　Greenwald

(Johns　Hopkins　 大)

26.中 村 るみ,　GADCグ ループ

(東大 ・理)

27.平 澤威男,小 野高幸(極 地研)

28.林 幹治,　GADCグ ループ

(東大 ・理)

29.山 岸久雄(極 地研)

菊濯「 票(電 波研)

池田修一,芳 野超夫(電 通大)

一 昼休み

6.極 域超高層観測の将来計画(1)

30.小 川忠彦,五 十嵐喜良(電 波研)

平澤蔵男,江 尻全機,藤 井良一

(極地研)

31.平 島 洋,奥 平清昭,鈴 木裕武

(立教 天下理),山 上隆正(宇 宙研)

小玉正弘(山 梨医大)

32.岡 野章一,中 島英彰,福 西 浩一一 東北大・理)

小野高幸,平 澤威男(極 地研)

7.極 域超高層観測 の将来計画(2)

33.小 口 高(東 大 ・理)

34.江 尻全機(極 地研)

35.

36.

EXOS-C衛 星 で 観測 され た新 型 ポー ラー キ ャ ップ

ア ー ク

Occurrence　 phase　 of　 auroral　 activity　 and

view　 longitude　 of　 the　 heliospheric　 neutral

sheet

Simultaneous　 multi-satellite　 observation

of　 the　 auroral　 ova1

Drifts　 of　 Auroral　 structures　 and

magnetospheric　 electric　 fields

オー ロラ南北共役性 の時間的変化

コー ラスとオー ロラの関係

南極昭和基地掃天 リオメータにより観測 されたオー ロラ吸収 とオーロラアークの相互関係

(12:15～13:15)一

(13:15～14:00)座 長 福西 浩(東 北大 ・理)

オー ロラ ・極冠帯電難題研究 のための短波 レー

ダ実験計画

南極 にお けるオーロラX線 観測計画

　　　　　Develoment　 of　 a　 Fabry-Perot　 Doppler

　　　　　Imaging　 System:　 The　 Design　 and

　　　　　Preliminary　 Evaluation　 of　 a　 Proto-Mode1

(14:15～17:30)座 長 國 分 征(東 大 ・理)

　　　　　Auroral　 Dynamics　 (Review)

　　　　　Aurora　 Observed　 by　 the　 rocket　 experiments

　　　　　 (Review)

C.-1.　 Meng　 (Johns　 Hopkins　 大)　 Re冊ote　 sensing　 of　 aurora　 and　 ultraviolet

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　emiSSiOnS　 (ReVieW)

大家 寛(東 北大 ・理)　 Overview　 of　future　 program　 for　Auroral

　　　　　　　　　　　　　　　　　　 study

-3一

37.福 西 浩(東 北大 ・理)

38.江 尻全機(極 地研)

39.鶴 田浩一郎(宇 宙研)

STEP　 Program

STEP　 Program　 in　Antarctica

EXOS-D　 Program

－ 懇親会(18:00～)

会場:研 究棟2階 講義室

1月27日(水)(10:00～15:15)

8.　 ULF波 動現象(10:00～11:30)

40.加 藤 愛雄(東 北大 ・理)

利根 π 一豊(東 海大 ・工)

41.桑 島正幸(地 磁気観測所)

42.

43.

國 分 征,山 本達 人,河 野 英 昭一 一 東 大・理)

K.Takahashi,　 L.J.Zanetti

(Johns　 Hopkins　 大)

福 西 浩(東 北大 ・理)

罧市 沼(東 大 ・理)

座 長 國 分 征(東 大 ・理)

高緯 度 地 方 観測 所 で 観測 され た磁 気 嵐 に 伴 う

ioncyclotron　 wave

Characteristics　 of　SSC　 associated　 magnetic

pulsations　 (Psc)

極 域 カス プ付近 に お け るパ ル ス性 磁場 変 動

Particle　 Precipitation　 Associated　 with

IPDP　 events

44.湯 元 清 文,斉 藤 尚 生(東 北 大 ・理)　 Relations　 of　 Pi　 1-2　 magnetic　 pulsations

K.Takahashi(Johns　 Hopkins　 大)

F.囚.Menk,　 B.」.Fraser

(Newcastle大)

45.桜 井 亨(東 海 大 ・工)

國 募 一 征(東 大 ・理)

K.Takahashi(Johns　 Hopkins　 大)

利 根 川 豊(東 海 大 ・工)

山 岸 久 雄(極 地 研)

atLニ 　1.3　 -　2.1　 to　substorm-associated

phenomena　 at　 AMPTE/CCE

Pi　 2　pulsations　 observed　 at　 AMPTE/CCE　 and

on　 the　 ground,　 Syowa-Iceland　 station

9.　 ELF～HF波 動 現 象(1)(11:45～12:45)座 長 木 村 碧 眼(京 大 ・工)

46.橋 本 弘 蔵(東 京 電機 大)　 The　 mode　 identification　 and　 directions　 of

　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　auroral　 wave

47.高 畑 博 樹,木 村 磐根(京 大 ・工)　 VLF電 波 の電 離 層 ・大 地間 伝 搬 、 減衰 の計 算 に

長野「 勇(金 沢 大 ・工)お け るwave　 hop法 とwave　 guide　 mode　 法 の比較

48.田 中 義 人,西 野 正徳 　　　　　　　　　　　　A　Simulation　 of　 the　Auroral　 Ionosphere-一(茗 天・空 電研)

-4一

49.早 川正士,田 中義人一一(茗天・空電研)

磁気擾乱 に伴いPre¶idnightに 発生する中緯度VLF放 射 の周波数 ドリフ ト

昼 休 み(12:45～13:45)

10.　 ELF～HF波 動 現 象(2)(13:45～15:15)座 長 山岸 久 雄(極 地研)

50.渡 辺成昭,恩 藤忠典,鈴 木 晃 極域 とプラズマ圏境界付近のイオ ンサイクロ ト

彌 義勝(電 波研)ロ ン ・モー ドに関 した波動

51.辻 伸治,早 川正士一顧 一空電研)

島倉 信(千 葉大 ・工)

52.西 野正徳,田 中義人一 て茗天・空電研)

53.恩 藤忠典(電 波研)

54.服 部克 己,早 川正士一て茗天 て空電研)

島倉 信(千 葉大 ・工)

55.大 村善治(京 大 ・工)

松本一紘(京 大 ・超高層)

磁気圏VLF/ELFヒ スの統計的性質 について

Auroral　 Hiss　 Observed　 on　 the　 Ground　 and

by　 the　 Rocket

狭帯域 ヒス と地磁気活動度 およびオーロラヒス

との関係

磁気圏VLFヒ スか ら励起 され るコーラスの発生

機構

電子 ビーム能動実験におけるプ ラズマ波放射 とオーロラ ・ヒスとの比較

一5一

第11回 極域における電離圏磁気圏総合観測シンポジウム

講 演 予 稿 集

昭和63年1月25日 ～1月27日

会 場 国 立 極 地 研 究 所 講 堂

主 催 国 立 極 地 研 究 所

1

南極ナ トリウム層の観 測につ いての考察

内海通弘、 藤原玄夫

九大理

Comment,　 on　 the　 いdar　 observa七lons　 of圭he　 mesospherlc　 sodlum　 laンer　 at,　 Syowa　 Sta七|on

M.し ・chluml　 and　 M.　 Fu　Jlwara

Deparmen七 　〇f　 Physlcs,　 Kyushu　 しnlversI　 t,y

Nomura　 et　 ai.found　 sevear1　 }p+erestlng　 features　 }n　 thε　mesospherlc　 sodlum　 !ayer　 at　 Syo～,a　 S七atlon.　 Three

of　 thetn　 ar'e　 dls〔 ・ussed　 herc・.　 The　 compress|on　 of　 the　 sod}1」m　 atoms　 at,士le　 substorm　 |mpties　 tha七 ヒhe　 sodlum

afoms　 werf」 　 [onl2ρd　 Suddρnlき 　 when　 the　 suttSt(、 「・m　o(・cl5red　 and　 七he　 lom2ed　 s'・vdluma士oms　 drlfted　 upward　 and

dOkn協rd　 due　 to　 the　 1.md　 pal†em.　 4nd　 we　 Su認est　 that　 †he　 a七rr・ospheriq　 t.emF)Pl'aturP　 and/o「 　 de}nst|き

osc1日ate　 ln　 a　 per}od　 of　 abcu十40　 days　 a七 士h(・　hc・i8ht　 range　 of　 80-100　 km　 at　 Shf)～勺aS七atlon・

§1は しめ に

第26次 南 極 観 測 隊 に は 、 こ の 大 陸 で 初 め て 、 レー ザ ー ・レー タ ー で中 間 圏 ナ トリウ ム 層 の 観 測 を し た 野 村 彰 夫 さん(

信 州 大 学 工 学 部)か い た 。 彼 は 、 中 低 緯 度 の ナ ト リウ ム 層 に は 見 られ な い 、 い くつ か の 現 象 を 発 見 して い る。 そ の 中 で 、

重 要 と思 わ れ る も の を 次1こ 挙 げ て み る。

(1)サ フ ス トー ム の 時 の ナ トリ ウ ム 層 の 圧 縮 効 果 。

(2)山 低 緯 度 に は 、 冬 増 大 、 夏 減 少 の 季 節 変動 が 見 られ る か 、昭 和 基 地 で は 、 季節 変 動 ら し きも の が 見 あ た ら

な い 。

(3)ナ ト リウ ム 層 の 密 度 に 、40日 振 動 が 見 ら れ る 。

これ ら は 、中 低 緯 度 て は 、観 測 され な か った 現 象 で あ り、 南 極 特 有 の 現 象 て あ ろ と考 え られ ろ 。 この こ と は、MAP観

測 が残 した も っ と も 重 要 な業 績 の 一一つ と 言 え よ う 。

§2i見 象 の 説 日月

次 の 観 測 を す る場 合 に 指 針1こ な れ ば と思 い 、 私 な り1こ」二記 の 現 象 を説 明 す る 努 力を し て み た 。 上 記 の 項 目別 に進 め る 。

(1)サ フ ス トー ム か ナ ト リウ ム 層 に 影 響 を与 え る とい う こ と で 、 ナ トリウ ム イオ ン が 関係 して い るの で は な い か と 察

せ られ る 。 サ フ ス トー ム 時 に 、 イ オ ン化 した ナ トリ ウム は 、 図1に 示 す よ う な風 系 と地 磁 気 に さ ら され て い る

で 、 上 下 方 向1ご 移 動 し て い く。

(2)季 節 変 動 を 説 明 す る モ デ ル と して は 、Ss,idpr(1985)と 」egoue±al.(1985)の:1つ が 有 力 で あ るが 、 と ち

ら も 、 極 域 て の 振 舞 い に つ い て は 、説 明 で きな い。 た た 、(1)の よ う な現 象 が 起 こ る と い う こ と は 、 サ ブ ス ト

ー ム が あ る時 た け 、 イ オ ン が 大 量 に で き 、 風 に 吹 か れ るの で 、 通 常 は 、風 に は 、 影響 さ れ な いの で あ ろ う 。 従 っ

て 、 中 低 緯 度 で の　 ,legou　 e+　al.の モ テ ル は 、 正 し く ない の で は な い か 、 温 度 と密 度 た け の 季 節 変 動 で き ま る

Swiderの 方 か 止 し いの て は な い か と 考 え られ る。

(3)従 っ て 、 ナ ト リウ ム 層 の 密 度 が40日 振 動 す る と い う こ と は 、80-100Km高 度 の 中 性 大 気の 温度 と 密 度 の

両 方 、 又は 一一方 が40日 振 動 して い る こ と を 意 味 し て い る 。 赤 道 付 近 で の40日 振 動 は 、 大 気 力 学 の分 野 で 注 目

さ れ て い る か 、 南 極 で の 話 は 、 珍 し い の で は な か ろ う か 。 大 気 密 度 ラ イダ ー の30-80km領 域 の 観 測 が 待 た

れ る 。

§;3ま とめ

以 上述 べ た こ と は 、 今 だ 推 測 の 域 を 出 て い な が 、(1)に 関 して は 、 かな り定 量 的 に 議 論 で き るの で 、会 場 で 詳 し く述

へ る 。 オ ソ ン ・ホ ー ル も含 め て 今 後 の 徹 底 した 観 測 が切 望 さ れ る 。

　　　　　　　　　　　　　　　　　Referpnces:

1.　 Nomura,へ.Pt　 a】.　 Geophきs.Res.Lett.,14,700-7019.1987.

2.. .legou.,1.P.tＬt2ti.Ann.CieophNs..3.299-3!2.1985.

3.　～wlder,㌧ ヤ.eta;.`1ρoph》s.　 Res.　 Let七.,12,589-591.!985.

4.　 lchluM1,　 Y.　and　 i`IU}ual'a,　 M.　 Mem.　 Natl　 lns士.PolarRes.,Spe℃.!ssue.47.67-77.1987.

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2

SAGモ 丑(198め テつ 舗 ・た 南極 雇国力・紳 の講

一 オソ"ンフトー{しに関連して

秋.各英治 簾 看i玄夫 瓜ま直也 ト4.ρ,ト4cCo酬'ck

(九 天 理)　 (NASA)

A廠rホc　 Stratospkere　 Heα †沁3R武e(二aL(・ ・しαわ 。"　 usr・V・8　SA(flE工(172s)Dqta.,

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触 明 醗 息 と と び 椒/f　 {?a　AetsT;-A?o)oβ 縫 ・'・v{},.・ ・ 峰 図 ㌘ 錯 よう

17$・7,そ わ らが 踊 圏 の(望&.ノV砺H&　 ICぬ0全 景 ど6活 量 ぱ負担 劇 芝示(τ い 奄

・耕 ・な ク 樋 国 財 ゾ ン層 ・・重 焼 膨 ・纐 オゾ ン ホ ー 四 度 剛 躍 乏 ・ 斥 ・た 亡

2.観 劉 と解 オケ.

〃Aβ期 向 ナ(/e8ヲ ・し!9S1亨?の 観 測'♂ 死後 勾

修 茄 榊 ε し1・・e・・一つ ・ 胡 プ賜Ptplヌ^'外

1.b・/gラ れ セ.顔 劉 でhセ スハ・ク い レ1工裡

榔 非 彦 雰 伸 た スパe7Ftレ と糧1壇 棄 乏 に

よ5チ'廿 ツ を行 い,鉛 直 勲 主肉 塊 震 α 〈7:全

量 と 吻 フ ヤ・ポ 蛎 柿 。

図 ユf:,安 養4μ 領 域(頑 丞72如 乙η→ノ の胸

板 媛 帯 と ア6押03硬 収 事 のズ八。クktレ よク

翠 あ1こ ノ9夢3年春(8-AfPノ レ12fi)の 必 ζ)金蔓(下

段 ♪ ど(2,・全量(.仁 綬 ノ)で 示 す 。 この'向,20

a向 ・・/24nd4ス パ゜外 レ ゲ創 建 マれ'物

売 か り 卵 比 ・室 外 な 壱の のヴ と選 ん だ'.

3.誇 呆 と議 論.

図2に,図4・9.*・ ・ラ03全 量 の 必o全 量

1,対 す ろ 祖 幻 と示 レr=・ オ ゾン ・:t:一レ が 進

Stebヲ 月 ～・/岬 柳 ㌦ ウ叶 τ,03鐘 ・

ル乞04量 の 向 の相 卿aatラ ト 可ワ ル/20・S{illte　ti

と ん ピ 一 更 で05舜 の サ が 城 ケ し'z."る 。

30タ

250 O　AUG.

O　 SEP.

.　 oct.

ム　 NOV.

in19B5

2005.0

十

F

+

(εO-Eも

ε

山ZONOヨく↑Oト

1囲え

5.56.O

TOTAL　 N20　 (10vacm'-2)

6.5

3

4

オゾ ンホ ール:エ キ シマ ーオゾ ンラ イダ ー観測 シ ミュ レーシ ョン

安井元 昭,藤 原玄夫,柴 田隆1,前 田三男1

(九 大 理)1(九 大 工)

OZONE　 HOLE:　 Simula七lons　 of　 Excimer　 O20ne　 Lidar　 Observastions

　 yasui,　 M.,　 M.　 Fu　jiwara,　 ↑.　 Shibatai　 and　 M.　 Maedai

Dep七.　 of　 Phys}cs,　 1Dept.　 of　 Electrical　 Engineering,

　　　　　　　　　　　　　 Kyushu　 Universlty

The　 performances　 of　 o20ne　 lidar　 wl七h　 excimer　 Raman　 lasers　 a七　the　 antarctic　 o20ne　 hole　 conditions　 are

simulated.　 The　 results　 show　 that　 七he　 reliable　 observa七ions　 of　 o20ne　 profile　 up　 to　 30　 km　 in　 al七i七ude

can　 be　 made　 with　 七he　 ozone　 lidar,　 as　 long　 as　 七he　 concen七ra七ion　 of　 aerosols　 is　 not　 so　 high・

1.は じめに

D　I　AL　 (d　ifferen七ial　 absorp七lon　 |idar)法 に よるエキシマ ーレーザ ー及 びエキ シマ ー レーザ ー励起 ラマン レーザ'-r9用 いたオゾ ンライダ ー　(E　OL　 :　Excimer　 O20ne　 Li　dar)は 、対 流圏 から成層 圏にかけて のオゾ ン高度分布

,測定 の強力 な方法 である。　(Shiba七ae七al.)　 EOLに よるオゾ ン測定精度 は、 オゾンその ものの分布、及び エア ロ

ツ ルの分布に大 き く左右 されて いる。 このEOLを 、近年 問題 とな って いるオゾ ンホ ールの測 定に用い る場 合、オゾ ン

1分布 が特殊 な こと、　PSC(Polar　 S七ratospheric　 Cloud)等 によ るエ アロゾル濃 度の増加、 等、測定条件 は、中緯度

におけ るオゾ ン観測時 とかな り異な って いるもの と考 えられる。そ こで、 オゾ ンホ ール時 におけ るこれ ら特殊 な測定条:件下 でのEOLに よるオゾ ン測定を、 シ ミュレーシ ョンによ り検討 してみ た。

2,シ ミュレーシ ョン

シミュレーシ ョンの方法 は、 まず最初に、 オゾ ン密度、大気密度、 エアロゾル密度 をデ ータとして与え、このデ ー

タと1idar方 程式 を使 って、受信 されるphoton数 を見積 る。次 に、このphoton数 が観測 されたもの と

して、 これ を使 ってオゾ ンの高度分布 を逆 に計算 した。 この場合、実際の観測 と同様 に、我 々が知 り得 るの はphot

on数 と大気密度 分布 のみ と考 える。

データは、大気密度:El七ermann　 Mode1,　　 エアロゾル(PSCの 時):Kent　 e七a1.,エ ア ロゾ ル(PSCの 無 い

とき):Hofmann　 e七al.,オ ゾ ン:Hofmann　 et　al.　 等の結 果を用いた。(図1)

使 った波長 とオゾ ンの吸収断面積 を表1に 示す。波長M,λ2の 場合、 ∠hの 距離平均 の密度n(h)は 次の式

で与 えられ る。

1Pl(h)P2(h)

n(h)=(1n-ln)

2(σ1一 σ2)∠lhP1(h十 ∠h)P2(h十 ∠1h)

十B'十T－

ここで

B_=1n

β1(h+∠h)－ln

β2(h十 ∠h)

β1(h) β2(h)

, T'=-2∠h(α1一 α2)

ここに、 σ1,σ2:オ ゾ ンの吸収断面 積、 β1,β2:後 方散乱係数 、 α1,α2　 :　 extinction、　P1,

P2:受 信　 photon数 、h:高 度、等 を、それぞれ あらわす。

まず、最 も簡単なDIAL解 析 法 として、B-=Oと し、T－ は大気 分子に よる部 分だけ を入れて、 オゾン分布 を求

め た。 すなわち、エア ロゾル の存在 を無視 した。結 果を図2に 示す。PSCの 無 いときは、大体良 く再現 で きるが、Pl

SCの ある時は、大 きな誤差 が生 じる。 これ は、 エアロゾ ルが濃 いときは、その影響 が大 きく、B-,T'へ のエ アロ

ゾル からの寄 与が無視で きないためであ る。B',T－ の項へ のエアロゾルの影響 は、オゾンの吸収の小 さい波長(3

60nm)の デ ータを用 いて見積 るこ とがで きる　(Browel　 e七al.)。 これ らの項 を入 れた結 果 は、会場 にて示す予定で あ

る。

3.ま とめ

シミュレーシ ョンの結果 、次のこ とが明か とな った。オゾ ンホール 時の南極上空 オゾン分布 は、 エアロゾルの分布 が、

Hofmann　 e七al.　 が測定 した程度 の濃度 の時、EOLを 用いて中緯度 と同程 度の精度で測 定が可能で ある。 また、P

SCが 存在 する時 も、PSCが あ る程度の濃度 までは、その影響 の除去が可能で あ り、信頼 し得 るオゾ ン分布をEOL

を用 いて得る ことがで きる。

(文 献)BroweletaL:App1.Opt.,1985,Vo|.24,2827,E1七erman:Air　 Force　 Cambridge　 Reseaech　 Lab.,　 19

68,　 Environmen七al　 Research　 Papers,　 No.　 285,　 Hofmann　 et　 al.:GRL,　 1986,　 Vo1.　 13,　 1252,　 Ken七e七a1.:JAS,

1986,VoL43,2149,Shibatae七 　al.:Appl.　 Op七.,1987,Vol.26,2604,,

4

波 長　 nm 吸収断 面積cn112

291.6

312.9

359.7

1.1x10-|8

6.3xlO-28

6.8x10-23

表1オ ゾン観測に用いる波長と吸収断面積。

6

①

15

¥)山0コ」」トヨく

FIG・　1c　 PSC

(Ken七 ∈式.al.)

WAVELEN合 子H291、6rm

コ

5ー

重工)山O⊃」」」-」く

Olel6

FrG.1a

1ト1アle181F191E亭2D

　　　　　　　OZONE　 DENSITY　 (/m1)

The　 origlnal　 o20ne　 profile　 in　 o20ne　 hole

　　observed　 by　 Hofmann　 et　 al..

IFIO}E-41E-31E≒21FI

AEROSOL　 BA⊂KSCATTER　 COEFFI(ユEドT

(/陥.5r)

Fig.　 lc　 The　 PSC　 profile　 observed　 by　 Ken七e七al..

Fig.　 1a

Fig.　 1b

Fig.　 2a

　　　　IE-6　 1H　 IH　 le3

AEROSOL　 BACKSCA'「rER　 COEFFICIENT(/ke・y)

The　 aerosol　 profile　 in　 o20ne　 hole　 observed

by　 Hofmann　 e七al..

加

15

(E三

山O⊃ヒ

↑]<

The　 simula七ed　 o20ne　 profile　 wi七h　 the　 aerosol

profile　 in　 Fig.　 1b.

Fig.　 2b　 The　 simula七ed　 o20ne　 profile　 with　 PSC　 in　 Fi9・ 　 lc・

5

5

An Application of

to

a Tunable Diode Laser Heterodyne

the Antarctic Ozone Hole Study

Spectrometer

Taguchi, M., S. Okano and H. Fukunishi

Upper Atmosphere and Space Research Laboratory

Tohoku University

We have been developing a laser heterodyne spectrometer for remote sensing of the atmospheric ozone and other minor constituents in the stratosphere. Absorption lines of atmospheric ozone in the infrared region (A --9.5pm) were recently observed with the spectrometer using a tunable diode laser (TDL) as a local oscillator. An example of the results is shown in Fig.1. The lower trace in Fig.1 is the observed atmospheric spectrum

;obtained by sweeping the wavenumber of the TDL from 1064.0 to 1064.7 cm -I with the tuning rate of about 0.08 cm-1/min. The upper trace is the simultaneous measurement of absorp-tion spectrum of methanol contained in a cell, which is used as a frequency standard. There exist at least ten strong atmospheric absorption lines, which were identified as those of ozone referring to the AFGL atmospheric absorption line parameters compilation; although there is an absorption line (1064.33 cm-') which appears clealy in our observed spectrum but not corresponds to the AFGL listing.. The solar elevation dependence of the absorption was also observed.

One of the advantages of this TDL heterodyne spectrometer is that the operating

wavenumber region can be selected freely only by replacing the local oscillator. Owing to this versatility, it is expected that this spectrometer can be applied to observations of ozone and other molecules, such as nitrogen-oxygen compounds, chlorine-oxygen compounds or chloro-fluoromethanes, which are related to ozone through photochemical reactions and iilight iTi;i:ortant as one of th° ,ane, of the Antarctic ozone hole.

Nov. 18, 1987 10h56m - 11h05m

.7 .6 1064.5 .4 .3 .2 1064.0

+-

Cu

.0

YA,

F

- V I C H3 OH Spectrum

-AtmospheriO-Spectrtilm

rl

„/N63 03 03

Fig.1

.7 .6 1064.5 .4

Wavenumber

.3 .2

(cm 1)

.1 1064.0

6

6

INTERPLANETARY MAGNETIC CLOUDS AND SOLAR DARK FILAMENTS

Katsuhide Marubashi

Hiraiso Solar Terrestrial Research Center, Radio Research Laboratory

This paper is concerned with the interplanetary magnetic cloud as was defined by Klein and Burlaga (JGR, 87, 613, 1982). In their definition, the magnetic cloud is characterized by the rotation of magnetic field vectors within itself nearly

parallel to a plane. The aim of this study is to find out a direct physical con-nection between the interplanetary magnetic clouds and causative solar phenomena by identifying the origins of the magnetic clouds on the sun.

Magnetic field configurations were investigated for more than 10 typical examples of the interplanetary magnetic clouds. It is shown that the observed mag-netic field rotation within the clouds can be explained to be due to the passage of a spacecraft through a twisted magnetic flux rope structure. Here, the magnetic flux rope is defined as a cylindrical structure with a strong axial field in the center, and weaker and more azimuthal fields at large distances from the center. An attempt to identify the causative agents on the sun based on the transit time

requirement reveals that many of the magnetic clouds can be consistently inter-preted to have been produced in association with sudden disappearances of solar filaments.

1 detailed comparison of the magnetic field signature oxpected from the flux rope model with observed magnetic field variations reveals that the orientation of the observed flux rope axis generally coincides with the orientation of the associ-ated solar filament which disappeared. It is found that two types of interplanet-ary flux ropes exist. The electric current flowing within rise structure is nearly

parallel to the local magnetic field in one type, and nearly anti-parallel in the other type. It is further found that the first type (parallel type) structures originate from filament disappearances in the southern hemisphere of the sun, and the second type (anti-parallel type) structures from those in the northern hemi-sphere, irrespective of the polarity of the solar general field changing with the sunspot cycle. In both cases, the direction of the azimuthal magnetic field in the outer portion of the interplanetary flux rope is consistent with the direction of the arch magnetic field over the associated filament inferred from the large-scale photospheric magnetic field in the region surrounding the filament.

Recent studies on coronal mass election (CUE) events pointed out that

typical CUE events exhibit features of a three-part structure: a bright core within a dark lunette surrounded. by a bright featureless loop. Combining this with the above observational evidence, we can lead the most natural interpreta-tion for generation of the interplanetary magnetic cloud as follows. The magnetic 0 SUN field surrounding an eruptive prominencehas a flux rope structure already at the time of eruption, and the structure is extended or propagated through inter-

planetary space with its orientation almost maintained, being observed as the interplanetary magnetic cloud as is illustrated in the figure.

• 6,

411.°-/

Spa

o° i 10°

1 o°

I

^00

\ .

20

\ . -bo

7

7

SUBSTORM SIGNATURE IN COMETARY

T.Saito, K.Yumoto and

(Tohoku Univ.)

MAGNETOSPHERE

T.Oki

(Sendai)

The magnetic reconnection

sphere is compared with that

comparative substorms.

associating with substorm in

in a cometary magnetosphere

the

from

earth's magneto-

a viewpoint of

Based on more than 500 photographs of comet Halley during the 1985/86 appari-

tion, the knot structure in its plasma tail on December 31, 1985, is concluded

to be due to the magnetotail reconnection. Dynamics of the knot is observa-

tionally obtained from 22 photographs and expressed as shown by the hollow

circles in Fig. 1.

(1) The observed X-t relation coincides well with the theoretical relation

(solid curves) expected from the dynamic pressure model, in which a sudden in-

crease of dynamic pressure of the solar wind is considered to generate the tail

plasmoid. (2) The observed knot structure suggesting open field lines shows a distinct

contrast of the substorm type disturbances in the cometary and the terrestrial

magnetosphere.

Z 0 r: < J W CC

X

z

i=o < __I w m

>

NARROW RANGE WIDE RANGE

08

TIME(t) UT64

62

60

58

E 50

X 40

30

2 O - 20

W D Z

W10

H 0 si? D 0 0 Z 12

I 100 lL 0 > 80

60 (7) 40 0 1—

0 20 WZ >y 0 -HOURTIME AFTER THE START OF PARTICLES(t')

18 0

( D )(8)6 12 18

10 20 30

S

8

An MHD Model of Polar Cap Structure

T. Ogino (Research Institute of Atmospherics, Nagoya University) R. J. Walker (IGPP, UCLA)

M. Ashour-Abdalla (IGPP and Dept. of Physics, UCLA)

We have modeled the dependence of the polar cap structure and the magnetospheric configuration on the north-south component of the interplanetary magnetic field

(IMF) by performing a three dimensional time dependent magnetohydrodynamic (MHD) simulation of the interaction between the solar wind and the earth's magnetosphere. The model has high spatial resolution with 0.5Re grid spacing on a (Nx, Ny,

Nz)=(150, 50, 50) point grid except for the boundary. When a uniform northward IMF

(Bz=5nT) is initially imposed throughout the system, the plasma sheet thickens in a small region near the noon-midnight meridian and extends into the tail lobes. When

viewed from the polar cap this appears as a narrow finger of closed field lines

extending into the polar cap. When the northward IMF initially enters the

simulation region with the solar wind flow, the plasma sheet extension becomes less

pronounced. For both cases the convection near the noon-midnight meridian is sunward and field-aligned currents of the region 1 type appear in the both sides of

the plasma sheet extension. When we set the IMF to zero the sunward convection

stops and the field lines in the tail have a more concave shape. For a southward IMF (Bz=-5nT) the field lines have a very concave shape as a neutral line forms

across the tail and the convection near the noon-midnight meridian is changed to a

wellknown pattern of anti-sunward. When the IMF is southward the polar cap expands until it reaches 65° latitude at midnight while for northward IMF it shrinks to

80°. We also have used the model to evaluate the effect of dipole tilt on the

configuration of the tail. For smal tilt angles the neutral sheet forms an arc

across the tail in the y-z plane in GSM coordinates which is similar to the empirical model of Fairfield. The entire neutral sheet shifts in the north-south

direction as the dipole tilt is changed. The position of the neutral sheet results from the requirement that the earthward magnetic flux must equal the tailward flux

for all tilt angles.

-45Re

Y 20Re

Fig. 1 Configuration of the magnetic field lines and the northern polar projection of plasma density P, plasma pressure p, parallel flow vo,open-closed field region, parallel vorticity cio and

field aligned current Jo for a northward IMF of Bz0=Bz=5nT. Here Bzo and Bz stand for an initial uniform IMF and a flowing

IMF. The hatched area means positive value in lip, fin and J.

9

Z 20Re

X

15R

•

-45Re, -z^

• (1(1

- • --

,, --....._---------------- -. ------,-----

~~ ~_: \~~

is

-P 0_,.• r% ,•./.;`,•

•

• ••

•

•

•

P7/"'; • "

. •••

• - • . •"•••

.1

OC

Fig. 2 Same plots as northward IMF of Bz=OnT sunward convection is northern pole.

in Fig.1 for a and Bz=5nT. The

excited near the

Fig. 3 Same plots as in Fig. 1 uniform IMF of Bz0=Bz=OnT. The convection disappears near the

pole.

for no sunward

northern

/7 --=----- ',-;--

_,---- - - —_

\\_~~

_' _

I '

00

Fig. 4 Same plots as in southward IMF of Bz0=OnT The dayside magnetic occurs.

( FM!C4Z,Hitfol\\8

v„

Fig. 1 for a and Bz=-5nT.

reconnection

Fig. 5 Same plots as in Fig. southward IMF of 13,0=Bz=-5nT. cap expands toward, the equator.

1 The

for a

polar

10

9

Laboratory Evaluation of the IMF Control of the magnetosphere

Shigeyuki Minami

Department of Electrical Engineering, Osaka City University

As part of a continuing series of the terrella simulation experiments [Minami

and Takeya, 1985a, 1985b], we report here an attempt to investigate a laboratory

evaluation of the IMF control of the configuration of the magnetosphere. A quan-

titative study of the particle entrance of the solar wind into the magnetosphere has

been made [Minami and Akasofu, 1986]. Digitized plasma column density intruded

into the simulated magnetosphere was observed by the time exposure photograph with

different IMF Bz conditions. The result suggested that the amount of the solar

wind plasma entered into the magnetosphere is directly controlled by Bz [Minami and

Akasofu, 1987]. This stored kinetic energy dependence on the Bz values seems to

show the same tendency as the stored energy dependences on Bz values analyzed

previously.

A set of photographs of the simulated magnetosphere with nine different Bz's

used for the analysis is shown in Figure 1. Figure 2 indicate the deduced plasma

content stored in the simulated magnetosphere dependence on Bz. From Figure 1,

one can fine that the size of the magnetosphere is also controlled by IMF Bz. The

magnetosphere size shrinks as the IMF changes from southward to northward as

shown in Figure 3.

Further analysis, changes of Bx, By values, should inform us more informations

for IMF control of an evident energy transfer of the solar wind related to the ac-

tual magnetosphere.

References;

Minami, S., and S.-I. Akasofu, Planet Space Sci. 34, 987, 1986.

Minami, S., and S.-I. Akasofu, Laboratory and Space Plasmas, ed. H. Kikuchi,

Springer Verlag, in press, 1987.

Minami, S., and Y. Takeya, J. Geophys. Res., 90, 9503, 1985a.

Minami, S., and Y. Takeya, Planet Space Sci., 34, 69, 1985b.

11

(a) Bz=-5.87

(d) Bz= -1.4y

71; -c-1 3 >

>) m Cl CU-M s - - H Z w H Z 0 0 < 0 < -1 ta_

(g)

Figure

(b) Bz= -4.2:y

Bz=+2.8y

1 Photographs of the

(h) Bz=+4.2y

simulated magnetosphere

"6 4 2 0 -2 -4 -6 Bz (Y)

Figure 2 Integrated plasma content stored

in the simulated magnetosphere dependence

on Bz's.

CD

)-- CJD

1-- CD •‹C

C_D

(c) Bz= -2.8y

(f) Bz=+1.47

with

ri

nine

Bz = +5.6 y

different Bz's.

12

10

- A "./ ott:

veLop-7.4 emto _pk_Pc/ - Hr_e,, 1,e_c-e4 Otepacut: zctopt.

T. A. Po tic CA -P-0 J-1./ L..20,-)1e) (AkLJJ-)-/y)

Large east-west magnetic perturbations (which were associated with substorms and are ascribable

to field-aligned currents) have been observed on the nightside magnetosphere by the ANPTE/CCE

magnetic field experiment. Substorms analized here showed the driven process phase plus subsequent

unloading phase. The driven phase is characterized by one or two hours development of polar-cap

ionospheric sunward current. The onset of the unloading phase is signified by a sharp development

of polar-cap dawnward current, which implies the occurrence of large westward auroral electrojet.

By the AMPTE/CCE magnetic field data, the field-aligned currents begun to develop almost simultane-

ously with the onset of the unloading phase (i.e. the onset of e sharp deflection of polar cap

ionospheric current vector) regardless of the spacecraft positions in the nightside magnetotail.

These field-aligned currents exhibited the Region 1 plus Region 2 paired current system and are

thought to be connected to the westward auroral electrojet. So-called geomagnetic dipolarization

effects were observed after the onset of these field-aligned currents by the same spacecraft.

The time delay ranged from--10 to-30 minutes. We suggest that the definite developments of paired

field-aligned currents as observed here by the AMPTE/CCE give some feedback effects to the magneto-

tail so as to promote the geomagnetic dipolarizations there. Present findings of these substorm-

related field-aligned currents present distinct pictures from the so-called current-wedge model in

the past studies.

13

11

SC　 に 伴 う　CNAの 特 性 に つ い て

永 野 宏 、 荒 木 徹 、 家 森 俊 彦 、 佐 藤 夏 雄 、 鮎 川 勝

(朝 日大)(京 大 理)(京 大 理)〈 極 地 研)(極 地 研)

CHARACTERISTICS　 OF　 CNA　 ACCOMPANYING

　 GEOMAGNETIC　 SUDDEN　 COMMENCEMENTS

Hiroshi　 NAGへNO.　 Tohru　 ARAK|,　 Toshihiko　 IYEMORI.　 Na七suo　 SATO　 and　 卜1asaruへYUIくAWA

(Asahi　 Univ.)　 (Fac.　 Science,　 Kyoto　 Univ.)　 (Na七11ns七.　 Po|ar　 Res.)

Cosmic　 noise　 absorption　 (CNA)　 accompanying　 geornagnetic　 sudden　 commencemen七s　 (SC's)

at　 Syowa　 Sもation　 was　 inves七iga七ed　 using　 1-sec　 data.　 Local　 time　 dependence　 can　 be

seen　 on　 the　 occurrence　 rate　 and　 intensi七y　 of　 CNA.　 Strong　 absorption　 occurs　 when　 SC

amplitude　 of　 magnetic　 H-component　 (△H)　 at　 Honolulu　 and　 pre-SCへE　 index　 are　 large・

SCに 伴 うCNAは 　 aurora1　 20ne,並 び に、 そ の

近 傍 で 観 測 さ れ て い る現 象 で あ り、 そ の 特 性 は 、　 MLT、

SCの 起 こ る前 の 磁 気 圏 の 状 態、 磁 場H成 分 のSC　 am-

plitude　 (△H)、 　 △H/△T　 (rise　 time)　 等 に 依 存

す る と 思 わ れ る。 我 々 は 、1981年4月 か ら1986

年12月 迄 に 昭 和 基 地 で 得 ら れ た1秒 値 デ ー タ を 用 い て、

観 測 さ れ た142の 　 SC　 eventに 伴 うCNAに つ い て、

そ の 特 性 を 調 べ た。 図1は 、　 SC　 に 伴 うCNAの 出

現 頻 度 、 並 び に 、 吸 収 の 強 さ の 平 均 値 に つ い て のMLT

依 存 性 を 調 べ た も の で あ る。 日 中 に は 出 現 頻 度 も 高 く、

か つ 、 強 い 吸 収 を 示 す が、 こ れ はSC時 の 磁 気 圏 の 前 部

の 圧 縮 の た め の 電 子 の ピ ッ チ 角 散 乱 に よ るD層 へ の 降 下

に よ る と 考 え ら れ る。 ま た 、 真 夜 中 の 近 く に も 出 現 頻

度 が 高 く、 強 い 吸 収 を 示 す が 、 こ れ は 磁 気 圏 尾 部 の 粒 子

の 降 下 に よ る と 考 え ら れ る。 図2は 、1981年4月

か ら1984年6月 迄 の94の 　 SC　 eventに つ い て の

CNAの 強 さ の,　 Honoluluで の △Hと 　 SCの 起 こ る 前

の6時 間 平 均 の　 AE　 index　 (pre-SC　 AE)と に 対 す る

関 係 を 示 し た も の で あ る。(a)は 、MLTが6時 か

ら18時 迄 に つ い て の 図 で あ る が、CNAの 吸 収 が 無 い

の は △Hが20nT以 下 、 か つ 、　pre-SC　 AE　 が200

nT以 下 の 場 合 で あ る こ と が わ か る。 そ れ に 対 し て、

(b)の 　 MLTが18時 か ら6時 迄 に つ い て は、 そ れ

ら の 値 以 上 で もCNAの 吸 収 が 無 い 場 合 が 多 数 あ り、 昼

夜 に よ る 非 対 称 が あ る こ と が わ か る。 ま た 、 全 体 的 に

こ れ ら2つ の 図 か ら、CNAが 強 い の は、 △Hと 　pre-

SC　AE　 と の 両 方 と も が 大 き い 時 に 出 現 し や す い、 即 ち 、

磁 気 圏 の 中 に 粒 子 が 沢 山 あ る 状 態 で 、 強 い 磁 気 圏 の 圧 縮

が 起 こ る と 出 現 し や す い こ と が わ か る。 講 演 時 に は、

昭 和 一 ア イ ス ラ ン ドの 地 磁 気 共 役 点 で のCNAの 共 役 性

に つ い て も 言 及 す る 予 定 で あ る。

図2

1図

1000

A「

800

≡≡

佐60°

8↓4ao

二

200

ーO

O

　aく

6-18h目L丁81,4-84.6〔45.v8nt3〕

P

鍾8・㌶　 Oc　 v

010

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2° 鴛

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14

12

Cosmic Noise Absorption Observed with Scanning Beam Riometer at a Time of SSC-Triggered Substorm

Takashi KIKUCHI* and Hisao YAMAGISHI**

* Radio Research Laboratory, Koganei, Tokyo 184

** National Institute of Polar Research , Itabashi, Tokyo 173

This paper reports latitudinal and temporal variations of cosmic noise absorptions (CNA)

associated with a storm sudden commencement (SSC) and substorm, observed with the scanning beam

riometer at Syowa station (L = 6.1). The scanning beam riometer scans a narror antenna beam (beam width = 13°) between ±30° in zenith angle ( ±50 km at 90 km height) in the magnetic north-south and

east-west directions at a speed of 6°/sec. This system detects spatial variations of CNA with a

spatial resolution of 10 km.

Figure 1 shows scanning beam riometer data obtained at a time of SSC and the succeeding

substorm. Figure 1 contains 11 curves for the NS scanning (upper part), 11 for EW scanning (lower

part), 4 curves for fixed direction beams, zenith and north, south and west at a zenith angle of 30°, as well as ULF D-component, dD/dt. The SSC took place at 2353 UT, on November 3, 1986 and

the substorm followed at 0001:30 UT, on November 4, 1986. Onsets of SSC and substorm are indicated with A and B by the curve of ULF D in Figure 1. The SSC caused a CNA in the equatorward region of

the field of view of the scanning beam riometer, at 2354 UT, 1 min later than the SSC onset (shown

with C). This CNA propagated equatorward at a speed of 500 m/s. On the other hand, a large magnitude CNA occurred simultaneously with the occurrence of the geomagnetic substorm. The

substorm-associated CNA first appeared in the equatorward region (shown with D) and moved poleward

at a speed of 5.8 km/s. The magnitude of CNA increased with increasing latitude. These observational results suggest the following points:

The SSC-associated CNA observed in the midnight was caused by an earthward propagation of a

compressional hydromagnetic wave in the nightside magnetosphere, while the SSC observed on the

ground propagated directly from the dayside. The region of quasi-trapped electrons responsible for the CNA was located equatorward of Syowa station. The substorm started equatorward of Syowa station

and expanded poleward with increasing its magnitude.

Figure 1

NS scanning

SW scanning

2352 53 54 55 56

NOVEMBER 3

57 59 0000 01 02 03 04 05 06

NOVEMBER 4, 1986

07 08 UT

15

13

E region plasma waves observed by 50 MHz radar

at Syowa Station

T. Tanaka, T. Ogawa and K. Igarashi

(Radio Research Laboratory)

Electron density irregularities in the auroral E region were observed by a 50 MHz Doppler radar at Syowa Station. In these observations, electrostatic and ULF plasma waves were detected in various forms. ULF waves were observed as periodic fluctuations of irregularity occurrences in the spatial and temporal distributions, while elecrtostatic waves were detected as characteristic spectra in the Doppler velocities of irregularities. In this report, some initial results are shown for the analyses of these plasma waves. At Syowa Station, irregularity distributions are observed over long ranges

by using the antenna beam toward off-directions from geomagnetic south. From these observations, structures of periodic irregularities were obtained. By comparing these results with ground magnetic perturbations, it is shown that the amplitude of ground magnetic perturbations in ULF range is controlled by the wavelength of ULF waves in the ionosphere. Waves with wavelength about 150 km were not detected from ground magnetic data. These results indicate that ground magnetic perturbations are generated by Hall currents in the E region.

Seen from characteristic features of Doppler spectra, there are three types of irregularities called type I, type II and type III. Type I irregularities

produce narrow spectra associated with Doppler velocities near the ion acoustic speed (i.e., 350 m/s), and type II irregularities produce broad spectra associated with lower velocities. These two types of irregularities were observed at small magnetic aspect angles. On the other hand, type III irregularities which produce narrow spectra with nearly constant Doppler shifts well below the ion acoustic speed were observed at larger magnetic aspect angles than do type I and II. The Doppler shifts of some of type III irregularities were centered at 25 Hz, suggesting the ion cyclotron waves near the gyrofrequency of molecular ions (i.e., NO+,02 ). However, type III irregularities with the Doppler shift much smaller than the gyrofrequency of molecular ions were occasionally observed.

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for 5-6 UT on May 6,

1984. Type III spectra

are observed after

0545 UT.

16

14

み ず ほ基 地 上 空 の電 波 オ ーロ ラと光 オ ーロ ラの 同時 観 測

Simultaneous　 Observations　 of　 Radio　 and　 Optical　 Auroras　 over　 Mizuho　 Station

小川 忠彦 、 田中 高 史 、 山岸 久雄

(電 波研 究所)(極 地 研究所)

T.　 Ogawa,　 T.　 Tanaka,　 and　 Y.　 Yamagishi

　 (Radio　 Res.　 Lab.)　 (NIPR)

　　 Simultaneous　 observations　 of　 radio　 and　 optica1　 (4278　 A)　 auroras　 in　 a　common　 area　 (15x20　 km)　 at100　km　 altitude　 over　 Mizuho　 Station　 were　 made　 during　 August-October,　 1985.　 Radio　 aurora　 was

observed　 by　 a　50　 MHz　 DoPPler　 radar　 at　 Syowa　 Station　 and　 optical　 aurora　 by　 a　photometer　 with　 a　view

angle　 of　 about　 7°　at　 Mizuho.　 It　 is　 confirmed　 that　 the　 radar　 echo　 intensity　 (electric　 field

strength)　 within　 an　 auroral　 arc　 is　 supPressed,　 and　 found　 that　 the　 DopPler　 spectra　 of　 radar　 echoes

are　 independent　 of　 auroral　 forms.

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時観測 から、オ ーロラ電場 、粒 子降下 、プ ラズマ不安定の

相互関係 など を窺 い知るこ とが できる 。

最後 に、みずほ基地 での フォ トメー タ観測 を担当 された26次 隊の鮎 川隊員 に感 謝す る。

October　 5,　1985

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component　 and　 4278　 A　 auroral　 intensity　 at

Mizuho　 and　 radar　 echo　 intensity　 over　 Mizuho

detected　 at　 Syowa　 Station.

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Fig.　 2.　 Time　 variation　 of　 DopPler　 spectrum　 of　 radar　 echo　 for　 hours　 ahown　 in　 Fig・ 　 1・

17

15

極 域 電 離 層 に お け る 電 子 密 度 と電 子 温 度 の 比 較一お おそ ら衛 星 に よ る観 測 結 果

渡部重十1 小山孝一郎1阿 部琢美1大 家寛21宇宙研2東 北大理

高橋忠利2伊 藤富造1

ELECTRON　 DENSITY　 AND　 TEMPERATURE　 IRREGUI、AR工TIES

OBSERVED　 BY　 OHZORA　 SATELL工TE

工N　 THE　 H工GH-1、ATITUDE　 TOPS工DE　 IONOSPHERE

Shiget二 〇 聡霊鑑螺 灘 鰯1禮1麟 岬 ワ

1エn。titute　 。f　 Space　 and　 A・tr・nautical　 Science

2G・ 。phy・icalエ ・・tit・t・ 　。f　T。h。k・ 　U・iver・ity

Electron　 density　 and　 temperature　 observat二ions　 by　 Ohzora　 satellite　 have

provided　 quantitative　 results　 on　 t二he　amplitude　 and　 scale　 size　 distribution　 ofthe　 plasma　 irregulari七ies　 in　 七he　 high--latitude　 七〇pside　 ionosphere.　 The　 size　 of

t二he　 irregularit二ies　 is　 found　 to　 be　 highly　 variable,　 dimensions　 typically　 ranging

from　 a　 few　 km　 to　 a　 few　 hundred　 km.　 The　 satellite　 observations　 show　 three　 areas

of　 irregularities　 in　 the　 high-la七it二ude　 ionosphere,　 which　 are　 re!at二ed　 to　 t二he

trough,　 the　 auroral　 oval　 and　 the　 polar　 cap　 enhancement.　 Good　 correlation

between　 the　 elec七ron　 density　 and　 electron　 temperat二ure　 irregularities　 is

obtained　 in　 the　 auroral　 regions,　 but　 significant　 phase　 difference　 of　 the

irregularities　 is　 found.　 The　 result　 suggests　 that　 the　 dynamics　 of　 high-latitude

ionosphere　 is　 important　 to　 the　 distribution　 of　 plasma　 irregularities.

」至 極域電離層における電子密度の不規則構造は、衛星及びレーダー等による観測からその発生領域及び構造などが明ら

かにされつつある。この不規則構造は、数mか ら数百kmにいたるスケールをもち、極域電離層全体で観測される。

おおそら衛星に搭載された電子密度プローブと電子温度プローブは、赤道域から極域にいたる電離層を観測し、特に極

域電離層で電子密度、電子温度の変動を多数例観測した。電子密度の変動として従来考察されてきた不規則構造に電子温

度のデータを加え比較検討することにより、極域電離層プラ

ズマの変動の構造及び発生機構を考察した。

電子密度と電子温度の比較 おおそら衛星により極域電離層

で観測された電子密度と電子温度の一例を図1に 示す。衛星は中緯度領域から極域にかけて観測 し、極域電離層特有の現

象を観測した。1414:30UTか らトラフ領域の中に衛星は入り、そこで電子密度の減少と電子温度の上昇が観測さ

れている。その後1416:30UTか ら粒子の降り込みが

同衛星に搭載された低エネルギー粒子観測装置により観測され、その領域で電子密度と電子温度のはげしい変動が観測さ

れている。この変動成分をプロットしたものが図1のcとd

である。これらの変動は トラフ領域の赤道側から観測されている。粒子の降り込みが存在するオーロラ領域では電子密度

と電子温度の変動に対し非常によい相関がある。電子密度と

電子温度の変動は図1fに 示すように数秒の位相差が存在し、

約12秒 の周期で変動している。衛星がさらに緯度の高い領域に入る1421UTか ら粒子の降り込みが観測されていないにもかかわらず電子密度の大きな変動が観測された。ここ

で電子温度の大きな変動は観測されていない。

マの運動がこれ らの構造 にと って非常 に重要 であることを示

唆 している。

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観測結果 おおそら鵬 ζ、よる醐 融 層の観測から、極城 壁

電 離層での電子密度 と電子温度の変動 は、 トラ フ領域、オ一 嵩゜

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域では特 によい相関 が得 られ る。 これ らの変動 は数秒(空 間　HHGＴあスケール にして数十km)の 位相差を ともない、変動の空間 蹴1T:

スケールは約100kmで ある。おおそ ら衛星に よる観測結 ‖IL°N

果 は電子密度 と電子温度の変動が粒子の降 り込みに起因する

ものだけで はな いことを示 して いると ともに、電離層プラズ 図1

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おおそら衛星による電子密度と電子温度の観測の一例

18

16

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20

17

Statistical study on the conjugacy of geomagnetic disturbances in the auroral region

Satoru TSUNOMURA

Kakioka Magnetic Observatory, Kakioka, Ibaraki, 315-01 Japan

Correlationship of upper atmospheric phenomena ( geomagnetic disturbances, ULF waves,

VLF-ELF emissions, auroras and auroral associated phenomena ) between north and south

auroral regions have been investigated by many researchers since the IGY ( Nagata, 1987 ).

From the results, it is recognized that each phenomenon has a good correlation between

the north and the south conjugate points of auroral regions for the first order of

approximation. However, most of these studies discuss each phenomenon separately and

some of them are based on a small number of events because of the insufficiency of

the storage of the data. Meanwhile, both of the theoretical and the data analysis of

upper atmospheric phenomena have progressed very much for these two decades and the

conjugate study must be made systematically on the basis of the theories and/or the models

which are now accepted. In this study, we investigate the cojugacy of upper atmospheric

phenomena ( especially geomagnetic disturbances ) as one of the researches to approach

the quantitative understanding of the whole magnetospheric configuration for any conditions.

For the first step, the effect of the ionospheric conductivity asymmetry is examined.

In order to discuss this matter, the seasonal variations of ssc amplitudes is investigated

statistically.

The statistical analysis of the direct comparison between the data of Raykjavik and

Syowa shows a trendency that the ratio of the ssc amplitude (All) at the north hemisphere

to that at the south is larger in winter seasons of the north ( Nagata et al.,1966 ).

From the global data analysis ( Araki, 1977 ), it is regarded most probable that ssc's in

high latitudes are mainly due to the ionospheric currents driven by the enhanced dawn to dusk

electric fields induced in the magnetosphere and the amplitudes of ssc's must have positive

correlationship with the ionospheric conductivity. In the present paper, correlation

analysis will be made including the effect of the local time ( not the magnetic local time )

variation of ssc amplitude at each station.

references

Araki T.: Planet. Space Sci., 25, 373-384, 1977.

Nagata T., Kokubun S. and Iijima T.: JARE Sci. Rep., A-3, 1966.

Nagata T.: Mem. Natl Inst. Polar Res., 48, 1 45, 1987.

21

18

Kp-dependence of the Conjugate point of Syowa Station

H.Nakajima, H.Fukunishi, and T.Ono*

Upper Atmosphere and Space Research Tohoku University

*National Institute of Polar Research

Laboratory,

The 25th(1984) and 26th(1985) wintering parties of the Japanese Antarctic Research Expedition operated a monochromatic all-sky TV camera at Syowa Station in Antarctica. An all-sky TV camera was also operated in August-September in 1984, 1985, and 1986 at Husafell in Iceland, which is the geomagnetic conjugate point of Syowa Station. During these observation periods, the DMSP-F6 and -F7 satellites have often transversed the regions covered by the TV cameras.

The conjugate observations of visible auroras are only possible during short periods (in March or in September) when both two conjugate stations have dark nights. It has been reported that faint discrete auroras were identified in both conjugate areas with a small displacement (0.5°) in invariant latitude in IGRF

model(*1). The daily variation in the conjugate point location of Syowa Station for different geomagnetic activity conditions was also calculated using Tsyganenko-Usmanov 1982 (T-U 1982) external magnetic field model(*2). As a result, it has been found that the daily variation of the conjugate point in winter solstice season (in June) is larger than that of in autumnal equinox (in September). Ne-vertheless, it is impossible to check it up using only aurora data because of the reason as mentioned above.

Therefore, we have tried to compare the particle data of the DMSP satellite with the all-sky TV camera data. We have picked up several auroral events in which the DMSP magnetic footpoints at 110km level are located within 300km from the conjugate point of Syowa Station. By comparing the position of discrete arcs with the inverted-V type particle precipitating region, we have found some inte-resting features about the behavior of geomagnetic conjugate point;

1) Tnere are some displacements of conjugate point by the IGRF model. However, when we apply the T-U 1982 external model, the displacements become less.

2) The geomagnetic conjugacy is related to the Kp-index. When Kp is less than about 3-, the geomagnetic conjugate point determined by this method is well co-

incident with that calculated by the T-U 1982 model. However, when Kp is more than 3+, it is significantly different from the calculated conjugate point.

We thank WDC-C2 for Aurora for their kind offer to use the DMSP particle data.

(*1) R.Fujii,et.al., Mem.Natl Inst.Polar Res.,Spec.Issue,48,72-80,1987 (*2) T.Ono, Mem.Natl Inst.Polar Res.,Spec.Issue,48,46-57,1987

0120 DMSP F7/PARTICLE DATA 1985 TEAR NI TO

cf

. •r 111

,

1111,1

2,317231,11.13

r-

haw tAd A.n dkn,.n.AIr.

o°

'

o°

cr'

10•

10'

10.2

IO.

10-2

1000150

500250

r„ ,• •t rt • .•

. A•!:'‘,11

;

:':„,•If

5-F5113N-FLUX

!wee* ANC75

25

F909. 530319711r TCONJU

1.951 1911 1931 1951 2011 2031 .2051 2111 2131 2151 3211 2211 1U171.0 70.0 69.0 61.9 66.9 65.e 64.9 63.7 951.2 349.5 946.2 346.9 345.6 344.8 943.6 142.6 71.2 70.5 69.7 68.9 613.1 67.3 66.4 65.6 15249 14250 13415 12551 11816 11112 10440 5611

62.6

991.9

64.7 5232

10'

lo'

o' ^i;

io.

Jo'

1010 —

lo.

IC' "L

Io'

loft

61.5 60.5 59,4 161.1111

340.9 940.1 339.4 ICLO/11

63.5 62.8 61.9 11.0.1111 4709 4203 3717 111511

fib! 21211

s —

1985.5/21

Fig.2

41•1 Fig . 1

G. N

M. N (-46.8;

r-u Model

h- 110km

hr.-250km

VI

Corresponding Syowa Station all-sky TV camera data and DMSP orbit.

Summary plot of the DMSP particle

data.

22

19

北 極 大 気 球 実 験AZCO-EXW1で 観 測 さ れ たX線 マ イ ク ロ バ ー ス ト

と 関 連 す る 　ELFコ ー ラ ス の 地 上 多 点 観 測

鈴木裕武(立 教大)、 山岸久雄、佐藤夏雄(極 地研)　、　S.　Uilaland　(ベルゲン大)、 平島洋(立 教大)、 平沢威男(極 地研)

Ground-based　 network　 observation　 of　 ELF　 chorus

associated　 with　 X-ray　 micro-burst　 observed　 by

　 　 　 　 　 AZCO-EXWI　 arctic　 bal!oon　 experiment

Hiromu　 Suzuki　 (Rikkyo　 じniv,),Hisao　 Yarnagishi,Natsuo　 Sato　 (N.正.P.R.),Stein　 ULlaland　 (Univ.　 of　 Bergen),

　　　　　　　　　　　　　　　　　 Yo　 Hirasima　 (Rikkyo　 Univ.)　 and　 Takeo　 Hirasawa　 (N.1.P.R.)

　　 An　 observation　 of　 auroral　 X-rays　 was　 carried　 out　 in　 the　 northern　 auroral　 zone　 on　 July　 4-8,　 1985　 by　 AZCO-EXWl

baltoon　 with　 an　 ornnidirectionaL　 Nal(Tl)　 scintillation　 counter.　 X-ray　 micro-bursts　 were　 observed　 in　 the　 period

cf　 O630-09〔}O　 UT　 on　 July　 6　 0ver　 Iceland.　 These　 X-ray　 roicro-bljrsts　 were　 considered　 to　 be　 caused　 by　 the

precipitation　 of　 energetic　 electrons　 which　 were　 scattered　 by　 whistler　 rnode　 EI_Fi　waves　 in　 the　 magnetic

equatollal　 region.　 During　 the　 X-ray　 events,　 ELF　 chorus　 was　 observed　 ln　 assoclation　 with　 X-ray　 micro-burst　 at

three　 ground　 stations　 in　 Icetand　 (HusafeLl,Isaf　 jordur,Tjornes)　 and　 Syowa　 Station　 in　 Antarct三ca.　 According　 to

the　 previous　 study,it　 was　 found　 that　 some　 EIＬT　bursts　 occurring　 with　 ～10　 s　 interval　 correlated　 weli　 wlth

the　 X-ray　 bursts　 within　 tirne　 reso[ution　 of　 2　 s,　 In　 order　 to　 obtain　 the　 propagation　 time　 difference　 between　 ELF

waves　 and　 energetic　 electrons　 in　 detail,　 we　 rnade　 a　 comparison　 between　 X-ray　 countlng　 rates　 and　 ELF　 lntensity

wlth　 higher　 time　 resoLuヒion　 of　 O,1　 s,

1985年7月 、 日本 、 ノル ウェ ー、 デ ンマ ー ク、 ア イ ス ラ ン ドに よ る国 際共 同 観測　(AZCO:AuroraiZoneConjugate　 Ob

servation)と して 大 気球 に よる オー ロ ラX線 の観 測 が北 極 域 に お いて 実施 され た 。 こ の実 験で は数 機 の大 気球 が放 球 さ れ た が、

そ の うち7月4日21UTに アベ ル バ ー(ノ ル ウ ェー)か ら放 球 され た ノル ウ ェー の大 気 球AZCO-EXW1　 は ア イ ス ラン ド南 海 上 を飛

翔 中(Flg.1)の7月6日 〔〕630-090eUTに かけ て朝 方 の現 象 と して特 徴 的 なX線 マ イク ロバ ー ス トを観 測 し た。X線 イベ ン ト発

生 時 、 ア イ ス ラ ン ドの3ス テ ー シ ョ ン　(Husafeli,Isafjordur,Tjornes)　 お よ び南 極昭 和 基 地 で はELFコ ー ラス が観 測 され て

い た。 これ ま での 解 析 で はX線 マ イ ク ロバ ー ス トとELFコ ーYス とが 関連 した も ので あ り、 ～10秒 の ス ケー ル の個 々の バ ー

ス トにっ い て は1対 ユの対 応 の 付 く もの も 存在 す る こ と が判 っ た。Fig.2に そ の例 を示 して あ る(そ れぞ れ の デー タは2秒 サ

ン プ リ ン グ)。X線 とELFと の相 互 相 関 図 か ら明 らか なよ うにバ ル ー ン に近 い ス テー シ ョ ンほ ど対応 が よい。 これ らの解 析

結果 か ら磁 気圏 にお け る波 動 一 粒 子共 鳴相 互 作 用 に っ いて の さ ま ざ まの情 報 を得 る こ とが で きた が、 さ ら に詳細 な研 究 の ため

に は個 々のX線 －EI、Fバ ー ス トの微 細 構造 を対 応 づ け る こ とが必 要 で あ る。 そ こで 我 々は0.1秒 サ ンプ リン グの デ ー タ を作成

し(新 た にA　 /D変 換 を行 った)、 それ を用 いて 個 々のバ ー ス トに つ いて の比 較 を行 っ た。

　　　　　　　　　　　　　　　　　　 CROSS　 CORRELAT[ON

　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　 　lCELAND　　　　　　　　　　　　　　　HUS →1

-1

↓1

_.一 一1

ドs杞 ∠長 長 弓。

L二 二二 二1.、

Fig.　 2　 Left:　 t三me　 profiles　 of　 the　 X-ray　 microbursts　 and　 the

　　　　　　ELF　 bursts　 observed　 at　 Husafell(HUS),Tjornes(TJO),

工safjordur(ISA)　 and　 Syowa　 Station(SYO)　 at　 O756-0758　 Uτ

　　　　　　 on　 Juiy　 6,　 1985.　 Reft:　 cross-correlation　 functions

　　　　　　 between　 the　 X-ray　 and　 the　 ELF　 bursts.

TIME(UT)　 LAG{sec.)

JULY6,1985

23

20

ULF A. /) z+

ig21 4 C

2L

STUDY OF ULF WAVES SIMULTANEOUSLY OBSERVED AT FOUR STATIONS IN ICELAND

Tonegawa, T. Ono, H. Yamagishi, and M. Ejiri (Tokai Univ.) (NIPR)

In order to study propagation characteristics of ULF waves, fluxgate and induction magnetometers were installed at new observatory, Vop-nafjordur (VF) located on the same geomagnetic latitude of Husafell (HU). The longitudinal separation between the stations is about 5.6 degrees, and they make a dense network with other two stations, Isaf-jordur (IS) and Tjorness (TJ). The locations of the stations in Iceland and a conjugate point of Syowa in Antarctica are presented in Figure 1. Several types of ULF waves including three giant pulsations (Pg) were simultaneously observed at the stations for the campaign period from August 22 to September 10. A typical example of Pg event is presented in Figure 2. The wave form shows sinusoidal oscillation dominantly in the D component at lower latitudes, HU, Tj, and VF (L1- 6.0-6.4), while the amplitude is very weak at the highest latitude, IS

(IA6.9). This indicates that the wave is localized in latitude. It is also shown in the figure that the Pg is a westward traveling wave. Preliminary results of phase and polarization analysis of the observed waves will be reported.

25' 21' 17° 67.f`l

TJE 5

O

P^S V F

O C.P. of SY

—4 5

SHU

63°

HU

IS

TJ

VF

HU

IS

TJ

VF

HU

IS

TJ

VF

0540 0600 0620

RUG.28. 1984 U.T.

06140

r- i 2 d•

24

21

QUIET TIME POLAR AURORAL DISTRIBUTIONS

Ching-I. Meng The Johns Hopkins University

Applied Physics Laboratory Laurel, Maryland 20707-6099 U.S.A.

and

Kazuo Makita Takushoku University

Tokyo, Japan

ABSTRACT

Quiet time global auroral distribution has not been understand due to the lack of sufficient observations attributed to the infrequent truly quiet condition and, more importantly, the very low auroral emission intensities in the visible wavelengths which are difficult to observe. Based on measurements made by DMSP series of satellites, the electron precipitations extend to rather high latitude above 80° gm lat. However, the DMSP optical images did not reveal global auroral configuration. By using the recent UV auroral imagers, the quiet time polar auroral distributions was recorded. A very small polar cap and the expanded auroral oval are frequently observed. In this paper, quiet time optical images from ISIS-2, DE, Viking and Polar Bear spacecraft are compared with DMSP quiet time particle precipitations. It is obvious to us that the quiet time auroral distribution can be explained by the

poleward widening of the dawn and dusk parts of the auroral oval. An elongated polar cap aligned in the noon-midnight orientation is the characteristic shape of the quiet time polar cap.

25

Occurrence condition of the bright transpolar arc

1 K. Makita and C.-I. Meng

12 TakushokuUniversity , Applied Physics Lab. Johns Hopkins Uni.

On the basis of auroral particle and image data obtained by DMSP/F6 satellite, the characteristics of the transpolar arc in the polar cap was examined. The main purpose in our work is to make clear the occurrence condition of the sun-aligned arc and

0 aurora. Lassen and Danielsen (1978) and others showed that the sun-

aligned arc appears in the extremely high latitude region during the period of northward IMF and thus the geomagnetically quiet period. Usually the brightness of the sun-aligned arc is not so high as compared to that of the discrete arc in the auroral oval. On the other hand, Frank et al. (1986) and others reported that 9 aurora was uaually observed during the recovery phase of substorm and the northward IMF period.

From the five months' auroral image data. we examined typical sun-aligned arc and 9 aurora events, respectively. It was found that the magnitude of IMF B2 value was generally high and its average value was +8nT when the bright sun-aligned arc appears. It also suggests that the luminosity of sun-aligned arc is con-trolled by the magnitude of IMF B2 value. For example, there is

no clear sun-aligned arc in the polar cap during the period of small northward IMF (82(3nT). However,the sun-aligned arc seem to

be appearred from tfie dayside region as the increasing of northward IMF. This fact may indicate that the appearrence of the sun-aligned arc is directly related to the northward IMF

condition.

For 8 aurora events, we found that the magnitude of IMF 13, value is not so high and its average value is +0.8nT when aurora appeares. It is also found that the solar wind velocity is high and its average velocity is about 600 km/s. Generally, aurora is developed from the midnight auroral oval after the large substorm and their location is frequently corresponding to the poleward edge of the dawn or dusk auroral oval. These results suggest that the appearrence of 8 aurora is originated from plasma sheet particles which is related to the internal magnetos-pheric energy dissipation process.

26

23

EXOS-C衛 星 で 観 測 さ れ た.新 型 ボ ー ラ ー キ ャ ッ プ ア ー ク

小 原 隆 博 蜆 西 田 篤 弘.,北 山 正 信 ■,向 井 利 典 ■.賀 谷 信 幸 章事

*宇 宙 科 学 研 究 所,**神 戸 大 工 学 部

一 　Ne冒 七ype　 of　 trans　 polar　 cap　 arc

detected　 by　 ESP　 onboard　 the　 EXOS-C　 satellite　 一

景 葦 辛 菜ホT.Obara　 .A.Nishida　 .M.ki七ayama　 ,T.Mukai　 .N.kaya

*　 lnstl七ute　 of　 Space　 and　 Astronautica|　 Science

**　 Departmen七 〇f　 lnstrurnen七atlon,　 Kobe　 しlniversi七y

A　 new　 type　 of　 polar　 cap　 arc　 has　 been　 observed　 by　 七he　 EXOS-C

sa七ellite.　 whlch　 appears　 in　 七he　 period　 when　 七he　 magnet}c　 activity　 is

rela七lvely　 high　 s七age.　 Since　 its　 flux　 is　 rather　 lou,　 七he　 previous

satellites　 raissed　 to　 ditec七 　 such　 a　 phenomenon.　 lncluding　 these　 newly

　 　 found　 polar　 cap　 arcs　 in　 the　 high　 Kp,　 the　 occurence　 probabllity　 of　 the

polar　 cap　 arc　 becomes　 higher　 than　 that　 ～ゴas　 repor七ed　 previously.

1.は じめ に

DE衛 星 に よ る0オ ー ロ ラ の 発 見 は,従 来 の

極 冠 域 の オ ー ロ ラ現 象 に一 層 の 飛 躍 を 与 え,よ り詳

細 な 研 究 に 発 展 して い る。 フ ラ ン ク に よ り命名 さ

れ たeオ ー ロ ラ は.以 前 はPoiar　 cap　 sun-aligned

arcと 呼 ば れ,地 上 のAll　 skyカ メ ラ で(Lassen　 and

Danielsen;1978)　 又,衛 星 か ら の イ メ ー ジ ン グで

(Anger　 et　at.,1973)　 発 見 さ れ た もの で あ る。

Angerが 人 工 衛 星ISIS-2に 搭 載 した イメ ージ ャ

ー(ASP)の 観 測 結 果 か ら,こ のSun-aligned

polar　 cap　 arcの 特 徴 が判 明 し た　(1smail　 et　al.,

1977)。ls顧ai1に よ る と,　Sun-aligned　 polar　 cap

arcの 観 測 頻 度 は,0.6%と 極 端 に 小 さ く,又,磁

気 活 動度 が 数 時 間 に 渡 っ て小 さ い 時 に 限 られ る とさ

れ て い る。 又.　 lsmai1等 は,　 Polar　 cap　arc出 現 時

に は,太 陽 風 磁 場 のZ成 分 が 正 に な って い る事 を見

い だ し 同様 の 結 果 はLassen　 and　 Denielsen(1978)の

All　 sky　 cameraの 観 測 か ら も実 証 さ れ て い る。

ISIS-2に 同 時 に 搭 載 さ れ た 粒 子 観 測 器(SP

S)も.こ のPolar　 cap　 arcの 粒 子 を 捕 ら えて お り,

0.3～1.3keV程 度 の エ ネ ル ギ ー を持 った粒

子 が オ ー ロ ラ を 輝 か せ る 事 を 確 認 して い る(ls口ail

eta1.,1977)。

極 域 の オ ー ロ ラ現 象 の 解 明 を 目的 の 一 つ に,

第9号 科 学 衛 星EXOS-Cが1984年2月 に発

射 さ れ た。 高 感 度 ・高 分 解 能 を特 徴 と した粒 子 計測

器(ESP)は,こ れ まで に約300周 ポ ー ラー キ

ャ ッ プ を観 測 し た。 其 の 中 で,大 小 合 わ せて61例

のPolar　 cap　 arcを 見 い だ し た。 観 測 頻 度 は 約20%

に 達 し,従 来 の イ メ ー ジ'ヤ ー に よ る0 .6%を は る

か に 上 回 っ た。 解 析 の結 果,こ れ まで にdetectさ れ

て い な い 新 た な カ テ ゴ リ ー に 属 す る と 思 わ れ る

Polar　 cap　 arcが 見 い だ さ れ た の で,報 告 す る。

2.観 測 結 果

EXOS-Cが 観 測 したPolar　 cap　 arc　(6　 1

例)に つ いて,観 測 時 のKpの 値 で 分 類 した(第1

図(b)参 照)。 同 図(a)は,ISIS-2が

観 測 した29例 に つ い て 同様 の 分 類 を 行 っ たも の で

あ る。 比 較 の 結 果,EXOS-Cは か な りKpの

大 き な 時 に もPolar　 cap　 arcを 観 測 して い る。 この

高 いKpで 見 られ たArcは 低 いKpで 見 られ たArcに

比 べ て フ ラ ッ ク ス 及 び 加 速 電 圧 が 小 さ い。 このた め

に,イ メ ー ジ ャ ー で は 見 い だ せな か っ た もの と思 わ

れ る。

これ ら二 つ の(高Kp時 と 低Kp時 の)　Arcに

対 して,更 にKp履 歴 と の 関 係 を 調 べ た。 第2図 に

はKp≦1+の23例 に つ い て,観 測 時 のKpを 基準

27

に3時 間 前,6時 間 前,そ し て9時 間 前 のKpを

「差 」 と言 う形 で表 し て い る。 横 軸 の プ ラ ス側 は観

測 前 が 観 測 時 よ り高 か っ た事 を示 す が,得 られ たデ

ー タ は系 統 的 に皆,正 側 に あ る。 又,時 間 が観 測 時

に 近 ず くに つ れ て,原 点 の 方 向 に シフ ト して い くこ

とか ら,緩 や か に静 ま っ て い くPhaseに あ る こ とが判

明 す る。 これ は,従 来 のlsmail等 が指 摘 して い る

事 に一 致 す る。

一 方,今 回 あ ら たに 見 い だ され た 高Kp時 の

Polar　 cap　 arcの 中 でKp≧4一 の10例 に つ いて同

様 の 処 理 を し た 結 果 を 第3図 に 示 す。 低Kp時 とは

逆 の傾 向 を 示 す 事 が 注 目 さ れ る。 即 ち,　 Polar

cap　 arc観 測 時 の 方 が 観 測 前 よ りもKpが 高 い事 を示

す 結 果 が 得 ら れ た事 に な る。

3.考 察

EXOS-Cの 観 測 の 結 果 か ら,磁 気 活動 度

が時 間 的 に 高 ま って い くPhaseで 現 れ る と言 った

Polar　 cap　 arcの 存 在 が発 見 さ れ た。 詳 細 は今後 の

解 析 に待 つ が,サ ブ ス トー ム の 開 始 相 と 関 連 して い

る可 能 性 も あ る。 こ の 様 な 場 合,一 体 ど の よう な

メ カ ニ ズム で プ ラ ズ マ はLobeの 中 に 出 て い くの か?

又 一 つ 、謎 が 出 た こ と に な る。

References

Anger,C.0.,W.Sawchuk,and　 G◆G.Shephered.　 Polar　 cap　 op七ical　 aurora

seen　 frorn　 ISIS-2,　 in　 Magne七 〇spheric　 Physics,　 edi七ed　 by　 B.卜i,

　 　　 　　　 McCormac,　 pp.357-366.　 D.Reide1,　 Hingham,　 Mass.,　 1974

　 　　 　 1smai1,S..D.D.Wallis,and　 L.L.Cogger,　 Characteristics　 of　 polar　 cap

sしln-aligndarcs,J.Geophys.Res.,82,4741-4749,1977

Lassen,k.,and　 C.Danielsen,　 Quiet　 七ime　 pa七 七ern　 of　 auriral　 arcs　 for

differen七 　 directions　 of　 the　 interplanetary　 rnagnetic　 field　 in

theY-Zplane,J.Geophys.Res.,83,5277-5284,1978

(b)10

5

0

01

(a)

(b)

23456

　Kp　index　 (c)

T　 EXOSC　 ESP一

1 : N=61一

:1

.

|V 。禽' 1"`' 1

4T=-9h.

弓

　　　 Kp≦

豊1...念,

1.

N=23

(a)

∠T=-9h

醜一

ミ

Kp≧

延"1'8`

(b)

∠T=-6hT

、一瓢 塵

1'」

`

.▼1△.1▼

1°.1°.1

4T=-6h

竃.1・.

`σ

1

4T=-3h'

"11 .△`5「

,.傘

(c)

∠T=-3h'

A.A禽i・ 蘂

.

Aド ム.藝1..8゜'5°1'「 1

う一2-101234

　 　 　 4Kp

第2図

一3-2-tO12

　 　 　　 　 ∠Kp

第3図

N=10

0123456

　 　　 　 　 Kp　index

第1図

28

24

OCCURRENCE PHASE OF AURORAL ACTIVITY AND VIEW LONGITUDE

OF THE HELIOSPHERIC NEUTRAL SHEET

T.Saito, T.Oki, S.-I.Akasofu, and C.Olmsted

(Tohoku Univ.)(Sendai) (Alaska Univ.)

1.Introduction

Auroral activity is often expressed with the 27-day recurrence diagram,

namely, epoch-versus-rotation diagram. The purpose of the present study is to

clarify the following questions: (1) why the recurrence is evident in sunspot

declining years, (2) how the recurrent periodicity goes in maximum phase, and

(3) why the aurora activity changes suddenly its phase from an epoch to another.

These problems are important for planning of auroral observation.

A view-longitude analysis is applied to the solar magnetic data from 1976 to

1986 (Solar cycle No.21). The result is compared with geomagnetic activity

data.

3.Results

(A) Equivalent solar centered dipole and the heliomagnetospheric neutral

sheet is most stably declined in excursion phase. The question (1) is at-

tributed to this simulation.

(B) A warped but clear sheet exists and rotates in reversing phase. The

characterisric periodicity (2) is attributed to this situation.

(C) The auroral change of (3) is revealed to be associated with sudden change

of the view longitude.

(D) The characteristics (A) — (C) of the neutral sheet is physically explained

by the three-dipole model with one axial centered dipole and two equatorial

photospheric dipoles. Figure 1 gives a stereographic expression of the model

for solar rotation No.1720 in excursion phase.

Rotation

Longitude

Latitude

No

Rotation No

Longitude

Latitude

.1974

160

5

1720.5

182

28

29

25

SIMULTANEOUS MULTI-SATELLITE OBSERVATION OF THE AURORAL OVAL

Ching-I . Meng, Pete F. Bythrow and Ray A. Greenwald

The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

Laurel, Maryland 20707-6099 U.S.A.

ABSTRACT

This is a report on a nearly simultaneous observation of the auroral oval made by Polar Bear, HILAT and DMSP satellite. This case study enabled us to investigate the afternoon Dart of the oval based on auroral image, particle

precipitation, and magnetic field perturbation. Thus, the optical emissions, energy deposition and charge carries and field aligned current across the afternoon oval are measured simultaneously. It is found that the most intense UV auroral emission was co-located with structure embedded within the region 1 current system.

30

27

— t7z (2D iwri Eurrt-J-4e,

Ti VAT, /1,11A (1IA4titV5tiC

Temporal Variation of the Auroral Conjugacy in Syowa-Iceland Pair

Takeo Hirasawa, Takayuki Ono (National Institute of Polar Research)

Abstract

The Syowa-Iceland conjugate pair stations (at Lg....16) are located in the auroral zone and

the two sites are suitable for obsering the conjugate visible auroras from the ground.

Observational results of ground bassed Syowa-Iceland conjugate visible aurora showed that

the location of the conjugate auroras observed at Husafell (67.67 ° N, 21.03° W) in Iceland

shifted year by year inlatitude derection between the 1978 campaign and the 1984 campaign.

This difference seems to be caused mainly by the secular variation of conjugate pointlocation.

In order to evaluate the variation of conjugacy in Syowa-Iceland pair, Ono (1987) examined the

secular variation of the geomagnetic absolute values at Syowa Station in Antarctica and Leivogur

Magnetic Observatory in Iceland, and calculated the conjugate point of Syowa Station and

Leivogur by carrying out the field line tracing with reliable geomagnetic and magnetospheric

field models.

Figure 1 gives the secular variations in the conjugate points of Syowa Station from

1960 to 1990. The 'conjugate point' in Fig.1 is the pont where a field line, starting from an

altitude of 110 km above the station, reaches the same level in the opposite hemisphere. The

position is calculated with the IGRF model for each year. As shown in Fig.1, the conjugate

point of Syowa Station moved from a south-west area to a middle-north area (about 250 km in

distance) in Iceland during the last 30 years. Especially after 1975, the movement of the

conjugate point speeded up, in association with a rapid decrease in the westward declination at

Leirvogur. In 1985, the conjugate point is located just in the middle between Husafell and

Tjornes Stations.

This traveling feature affects the conjugacies of auroral, geomagnetic and CNA phenomena

observed at a fixed conjugate-pair stations in Syowa-Iceland areas. For example, the region of

conjugate visible auroras observed at Husafell significantly shifted in latitude during 1978 to

1984 (MAKITA et al., 1981; SATO et al., 1986). The shift is qualitatively consistent with the

calculated results.

,

.w.Y.1,V$.,,,

1111111111, '" Fig.1 Secular variationvas:ioawtaionstoaftitohtlefarurorla9160cotnoju:

111% calculated by using IGRF model. L, H, T, I, S, Mo, Mi are the locations of the It 1.0 9" .11 .1

076

1

I.7641 miobservation stations for upper atmosphere

physics named Leivogur, Husafell, TiOrnes,

IsafjOrdur, Syowa, Molodezhnaya,and Mizuho

.N respectively. References

MAKITA, K., HIRASAWA, T. and FUJII, R.(1981): Visual auroras observed at the Syowa Station-

Iceland conjugate pair. Mem Natl Inst. Polar Res., Spec. Issue, 18, 212-225.

Ono,T. (1987): Temporal variation of the geomagnetic conjugacy in SYOWA-ICELAND PAIR. Mem. Natl

Inst. Polar Res., Spec. Issue, 48, 46-57.

SATO, N., FUJII,R., ONO, T., FUKUNISHI, H., HIRASAWA, T., ARAKI, T., KOKUBUN,S., MAKITA, K. and

SAEMUNDSSON, Th. (1986): Conjugacy of proton and electron auroras observed near L=6.1

Geophys. Res. Lett., 13, 1368-1371.

28501115 •751

•8

1990

1985

H

7a

1910

10:1,60

31

29

Relationship between aurora and auroral absorption observed by scanning-beam

riometer at Syowa Station, Antarctica

Hisao Yamagishi1, Takashi Kikuchi2, Syuichi Ikeda3 and Takeo Yoshino3

1`Radio National Inst. Polar Res.Radio Res. Lab.Univ. Electro-Communications

This paper reports spatial relationship between the region of auroal radio

wave absorption (AA) and luminous aurora observed respectively with a

scanning-beam riometer and a scanning photometer at Syowa Station, Antarctica.

The Scanning-beam riomter scans a narrow antenna beam (beam width 13°) stepwise

in the magnetic meridian in zenith angle of 30° south to 30° north at a speed of

6°/s, while the scanning photometer scans the sky from horizon to horizon in the

magnetic meridian at the same speed. Spatial resolution of the both instruments

is about 10 km at an altitude of 100 km.

The spatial relationship between aurora and AA has been studied since 1960s

by using multi-beam riometers (Kavadas, 1961; Ansari, 1964) and closely-spaced

riometer chain observations (Basler, 1963; Hargreaves at al., 1975; Berkey et

al., 1980). Ansari (1964) classified AA into two categories : the one observed

in 20 - 02 MLT, correlates well with auroral intensity variation, and is limited

to luminous region of the sky (category 1), and the other observed in

postmidnight hours, does not correlate with auroral intensity variation, and is

not limited to luminous region of the sky (category 2). It was further found

from riometer chain observation that strong AA tends to occur in the diffuse

auroral region near the equatorward edge of the auroral oval in the morning

sector (Berkey et al., 1980). In these study, however, the spatial relationship

between aurora and AA was not clear due to limited spatial resolution of

riometer observations. Hence, present study aims at making clear the above

point by means of high spatial resolution of the scanning-beam riometer.

Typical observational results are shown in the following.

Figure 1 shows auroral intensity at 557.7 nm observed by the scanning

photometer (upper panel) and category 1 AA observed by the scanning-beam riomter

(lower panel) at the time of local auroral break up. Eleven curves in each

panel are obtained from different field-of-view directions allocated at every 6°

in zenith angle from 30° south to 30° north. Spatial separation of each curve

is about 10 km at 100 km altitude. South direction corresponds to higher

latitudes. A localized luminosity enhancement is found near the zenith at

1948 UT in the upper panel. However, absorption curves in the lower panel show

that AA intensity distribution is almost uniform in N-S direction.

Figure 2 compares auroral intensity (upper panel) and category 2 AA (lower

panel) observed in the post break up phase. In the lower panel, two AA events

are found at 2310-2315 UT and 2320-2340 UT. The former is associated with

auroral arcs, while the latter is associated with very weak aurora, and shows

pulsative fluctuation with a period below 1 min. The AA intensity decreases

toward south direction (higher latitudes ) for both events. Due to this

feature, no notable AA is found for auroras in the southern sky appeared at 2309

and 2311 UT.

32

These observational results are

of category 1 AA is comparable to, or

break up phase. In the post break

latitude side of Syowa Station (L=6

auroral arc in the higher latitude

smaller intensity, or sometimes lacks

in the diffuse auroral recion in the

increases toward. lower latitudes.

summarized as follows. Latitudinal width

wider than, the auroral arc width in the

up phase, an auroral arc in the lower

.1) is usually associated with AA. An

side, however, is associated with AA of

associated AA. Pulsative AA is also found

post break up phase, anti the AA intensity

References

Ansari, I.A., The aurorally associated absorption of cosmic noise at College,

Alaska, J. Geopys. Res., 69, 4493-4513, 1964,

Basler, R.P., Radio wave absorption in the auroral ionosphere, J. Geophys. Res,

68, 4665-4681, 1963.

Berkey, F.T., C.D.Anger, S.-I. Akasofu and E.P. Riger, The signature of

large-scale auroral structure in radio wave absorption, J. Geophys. Res,

85, 593-606, 1980.

Hargreaves. J.K., H.J.A. Chivers, and W.I. Axford, the development of the

substrom in auroral radio absorption, Planet. Space sci., 23, 905-911,

1975.

Kavadas, A., Absorption measurements near the auroral zone, J. Atmosph. Terr

Phys., 23, 170-176, 1961.

Fig.1

Mar. 25 .1986

Fig.2

T

O

=

LE LT,

c , —' . cf_

May. 02.1986

S o u-,

t

1

CC 0 =

L,,

i . c7

2000 2350

33

30

オ ー ロ ラ ・極 冠 帯 電 離 圏 研 究 の た め の 短 波 レ ー ダ 実 験 計 画

　　　　HF　 Radar　 Experiment　 for　 the　 Study　 Of

Auroral　 and　 POIar　 Cap　 Ionospheres　 -　 A　 Pr'oposal

小 川忠彦 、 五十嵐喜良 、 平沢威 男、 江尻全機 、 藤井 良一

く電波研 究所)(極 地研 究所)

T.・9、w、 ・,・.lg、,ash・ ・,・.・ ・rasaw・#,M.Eji・i#,andR.F・jii#

　　(★　Radio　 Res.　 Lab.　 #　 National　 Institute　 of　 Polar　 Research)

　　 As　 on　 of　 the　 ground-based　 upper　 atmosphere

observatjons　 at　 Syowa　 Station,　 Antarctica,

during　 the　 forthcoming　 STEP　 period,　 a　 HF　 radar

experiment　 for　 exploring　 the　 auroral　 and　 po-

1ar　 cap　 ionospheres　 ls　 proposed.　 Now,　 we　 have

two　 VHF　 (50　 and　 1!2　 MHz)　 DoPP]er　 radars　 at

Syowa　 for　 detecting　 radio　 auroras　 in　 the　 E-

region　 at　 ranges　 of　 250　 -　 400　 km　 in　 the　 south・

These　 radars,　 however,　 cannot　 exPlore　 Vne　 「e-

gions　 beyond　 400　 km　 or　 more,　 i・e・,　 the　 cleft

and　 the　 po]ar　 cap,　 so　 that　 a　 HF　 radar　 which　 can

detect　 back-scattered　 echoes　 from　 far　 distant

regions　 (a　 few　 thousand　 km)　 is　 proposed　 here・

　　 The　 HF　 radar　 measures　 back-scattered　 power

and　 DoPPler　 spectrum　 due　 to　 ionospheric　 irregu-

1arities　 in　 the　 E-　 and　 F-regions.　 Its　 useful-

ness　 for　 studying　 Polar　 ionospheric　 processes

]ike　 plasma　 convection　 (drift　 ve]ocity)　 in　 the

polar　 cap,　 c'left　 and　 auroral　 regions　 and　 irre-

gularlty　 formation　 and　 dissipation　 mechanisms

have　 been　 a'lready　 demonstrated　 by　 the　 Goose　 Bay

radar　 (established　 in　 1983)　 and　 others　 in　 the

northern　 hemisphere.

　　 The　 proposed　 Syowa　 Station　 HF　 radar　 can

observe　 the　 F-region　 ionosphere　 over　 the　 Antar--

ctic　 Continent,　 and　 more　 importantly,　 thfis

radar　 in　 cooperation　 with　 the　 Halley　 Bay　 radar

(British　 Antarctic　 Survey)　 can　 constitute　 a

twin　 HF　 radar　 system　 which　 enables　 to　 determine

the　 two-dimensional　 f]ow　 pattern　 of　 ionospheric

plasmas.　 The　 Halley　 Bay　 radar　 is　 now　 under

construction　 and　 will　 begin　 its　 operatjon　 at

the　 beginning　 of　 1988.

An　 ionospheric　 volumeう11uminated　 commonly

by　 the　 Antarctic　 twin　 radras　 is　 geomagnetically

connected　 with　 that　 over　 Greenland　 which　 is

also　 covered　 by　 the　 existing　 twin　 HF　 radars

(one　 at　 Goose　 Bay　 operated　 by　 the　 Applied　 Phys-・

ics　 Laboratoγ'y　 of　 Johns　 Hopkins　 University　 and

the　 other　 at　 Scheffervi1]e　 operated　 by　 the

University　 of　 Toulon)　 in　 Quebec,　 Canada.　 Con-

jugate　 observations　 of　 plasma　 convection　 and

irregularities　 are　 quite　 important　 for　 under-

standing　 similarities　 and　 dissimi]arities　 of

the　 phenomena　 between　 both　 hemispheres　 and　 for

diagnostics　 of　 the　 whole　 magnetosphere・

　　　It　 is　 stressed　 that　 the　 international　 cooP-

eration　 among　 related　 contries　 is　 highly　 desi-

rable　 to　 obtain　 fruうtful　 results.

/

//

/

ぜ

/

/

◇も

＼

Syowa　 St.

Schefferville

＼＼

＼

Goose　 Bay

(Canada)

Green-

　 1and

Schematic　 illustration　 of　 v{ewing　 areas

by　 Antarctic　 twin卜|F　 radars　 (B)　 and

Canadian　 twin　 HF　 radars　 (A).　 　　　 　　 　　 　　 　　 　　 　　 　　 　 and　 BA

constitute　 a　geomagnetically　 conjugate

pair.

34

31

雄島 毒1.喫 辛漬躯'ノ 鍛 未練'ノ ム レ屠エ ユノ!kあ 彦玖3

ご1玄 躰 浮.2一 宇宙封 書所記 所ノ3ム 梨重科 支藩)

PROPOSAL　 OF　 AURORAI、 　X-RAY　 OBSERVATIONS　 工N　ANTARCT工CA

Y.Hi。a、i。a1,K.・k。d。i。 。1,H.S。 、。ki1,T.Y。 。agamユ2,M.K・d・ ・a3

1Rikk

y。U。 ⊥。。r、 ・ty,2Th。 エ・s七 ユ七ut・ 　 。f　 Space　 a・d　 A・t・ ・na・ 七i・a・コ

Science,　 ノYamanashi　 Medical　 COllege

Observations　 O£　auroral　 X-rays　 by　 TTpolar　 Patroユ 　Balloon　 (PPB)11

1'eveaユ.　 world-wide　 precipi『 じations　 of　 energetic　 particles・ 　 Inforrnat)ions

during　 !Ong　 time　 in　 different　 MLTls　 and　 geomagne七ic　 latitudes　 are

usefu].　 to　 study　 world-wide　 dynarnics　 of　 an　 aurOra1　 0val.　 A　 compact

auroral　 X-ray　 imager　 are　 available　 for　 PPB　 observatic!'Ls,　 which　 make

clear　 spatial　 structures　 Of　 energetic　 particle　 precipitations　 in

miscel工aneous　 regions　 Of　 the　 aurOra1　 0val・

サ ブ ス ト ー ム 瞬 、・静rr　3弛 謀 議 気 圏 か ラ晃 烏7ネ 」レギ 一覧 キ の砕{'込)嫡 調 べ3万 力

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33

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35

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1能 ピ毒1.

36

32

Development of a Fabry-Perot Doppler Imaging System:

The Design and Preliminary Evaluation of a Proto-Model

Okano, S., H. Nakajima, H. Fukunishi AT. Ono, anel. Hirasawa

Upper Atmosphere and Space Research Laboratory, Tohoku University *National Institute of Polar Research

We have started the development of a Fabry-Perot Doppler Imaging System (FPDIS) which enables us to measure 2-dimensional distributions of the Doppler shift and width of an aurora and/or airglow emission line thereby making it possible to determine

the spatial distribution of the line-of-sight component of wind vector and the temperature in the thermosphere.

The principle of the FPDIS is as follows: Monochromatic image of aurora is first focused by a fish-eye lens. Then the divergence of the beam is reduced to a small angle by a combination of relay lenses. The nearly collimated beam is passed through an FPI and focused to produce interference fringes (concentric multiple rings). The Doppler shift and width can be measured from the displacement of the fringe from a concentric ring and the width of the fringe, respectively. Since a point on the focal

plane has one-to-one correspondence to a point in the sky, 2-dimensional recording of the fringes leads to the measurements of 2-dimensional distribution of the Doppler

quantities. Based on such design principle, we

have constructed a proto-model FPDIS. A test carried out with a 632.8nm He-Ne laser as a source showed that the light gathered from 150° full field of view was transformed to a beam with divergence of 0.73° (half-angle) to pass through an FPI of 60mm clear aperture with 20mm spacing. Fringes of 6 successive orders were focused. Measurements on the linearity between the object and image spaces and on the transmittance of the optical system were made. An imaging photon counting detector, whose realization encouraged the development of FPDIS, will be installed very shortly to the proto-model. It is further planned to construct an FPDIS with a larger etalon to gain increased throughput. Sensitivity estimation was made on the basis of the evaluation of the proto-model (Fig. 1). It is expected that a 2-dimensional distribution of the Doppler quantities can be observed less than 5 minutes of time integration for an aurora of 1kR emission rate by the larger model.

0

E _J

164—

—

167— I 0 t3

1 03cy E pct — tQe

06— O'S

I I

Noise Equivalent Luminosity

16°—

1000 1103 I OkR

630.0nm Emission Intensity

Fig. 1 Expected luminosity of the fringe

peak on the detector surface for both proto and future model are plotted against the

630.0nm emission intensity.

•^^

61

I0

sc/

,

I 0'

I a°

Noise Equivalent LumInolity

E i!-

g 1.71 (a cu

• s P

37

35

REMOTE SENSING OF AURORA AND ULTRAVIOLET EMISSIONS

Ching-I. Meng The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory

Laurel, Maryland 20707-6099 U.S.A.

ABSTRACT

This presentation consists of three parts. Evolution of the remote sensing of the auroral display is reviewed first. It gives a brief description in various remote sensing techniques used and the significant scientific contributions in each state of progress. The second part discusses the ultraviolet emissions of the aurora phenomenon and their variations with the geomagnetic activity. The comparison of auroral UV emissions with the corresponding dayglow emissions is made in order to determine the wavelengths which can provide the highest contrast between aurora and dayglow for the

purpose of imaging aurora in sunlit conditions. The final part of this talk is a summary of results from recently flown spaceborne auroral imagers.

38

40

加 藤 愛 雄 ⊂ま北大.理)

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39

41

Characteristics of ssc associated magnetic pulsations (Psc)

Masayuki KUWASHIMA

Kakioka Magnetic Observatory, Kakioka IBARAKI 315-O1,Japan

The large scale impulsive disturbances as ssc or si are important

energy sources for the generation of magnetic pulsations. The existence of

ssc-associated magnetic pulsations has been already suggested more than

twenty years ago( Saito and Matsushita,1967; Saito,1969). Those ssc-associated

magnetic pulsations have been studied under the name of Psc. In the recent

years, characteristics of Psc are further clarified due to improvements in

observational techniques, which are concurrent magnetic observations by

ground-based magnetometer chains from high- to low-latitudes ,multiple

satellite observations in the magnetosphere, for example. In the present

Paper, recent results for Psc will be briefly reviewed, then problems reserved

to be unresolved will be discussed.

1.Psc in the magnetosphere:

Multiple satellite observations in the magnetosphere have presented

several important results for understanding the generation mechanism of Psc.

One of them is finding of the clear local time asymmetry for the initial

movement of Psc magnetic oscillations. They start from the eastward movement

in the mornig hours, while they start from the westward movement in the evening

hours at the geosynchronous altitude in the magnetosphere. Those results

indicate sudden depression of the magnetic field lines in the perpendicular

plane to the ambient magnetic field direction. That perpendicular signal will

propagate along the field lines with Alfevn velocity causing toroidal MHD

resonant oscillations , Psc.

2.Psc at the high latitudes:

The existence of ssc-associated toroidal MHD standing oscillations

has been clarified by dense magnetometer station network at the high-latitudes.

The Psc oscillations observed at the longitudinal array along the similar

L-shell show the same waveforms without any phase difference with each other,

suggesting a very low azimuthal wave number. That result satisfies the condition

for the excitation of the toroidal mode MHD oscillations.

3.Psc at the low latitudes:

There are many unresolved problems for the low-latitude ssc-associated

magnetic pulsations, Psc 2-3. The characteristics of the low-latitude Psc are

studied using the data obtained at Japanese station network. The observational

results suggest the excitaion of Psc oscillations along the magnetic field lines

which are anchored around Japaneses station network.

Those results will be discussed in the present paper.

40

42

1

2

ABSTRACT

IMPULSIVE MAGNETIC VARIATIONS NEAR THE POLAR CUSP REGION

S. Kokubunl, T. Yamamoto', H. Kawanol, K. Takahashi2 and L.J. Zanetti2

Geophysics Research Laboratory , University of Tokyo, Tokyo 113 Japan

The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory , Laurel MD

Although irregular natures of magnetic

variations in the daytime polar region have long

been known, essential properties of these

daytime fluctuations have not yet been

established in detail. Finding of flux transfer

events(FTE) by ISEE observations (Russell and

Elphic, 1978,1979) has stimulated to study

dayside phenomena such as impulsive magnetic

variations (Lanzerotti et al., 1986) and dayside

auroras near the cusp region(e.g. Sandholt et

al., 1986). The possible ground signatures of

FTE's have been discussed by Southwood

(1985,1987). He pointed out that the convection

of the flux tube in the ionosphere will generate

two convection vortices around the flux tube.

Another model has been proposed by Lee and

Fu(1985).

We have examined impulsive fluctuations and

Pc5 pulsations at high latitudes in the morning-

noon region region, using digital magnetic data

from 13 Canadian magneic observatories, GOES 5,

GOES 6 and AMPTE/CCE spacecraft, in addition to

data obtained during our global campaign in

December, 1985 - February, 1986. Goes 5 and 6

satellites were located at synchronous altitude

in longitudes of 74W and 108W, respectively.

The geomagnetically conjugate point of GOES 5 is

close to Great Whale River. That of GOES 6 is

estimated to be in northern Manitoba, Canada.

AMPTE/CCE has an orbital period of 15.7 hours,

an apogee of 8.8 Re, and an inclination of 4 .8 degrees.

In examining the magnetosphere-ground

correlation of daytime phenomena, we note that

impulsive variations with time scale of several

minutes, observed both at synchronous satellites

and at stations near the cusp latitude , are often associated with the occurrence of Pc5

pulsations at auroral stations. Preliminary

results may be summarized as follows:

1. Impulsive magnetic variations with time

scale of several minutes and amplitude of more

than 100 nT are often observed in the region of

latitude about 75 degrees. The ground-correlated

impulsive variation is also observed at

synchronous orbit and near the apogee of

AMPTE/CCE. Forms of variation in space are

similar to those of flux transfer events which

are identified near the magnetopause. A bimodal

feature is observed in the radial component,

while a one-sided pulse is usually seen in the

compressional component. Signature in the

azimuthal component is not so clear as compared

with those in the other components.

2. Impulsive variations at GOES 6 occur

with a delay of about 2 minutes behind those at

GOES 5, indicating a westward propagation.

We foud no observable time delay in the radial

propagation in comparison of data from GOES and

AMPTE spacecraft. Magnitudes of impulsive

variations are about 10 nT at most.

3. Impulsive variations recorded at higher

latitude stations are often associated with Pc5

oscilations at staions of latitudes below 70

degrees.

4. Pc5 pulsations are often observed

simultaneously at GOES 5 and 6. The frequency of

Pc5 wave is not necessarily the same at both

satellites. In such cases the frequency at GOES

5, which is situated at a lager L shell as

compared with GOES 6, is generally lower than

that at GOES 6.

5. Pc5 waves generally show the feature of

westward propagation in the prenoon sector.

41

43

PARTICLE PRECIPITATION ASSOCIATED WITH IPDP EVENTS

Hiroshi Fukunishil and Kanji Hayashi2

1Upper Atmosphere and Space Research Laboratory, Tohoku University,

Sendai 980, Japan 2Geophysical Research Laboratory, University of Tokyo, Tokyo 113, Japan

Relationships between precipitating particles and IPDP events have been studied using the DMSP particle data and the ULF and CNA data acquired at the conjugate—pair stations Syowa—Husafell in 1985. The number of IPDP events ob— served at the Syowa—Husafell conjugate stations in 1985 was 96. The twelve IPDP events were selected using a criterion that the DMSP satellite passed within 500 km from Syowa or Husafell during the events. Five events out of these events were accompanied by cosmic noise absorption. An example is shown in Fig. 1.It is found that intense proton preciRitation with energy flux ofnJ0.1 erg /cm'sr sec and number flux of,u3x10°/cm'sr sec occurred in the region between 66.5 and 68.7 in corrected magnetic latitude, while an enhancement of electron precipitation was not observed in this region. Therefore the cosmic noise ab— sorption event observed at Syowa during the IPDP event appears to be caused by precipitating electrons with energy higher than 30 keV, which is the upper limit of the DMSP particle detector. As suggested by Thorne and Kennel (1971), this absorption event appears to be due to precipitation of relativistic (>1 MeV) electrons scattered by ion cyclotron waves.

The source regions of IPDP events determined by Hayashi et al. (1987) using the induction magnetometer data obtained from 30 stations in the North American territory were also well coincident with the regions of intense proton precipitation. References Hayashi, K., et al., Proceedings of Chapman Conference on Plasma Waves and In—

stabilities in Magnetospheres and at Comets, pp. 333-336, Sendai, October 1987. Thorne, R.M., and C.F. Kennel, J. Geophys. Res., 76, 4446, 1971.

Ancknowledoements : We thank C.—I. Meng and T. Ono for supplying us the DMSP data.

; .00

;10'

10:

10'

.0-.

5 is W loot

Esc

DMSP F6/PRRT I CLE DRIR 1985 TEAR 132To 85-132 05/12/85

' .

[ ION, ULF

t-rCux '

x-Flux

10. z

to.

Hz

1.0

ELECTRON

72.0 4.6 67.2 6150C

3

0

06

711

81

36

75

ee 36 32

75.1 -77.0 7.9 26.6 88.3 -88.5 33511132353

14:44

0 7 9

53

•41

2 23

6

:71

1.3 • 1661171 1 1166061

762211x671

14:46 UT

0.

-5.

DB )

09

69.9 -70.9 7.3 35.9 56.5 9332192528

14:42

09

CNA

36

63.3 -64.9 2.9 92.1 83.9 -89.0 S2517151739

14:40

28 SC

"1"

12UT

15 18

12 13 14 15

UT

Fig. I

16 17

42

44

RELATIONS OF Pi 1-2 MAGNETIC PULSATIONS AT L = 1.3-2.1

TO SUBSTORM-ASSOCIATED PHENOMENA AT AMPTE/CCE

Yumoto, K.1, K. Takahashi2, T. Saitol, F.W. Menk3, and B.J. Fraser3

1; Onagawa Magnetic Observatory and Geophysical Institute, Tohoku University, Japan.

2; Applied Physics Laboratory, the Johns Hopkins University, U.S.A.

3; Department of Physics, the University of Newcastle, Australia.

In order to clarify relationships between substorm-associated variations in

the magnetotail and low-latitude Pi 2 pulsations on the ground, we analyzed the

magnetic data from the conjugate stations around L = 1.3 - 2.1 and ?^,,,1400, and

the AMPTE /CCE location in the midnight sector during 1130 - 1830 UT from August 9

to September 4, 1986. From the correlation analysis, it is found that low-

latitude Pi 2 pulsations occur coincidently with onsets of dipolarizations during

substorms at R = 8-9 RE near midplane of the magnetotail, from where the dipolari-

zation process propagates earthward with an average speed of 2.5 RE/3 min 90

Km/s. The substorm-associated dipolarization changes are believed to appear in a

localized region in the near-earth magnetotail, AUG.28, 1986 12hUT 15h

therefore, rarely the spacecraft can not detect

the dipolarization changes. In the case of

August 28, 1986, substorm event, showing a

characteristic magnetic variation due to the

formation of an X-type neutral line at R N 8.1

RE, low-latitude Pi 1-2 activities on the ground

started after e,-60 s of the onset time at AMPTE

/CCE. The phase propagation of the ground H-

component pulsations was poleward in the meri-

dional plane and westward (m,1.7) during pre-

midnight. The D-component Pi 1 pulsations

having the same descrete frequency as a compres-

sional wave at AMPTE/CCE appeared in a localized

conjugate area L ^, 1.8. These observations

suggest that compressional source waves composed

of impulsive and monochromatic components could

propagate across the ambient magnetic field into

the inner plasmasphere, and excite a discrete-

band resonance oscillation in the whole plasma-

sphere and a localized standing oscillation,

respectively.

_J

0 H

Nra

[700

D

ASH

OH

BSY

DAL

SKD

[ i L i

[ 1

11h52mUT 514m 56m 58m

43

45

Pi2 pulsations observed at AMPTE/CCE and

on the ground, Syowa-Iceland conjugate stations

Kokubun, S.*, K. Takahashi**, T.Sakurai+, Y. Tonegawa+ and U. Yamagishi++

Abstract

The AMPTE/CCE magnetometer observed substorms occurring between 2300 UT of

day 142 (May 22) and 0300 UT of day 143 (May 23), 1985. During this time in-

terval individual five magnetic pulsations were observed successively. These

magnetic pulsations were also observed on the ground at a high-latitude

conjugate-pair stations, Syowa in Antarctica and Husafell in Iceland, near L=

6.1. At this moment these stations were located almost at the same magnetic

local time meridian to that of the satellite. The pulsations, thus were iden-

tified as Pi 2 magnetic pulsations typical of the onset of a magnetospheric

substorm. In the magnetosphere these magnetic pulsations showed a compres-

sional character rather than that of Alfven wave and were observed in anticor-

relation with oscillations of energetic ions with energy range around 10 Kev,

indicating a diamagnetic property. The energetic ions were dominated with 90

degrees pitch angle ions. An examination on phase relation of these Pi 2's ob-

served at the conjugate stations revealed that these Pi 2's oscillated with an

odd mode fundamental standing oscillation. The observed facts suggest that os-

cillation mechanism belongs to some type of wave -particle interaction. The

odd mode fundamental oscillations of the Pi 2's indicate that the mechanism

may be a drift-resonance instability, but not a bounce resonance instability.

The satellite observed facts of pitch angle distribution, dominated with 90

degrees and anticorrelation between the magnetic field and the energetic ions

suggest that the most plausible mechanism might he a drift-mirror type

instability.

* Geophysics Research Laboratory , Tokyo University

** The Johns Hopkins University, Applied Physics Laboratory

+ Department of Engineering, Aeronautics and Astronautics, Tokai University

++ National Institute of Polar Research

44

46

THE MODE IDENTIFICATION AND DIRECTIONS OF AURORAL WAVES

1Departmen t

2Departmen t

of

of

Kozo Hashimoto1 and

Electrical Engineering,

Physics and Astronomy,

Wynne Calvert2

Tokyo Denki University,

The University of Iowa,

Tokyo 101

Iowa 52242

The four electron wave modes which accompany the aurora are identified

using DE-1 not only by their appearance on the satellite radio

spectrograms, but also by measurements of their polarization and wave

arrival directions, and by ray tracing models of their propagation

behavior. The wave modes are analyzed using the polarization sense

measured from two electric antennas, the arrival directions derived from

the dip of the spin-modulated amplitude measurements, and the ray path

calculations under the plasma cavity model, in addition to the

conventional 'interpretation of wave cutffs and resonances with the

spectrograms. The most prominent, of course, is the auroral kilometric

radiation, or 'AKR', which is generated primarily in the extraordinary

mode near the electron cyclotron frequency, but which also exhibits a

weaker ordinary mode (0-mode) component that seems to originate from the

same location. Next most prominent is the funnel-shaped whistler mode

auroral hiss which originate below the altitudes of DE-1 and at

frequencies well below the local cyclotron frequency. It is confirmed

that their propagation directions are at the resonance cone angles. For a

particular case studied in detail, these waves were found to originate

from the same or similar field lines at the poleward edge of the auroral

plasma cavity. The Z-mode auroral radiation was found to originate from

approximately this same location, below the satellite and at the poleward

edge of the cavity, and not from the local cyclotron frequency. Another

0-mode component was identified within the cavity, which also seemed to be

generated near its poleward edge and to be guided to higher altitudes.

Their wave normal angles are small with respect to the geomagnetic field.

Finally, at the funnel source field line, there seemed to be Z-mode emis-

sions extending from near the Z-mode cutoff at quite low frequencies, up

to and above the plasma frequency.

45

47

VLF電 波 の 電 離 層 ・大 地 間 伝 搬、 減 衰 の 計 算 に お け る　wave　 hop法 と

wave　 guide　 mode　 法 の 比 較

高 畑 博 樹 ・木 村 磐 根(京 大 ・工)長 野 勇(金 沢 大 ・工)

地 上 に 渡 瀬 を 持 つ よ う なVLF電 波 は 電

離 層 と 大 地 間 を 長 距 離 に わ た っ て 伝 搬 す る こ と

が 可 能 で あ り、 ま た 電 離 層 を 透 過 し て 磁 気 圏 ま

で 伝 搬 す る こ と が 知 ら れ て い る。 す な わ ち 一 つ

の 渡 瀬 か ら 放 射 さ れ たVLF電 波 は、 広 範 囲 に

わ た っ て 磁 気 圏 ま で 伝 搬 し、 磁 気 圏VLF波 動

に 影 響 を 及 ぼ す と 考 え られ る(例 え ば 電 力 線 高

調 波 の 影 響 な ど)。 こ の よ う な 現 象 を 解 明 す る

に は、VLF電 波 の 電 離 層 ・大 地 間 の 伝 搬 特 性

及 び 電 離 層 透 過 特 性 を 定 量 的 に 把 握 して お く こ

と が 必 要 と 思 わ れ る。 ま た 地 上 局 か ら送 信 さ れ

たVLF信 号 を 人 工 衛 星 受 信 す る 場 合 の 解 析 に

も 役 立 つ も の と 思 わ れ る。

今 回 は 特 に、 地 上 に 波 源 を 持 つVLF電

波 の 電 離 層 ・大 地 間 の 伝 搬、 減 衰 特 性 の 計 算 法

に つ い て 検 討 す る。 こ のVLF電 波 の 電 離 層 ・

大 地 間 伝 搬、 減 衰 特 性 を 計 算 す る 方 法 は 大 き く

分 け て 二 種 類 に 分 類 で き る。 一 つ は　wave　 hop

法 で あ り、 も う 一 つ はwave　 guide　 mode法 で あ

る。　 wave　 hop　 法 は、 波 源 か ら 観 測 点 に 到 達 す る

多 重 反 射 波 の、 幾 何 光 学 的 な 通 路 と 電 離 層 ・大

地 で の 反 射 係 数 を 計 算 し、 各 反 射 波 の 強 度 と 位

相 を 加 算 す る こ と に よ り観 測 点 に お け る 電 磁 界

強 度 を 求 め る 方 法 で あ る。　 wave　 guide　 mode　 法

は、 上 部 の 境 界 を 電 離 層 底 部 、 下 部 の 境 界 を 大

地 と す る 一 種 の 導 波 管 と み な す 方 法 で あ り、 次

の よ う な モ ー ド方 程 式 を 満 足 す る 複 素 数 で あ る

角 度 θ(eigenangle)で 放 射 さ れ た 波(mode)の み

が 伝 搬 す る と 考 え る 方 法 で あ る。

一 般 に は　wave　 hop法 は 近 距 離 伝 搬、 ま

た は 周 波 数 の 高 い 場 合 に よ い 近 似 を 与 え、　 wave

guide　 mode法 は 遠 距 離 伝 搬、 ま た は 周 波 数 の 低

い 場 合 に よ い 近 似 を 与 え る と さ れ て い る。 こ れ

ら二 つ の 方 法 を 用 い て 計 算 し た 結 果 を、 実 際 に

観 測 さ れ た デ ー タ と 比 較 ・検 討 す る こ と に よ り、

個 々 の 計 算 方 法 に 対 す る 妥 当 性、 問 題 点 な ど を

示 唆 す る。

ま た 伝 搬、 減 衰 特 性 に お い て 電 離 層 の 電

子 密 度 分 布 に よ る 影 響 を 調 べ る こ と に よ り、 逆

に 伝 搬 特 性 か ら電 離 層 の 電 子 密 度 分 布 を 推 定 す

る 手 が か り と な る こ と も 考 え ら れ る。

こ う し て 得 ら れ たVLF電 波 の 電 離 層 ・

大 地 間 伝 搬 の 結 果 を も と に、　 full　 wave法 を 用

い て 電 離 層 透 過 時 の 減 衰 を 計 算 す れ ば、 電 離 層

上 部 に お け る 電 磁 界 強 度 が 算 出 で き る。 そ して

最 終 的 に は 電 離 層 上 部 に お け る 電 磁 界 強 度 の 分

布 を 求 め る 予 定 で あ る。

参 考 文 献

(1)樋 口 浩 司 、 京 大 修 士 論 文 、1986

(2)1.Nagano,M.Mambo,G.Fu七a北suishi、

RadioSci.、10、611-617、1975

(3)R.A.Papper七,E.E.Gossard,1.J.Rothmuller、

RadioSci.、2(4)、387-400、1967

F(θ)=|Ri(θ)Rg(θ)-11=0

た だ し　 Ri(θ):電 離 層 の 反 射 係 数

Rg(θ):大 地 の 反 射 係 数

wave　 guide　 mode　 で は、 こ の　mode即 ち θ を 求

め る こ と が 重 要 と な る。 こ こ でRI(θ)は 　 fu|l

wave法 で 求 め た 反 射 係 数 を 用 い る の で モ ー ド 方

程 式 を 満 足 す る θ は 解 析 的 に は 求 ま ら ず、 数 値

的 に 求 め ざ る を 得 な い。 こ の 根 θ を 複 素 平 面 上

で 求 め る 途 中 の プ ロ セ ス と し て、F(θ)の 絶 対

値 の 大 き さ の 等 高 線 図 を 図1に 示 す。

ど ち ら の 方 法 に 対 し て も 電 離 層 の 反 射 係

数 はfull　 wave法 を 用 い て 計 算 し て い る の で、

電 離 層 は 任 意 の 電 子 密 度 分 布 を 持 つ 異 方 性 媒 質

と し て 取 り 扱 え る。 ま た 地 球 の 球 面 性 は　wave

hop法 で は 球 面 三 角 法 を、　 wave　 guide　 mode　 法

で は 修 正 屈 折 率 を 用 い る こ と に よ り考 慮 さ れ て

い る。

MODE　 SEARCH　 (Amp.)O

O

O

O

O

O

O

O

O

O

O

O

2

0

8

日

4

2

0

2

4

6

8

0

1

1

一

ー

一

一

-一

図1.渡 瀬 を 東 経135° 、 北 緯35° に お き、

周 波 数5kH2と し た 場 合 の、 東 経135° 、 北 緯45°

の 地 点 に お け るF(θ)の 絶 対 値 の 大 き さ の 等 高

線 図

46

48

Yoshihito TANAKA and Masanori NISHINO

Research Institute of Atmospherics, Nagoya University

A SIMULATION OF THE AURORAL IONOSPHERE

--- Comment ---

In order to elucidate the propagation of auroral hiss in the ionosphere and

the transmission through the lower ionosphere, the auroral ionosphere is simulated

as follows. The total elctron density(N) is expressed as a product of three

factors with different contributions :

N = NDE x NLIONO x NAURORA

NDI is a diffusive equilibrium model for the magnetosphere. NLIONO is an appropriate

reduction factor expressing the effect of the lower ionosphere. NAURORA indicate

a contribution factor of the enhanced ionization of the auroral ionosphere at lower

altitudes. Using the above equation, elctron density profiles are calculated in

the five models divided according to criteria of auroral activities. Characteristics

of the simulated models are shown in Table 1. Adequency of the simulation of the

;auroral ionosphere is indicated in comparison with elctron density profiles observed

on rockets in aurora over Syowa(Fig. 1) and is also confirmed by comparing between

30 MHz CNA levels expected in the simulated ionosphere and the observed CNA levels

,related to the electron densities measured by rocket in the ionosphere over Syowa.

';131, Mean* of the relation between 30 MHz CNA and geomagnetic activity observed in

!1971-1978 at Syowa, the variation(fli) of geomagnetic horizontal component is estimated

in the simulated ionosphere.

Reference

et al

Mem.Natl.Inst

Special Issue

(1981).

.Pol.Res.

No.18,304

Ionosphere Auroral

models disturbance

Luminosity 30 MHz

(OH 5577 CNA AB

(kR) (dB) (nT)

8 kHz

attenuation

(do)

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

Quiet

Weak

Moderate

Severe

Severe

No visible 0.07

aurora

0.5-1 0.15

5 0.65

10 2.66

> 10 4.03

0

50

200

440

600

8.7

14.3

30.2

65.2

82.1

r 200 — (7 (3\) 5X6)\

7

i ;(4) , soKR ..::. . , , , , ' \ ,50}- , h ko 10KR . , G.5KR , / p

7i 5K/R

1. .

1001r- /

L-------------------- ,--------------- _ 5 0 .-: ___L__1 , 1 I____,_ 1, _,___i,_.,.

10 10 '0•1010 10 ELECTRON DENSITY (cm')

FIG. I ELECTRON DENSITY PROFILES BASED ON STATISTICAL RESLLTS FROM 22 ROCKET OBSERVATIONS IN ALRORAS OVER SYOW A ;THICK LINES, IHIRASAK A AND YAMAGISHI. 1980), AND THE SIMULATED DENSIT1

PROFILES IN THE MODELS OF I I I-(6).

47

49

%f-i,.,4-1-PU 1-- 1 , cl.,,A;af,1 (1 Y>-, q_ -A 2, ‘̀k

1--k FREQUENCY DRIFT OF SUBSTORM-ASSOCIATED MID-LATITUDE VLF EMISSIONS

IN THE PRE-MIDNIGHT

M. HAYAKAWA, Y. TANAKA and T.OKADA

Research Instititute of Atmospherics, Nagoya University, Toyokawa

Characteristics of pre-midnight substorm-associated VLF emissions are examined based on the data obtained by our VLF/ELF campaign during Nov 1978 to Feb 1979 at Brorfelde (L 3) and Chambon-la-Foret

(L 2),as well as ISIS satellite measurements. Two remarkable events are analysed and the following main properties have emerged ; (1) the emissions are of hiss-type and are excited mainly within the

plasmapause, (2) the emission activity is preceded by development of two subsequent substorms, and (3) the sharp increase of emission frequency at the first stage of the events is followed by its sub-sequent gradual decrease. The theoretical interpretation will be presented.

1500';

kq-L•"' q V I- fi eL_/

.r,00„

o 01'ff, L-11:°1 ,9-7q a C ,) 500.

I "9-

Ato (1) •:-k, a it L-JT.

0 MArr:otrcr '? 7

-•

-

11 -77 s ) C21 (= I EL" la it %IA

(_ at p~1ck.,,

•

^„Lc—,g6^(3-) 7i- 7-ct.,•s,445-,/

'

m kuV 7 1-

,)v / V L.-Fy7

Pi 2(15:70-16:45) 1.—^4

.6, 2(18:05-19,20)

7 January 1676

a ro c

,R

6

4

2

li to 61

YLF

6 U.T.

48

50

7D-tqC0qt0,(7r Waves Associated with Ion Cyclotron

Shigeaki Watanabe,Tadanori

Radio Research Laboratory

Mitt(?) ,f7r Rictiq Ltoki] with Ion Cyclotron Mode at Polar Region and near Plasmapause

R9Ai4 r: 131**, :anabe,Tadanori Ondoh,Akira Suzuki,Yoshikatu Nakamura

rch Laboratory

Waves associated wit

pattern or flat one dep

polar region , the ISIS

and associated with pro

measured by the DE-1 at

nonducted ion whistlers

nonducted whistler mode

with the ion cyclotron mode have various f-t spectra, such as rising

depending on mechanisms of the source and the propagation. In the

ISIS-2 observed proton cyclotron waves which are independent of time

proton precipitations. Peculiar proton whistlers of rising trace

1 at high altitude (,15000km) in low geomagnetic latitudes seem to be

lers coming up from geomagnetic field linens of lower L-values in the

mode.

200

N

`5-2

CC

1000

N

›-

0

0 Ll..

DE-1

Proton

GMLAT:-78.20°

L:17.7

cyclotron

INLAT:82.8° Gp:460Hz(proton gyrofrequency)

flve5-; have spin effect.

SEP.8, 1986

•

—

• 7—

• -

, •

9 10

18.10 147.91 15102.6 8.90 3.42 13.93 coming up in the n(

field lines or lone_

Gp

I .denr

PT 1329:05 6 GDLAT 18.14

GDLON 147.93 HEIGHT 15090.6 GMLAT 8.94 L(Re) 3.41

GP(Hz) 13.99 Proton whistlers

mode from

•

•

7 8

with

the

rising trace

geomagnetic f

.•

11

- - I Gp

12

nonducted

h-value.

whistler

49

51

磁 気 圏VLF/ELF　 ヒ ス の 統 計 的 性 質 に つ い て

辻 伸 治!島 倉 信?早 川1正 士

1:名 古 屋 大 学 空 電 研 究 所

2:千 葉 大 学 工 学 部 電 気 科

STAT工ST,工CAL　 CHARACTER工ST工CS　 OF　 VLF/ELF　 H工SS　 工N　 THE　 MAGNETOSPHERE

12S.TSUJ工 　 ,　 S.SH工MAKURA and

lM.HAYAKAWA

1.　 Research　 工nstitu七e　 of　 Atlnospherics,Nagoya　 University,Toyokawa,442,Japan

2.　 Departmen七 　〇f　 Electrical　 Engineering,Chiba　 Univers⊥ty,Chiba,260,Japan

The　 purpose　 of　 the　 presen七 　 paper　 is　 to　 examine　 t二he　 s七a七is七ical

charac七eristics　 of　 VLF/ELF　 hiss　 emissions　 in　 the　 maqnetosphere,

inc!uding　 the　 coherence(incoherence),　 s七ationarity,　 Gaussian

na七ure　 and　 so　 on.　 We　 use　 the　 hiss　 data　 obtained　 in　 Moshiri(Japan)

and　 a七 　 Brorfelde(Denmark).　 This　 kind　 of　 s七atistical　 proper七ies　 of

hiss　 has　 never　 been　 illvestユga七ed　 so　 far,　 which　 will　 be　 very

useful　 in　 studyinq　 七he　 esserltial　 difference　 be七ween　 hiss　 and

discre七e　 emission　 (　 such　 as　 chorus　 )　 and　 also　 in　 obtaining　 七he

information　 whe七her　 七he　 hiss　 is　 able　 to　 七rigqer　 the　 chorus　 or

not.

磁 気 圏 で 発 生 す るVLF/ELF放 射 に は、造 の な い、

構 造 の な い ヒ ス と 構 造 の あ る コ ー ラ ス が よ く

知 ら れ、 各 々 の 発 生 機 構 は か な り よ く 研 究 さ

れ て い る。 し か し、 本 質 的 な 問 題 で あ る 「ヒ

ス と コ ー ラ ス の 関 係、 即 ち ヒ ス と コ ー ラ ス は

本 質 的 に 同 じ な の か、 そ れ と も 本 質 的 に 異 な

る の か 」 は 全 く 未 解 明 で あ る。 本 問 題 に 対 す

る 手 始 め と し て、VLF/ELF　 ヒ ス の 統 計

的 性 質 を 詳 し く 調 べ よ う と い う も の で あ る。

VLF/ELF放 射 の ス ペ ク トル 推 定 を 計

算 機 を 用 い て 行 う に は、Blackman-

Tukey法 、(相 関 関 数 法)、 ペ リ オ ド グ

ラ ム 法　(FFT法)、 最 大 エ ン ト ロ ピ ー 法 な

ど が あ る が い ず れ も 信 号 の 定 常 性 と エ ル ゴ ー

ド 性 を 仮 定 し た も の で あ る。 ヒ ス の よ う な 構

白 色 雑 音 に 近 い も の は、 こ れ ら の

仮 定 が 充 分 に み た さ れ て い る の か 調 査 を す る

必 要 が あ る。 ま た、 能 動 実 験 に お い て ヒ ス の

シ ミ ュ レ ー シ ョ ン を 行 う に も ヒ ス の 統 計 的 性

質 を 知 る こ と は 重 要 で あ る。 従 っ て、 本 研 究

で は 母 子 里(磁 気 緯 度35° 、L=1.6)

で 観 測 さ れ たELFヒ ス 及 び ヨ ー ロ ッ パ ・デ

ン マ ー ク(55° 、L=3.0)で 観 測 さ れ

たVLF/ELFヒ ス の コ ヒ ー レ ン ス(イ ン

コ ヒ ー レ ン ス)、 定 常 性 、 振 幅 確 率 分 布、 短

時 間 及 び 長 時 間 ス ペ ク ト ル、 一 定 の 周 波 数 の

継 続 時 間 や こ れ ら の 相 関 と い っ た 統 計 的 な 諸

性 質 の つ い て の 詳 細 な 調 査 を 行 っ た。 結 果 は

講 演 時 に 発 表 す る。

50

52

AURORAL HISS OBSERVED ON THE GROUND AND BY THE ROCKET

— Review —

Masanori NISHINO and Yoshihito Tanaka

Research Institute of Atmospherics, Nagoya University

We review the occurrence and the propagation of auroral hiss observed on the

ground and by the rocket at Syowa Station(geomagnetic lat. -700).

Based on the direction finding results(March-September, 1978) of auroral VLF hiss at Syowa, and an extensive ray tracing analysis and an estimation of transmission

loss in the simulated auroral ionosphere, the propagation of the ground-based auroral

hiss in the magnetosphere and the ionosphere is deduced ; incoherent transmission

of impulsive hiss with a wide frequency range(2100 kHz) from localized exit regions at the ionospheric level almost coincident with some localized regions of bright

electron auroras ; and non-ducted propagation of continuous hiss with a narrow 'frequency range( 4. 20 kHz) after emerging from a duct exit at higher altitudes(3,000- 5,000 km), and coherent transmission from an exit region at the ionospheric level

between Syowa and the location of a quiet auroral arc appearing poleward far from Byowa.

Electromagnetic noises with banded structure were observed on the sounding

rocket S-310JA-6 launched at night on 27 August 1978 from Syowa station, which showed a sharply defined lower cutoff at -4 kHz and a indefinite cutoff around 8 kHz

corresponding to the lower hybrid resonance frequency of the ambient plasma of the 'rocket l ocation. Directions of the wave and Poynting vectors and estimated wave

-:refracti ve indices indicate that the banded noises propagate with large wave normal angles to the geomagnetic field, down to the rocket. It may be suggested that such

nWises excited in the auroral ionosphere by energetic electron streams('-5keV) in a

;Landau instability process propagate down to the rocket.

JUNE 26 1978 a) 19,00 UT 19:10

C

x2x 21,10

,wt

131

8kHz

oi 2 131

10-

6

kHz

10•

6.

2.

kHz

S-310 JA-6Hy-component

ci

Ex-comoonenl

180

TIME

220 260 300 340 380 420

AFTER LAUNCH (sec)

GE 19h00m0Os 02m0Os 03m50s

TEN0'02, EV0,770N [11,Sr.RVEDaEs,,,, o..; Intensity of S kHz aurora,.b.E,orlare,azIrmohal and incident an,les cl oarora, hiss ai

ic..,1-skihotographs of aurora

I I 100 150 200 220 240 220 200 150 100

ALTITUDE (km)

COMPUTER-AIDED SPECTROGRAMS OF HE ELECTRIC (E .O AND MAGNETIC (HP) FIELDS. Horizontal lines at 3.0 kHz indicate a leakage of the onboard calibration signal.

51

53

Relations of Narrow-band Hiss with Geomagnetic Activity and Auroral Hiss

T. ONDOH Radio Research Laboratory, Tokyo 184

Narrow-band hisses around 5 kHz were observed most frequently by ISIS satellites

at geomagnetic invariant latitudes from 55° to 63° both in the northern and

southern hemispheres(Ondoh et al., 1981), and they interpreted the narrow-band hiss

by the cyclotron instabilities of several keV to a few ten kev electrons for the

feasible electron density of 10 - 103/cm3 in the vicinity of the equatorial plasma-

pause. Using the Radio and Space Data - ISIS VLF Data Received at Syowa Station,

Antarctica, Nos. 9, 13 and 15, RRL, we investigate statistically occurrence rela-

tions of the narrow-band hiss with the geomagnetic activity and the auroral hiss.

Statistical results obtained will be reported at the Symposium. Following

figures show examples of narrow-band hisses in the 5 kHz band observed by the

ISIS-2 on Oct. 16, 1982 (Kp = 2) and on April 24, 1982 (Kp = 5+).

0502 59.4' -54.5'

0823

1413 KM

UT

IN LAT Gn LAT GM LT

0505

66.4' -63.6'

0759 1421 KM

0508 72.8' -72.3'

0715 1429 KM

rN• . 711

0\ :1

lik4104 11w- --

717777 300 Hz'. -:

7:771;1.

)1.N oviAN4111' k\w

1823 59.9' -55.3'

2133 13/5 KM

UT IN LAT

(89 LAT GM LT

1826

66.9' -64.4'

2107

1382 KM

1829 73.3' -73.2'

2019 1389 KM

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磁 気 圏VLF　 ヒ ス か ら励 起 さ れ る コ ー ラ ス の 発 生 機 構

服 部 克 巳 、 早 川 正 士 、 島 倉 信(名 大 一空 電 研 究 所)(千 葉 大 一工)

ON　 THE　 MECHANIS}{　 OF　 CHORUS　 EM工SS工ONS　 TR工GGERED　 BY　 H工SS　 IN

　 　　 　　　 　　 THE　 MAGNE?OSPHERE

ユ.)2)1)　　 　 　　 　　 　　 　 　　 　　 　 　　 　and　 M.HAYAKAWAK.HATTOR工　 t　S.SHIMIAKURA

1)　 Researchエnstitute　 Of　 Atmospherics,Naqoya　 University,Toyokawa

442,Jar)an

2)　 Department　 Of　 Electrical　 Enqineerinq,　 ChY・e,　 Uni▽ersity,Chiba,

　　 260,　 Japan

VLF　 ・h°「us　 emissi。 ・・　 a・e　 f・・qu・ ・tly　 t・iqqered　 by　 th・ 　VLF　 hiss　 i・　th・ 　m・gn・t。 。ph。re.エ 。　thi,

paper　 w・　 discuss　 th・ 　hiss-t・iqqered　 ・h。rus　 emissi。n・ 　。bserv・d　 。mb。ard　 GEOS-1　 。at。llite　 n。a。 　 the

eqyat?「ial　 plane・ 　 Fi・ ・t'we　 discuss　 th・ 　wav・ 　 n・r'・n・l　directi。 ・・　。f　 hiss　 and　 the　 a。 。。。i。t。d　。h。 。。。

emlssxons,　 and　 then　 based　 On七hese　 direction　 finding　 results,we　 investigate　 the　 mechanism　 ofhi

ss-triggered　 KTLF　 chorus　 emissions.

1.序

磁気圏プ ラズマ中には、色々な周波数において、色々な特性(電 磁　 k　H.z

波 、 静 電波)の プ ラ ズ マ 波 動 が発 生 して いる 。 そ の 中で 、 最 もポ ピ ュ2.

ラ ー な もの が 、VLF帯 の 電 磁 放射 で 、VLF放 射 と呼 ば れ て い る。

VLF放 射 は 、 ① 突 発 的 に発 生 す るも の(spon七aneous)、 ② 別 のVL　 　 ユ .

F波 か ら発 生 す るも の(triggered　 emission)、 に 分類 で き る。通 常 の

VLF放 射(構 造 の な い ヒス と構 造 の あ るコ ー ラ ス)は 、　spontaneous

emissionで あ るが 、 本 論 文 で 取 り扱 う もの は 、　Hiss-trig3ered　 chorus.(

ヒス か ら励 起(ト リガ)さ れ る コー ラス 放 射)で 、後 者 に属 す る も

の で あ る。 前 者 の 発 生 機 構 は 、 方位 測 定 を 駆 使 して 、最 近 詳 し く研 究

されている。 しか し、後者は最 近の話題であ り、今後 の群籍な研究 が待たれ、本論文はこれに答えるものである。

li.　Hiss-triggered　 VLF　 chorusの 観測、及び方位測定.

図1は 、我 々が解 析するイベ ン トの一例であ り、0.5-1.OkH2の ヒスバン ドの上限周波数か ら新 しいコーラスが発生 して

いる。このVLF放 射は、GEOS1衛 星によ り、運気緯度約7'、L値 約6.7で 観測されている。本衛星 では、磁界

三成分(Bx,By,B2),電 界三成分(Ex,E,,Ez)の 同時簑測 を行ってお り、信頼性の高い磁界三成分を用 いて、方位

測 定(伝 搬ベ ク トルkの 測定)を 行 う。方位測定 は、発生機構 解明の菱になるものである。図2は 到来方位(θ,φ)の

定義 で、図3は ヒスバン ド及び 、コーラスの特 定周波数における到来方位の一例である。 この結果、 ヒスバン ドの波はθ～0'に て伝搬 してい ることが三三琴 され、他方、コーラスバン ドの波は小さな θのものや、大 きな θのものがあることが

わかる。

m.　 Hiss-triggered　 VLF　 chorusの 発生機構

上記liiss・triggered　VLF　 ch。rusの発生機構 として、次のような二つの段階に よる機構 を考える。

① ヒスによる荷電粒子の位相バンチィング　(Phase　Bunching)

赤道面上において、励起波 であるヒスとそこに存在する高遠荷電粒子(電 子)と のサイクロ トロン相互作用により、

電子 が位相のそろった粒子詳 を形成す ることになる。 これ らの位相バンディングされた電子は、いわば アンテナのよう

な働 きをして、コ ヒー レン トな波を放射できるようにな る。

② 位相バンデ ィングされた電子か らのサイクロ トロン放射

位相バ ンチィングされた粒子群は、毯力線に沿って赤道面か ら低高度へ進み、各高度に てサイクロ トロン共鳴条件

ω+kVtl　 =ΩHを 満足するような周波数ωの波を放射する。

53

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電 子 ビーム能動実験 にお けるプ ラズマ波 放射 とオーロラ ・ヒス との比較

大村善治 松本 紘

(京大工)(京 大超高層)

Comparison　 betueen　 Auroral　 Hiss　 and　 Plasma　 Wave　 Emissions

of　 Electron　 Beam　 Active　 Experi匝ents

　　　 Yoshiharu　 Omura　 and　 Hiroshi　 Matsumoto

Dept.　 of　 Electrical　 Eng./RASC,　 Kyoto　 University

　 We　 compare　 whistler　 mode　 auroral　 hiss　 emissions　 with　 funnel　 shaped　 emissions

as　 observed　 in　 the　 Spacelab-2　 electron　 beam　 active　 experiment　 and　 computer

experiments.　 Spectra　 of　 f㎜el　 shaped　 auroral　 hiss　 emissions　 are　 explained　 in

terms　 of　 the　 group　 velocity　 and　 damping　 rate　 of　 vhistler　 modes　 waves　 at　 the

reSOnanCe　 COre.

極域 におい て観測 され るVLFソ ーサーやオ ーロラ ・ヒスは、磁 力線沿 いに加速 され て

出来 る電子 ビーム とラ ンダ ウ共鳴 して発生す るもの と考 えられてい る。特 にV字 型やFunn

e1型 の スペ ク トルは、ホ イッスラー ・モー ド波 の レゾナ ンス ・コー ンにお け る伝搬特性 に

よ って説明が な されてい る[James,1976;Gurnetteta1・,1983】 。一方 スペー ス ・シャ

トルか らの電 子 ビー ム放 出実験(Spacelab-2,1985年 打上 げ)に おい てFunnel型 のホ イッス

ラー ・モ ー ド波の放射が観測 されてお り、これ も同様の説 明がな されてい る[Gurnett　 et

a1.,1986]。 これ に対 し、我 々は 、空 間的 に局在 した細長 い電子 ビームを想定 し、その

不安定性 による波動励起 の計算機 実験 を行 った。その結 果、ホ イッスラー ・モー ド波 が ラ

ンダウ共鳴 により励起 され ると共 に、それが電子 ビームの外 に伝搬 しFunnel型 のスペ ク ト

ル特 性を示す こ とが 、確 認 され た[Omura　and　Matsumoto,　 1987]。　この計算機 実験 にお い

て励起 され たプ ラズマ波の スペ ク トル とオー ロラ ・ヒス とを比較 す ることによ り、V字 型

/Funnel型 のオーロラ ・ヒスの説明 には 、 レゾナ ンス ・コーンにお ける群 速度の特性 だけ

ではな く、プ ラズマ中 を伝搬 す るホ イッスラ ・モー ド波の減衰 特性 も考 慮す る必要が あ る

ことを示 す。

参 考 文 献

James,　 H.G.,　 VLF　 Saucers,　 J.　 Geophys.　 Res・,vo1・ 　81,　 501,　 1976・

〔}urnett,　 D.A.,　 S.D.　 Shawha,　 and　 R.R.　 Shaw,　 Auroral　 hiss,　 z　mode　 radiation・ 　and

　　 auroral　 kilometric　 radiation　 in　 the　 polar　 magnetosphere:　 DE　 l　observations,

J.Geophys.Res.,vo1.88,329,1983・

Gurnett,　 D.A.,　 W.S.　 Kurth,　 J.T.　 Steinberg,　 P.M.　 Banks,,R.1.　 Bush　 and　 W.J.　 Raitt

　　 Whistler-mode　 radiation　 from　 the　 Spacelab　 2　electron　 beam,

Geophys.Res.Lett.,vo1.13,225,1986

0mura　 Y.　 and　 H.　 Hatsumoto,　 Computer　 experiments　 on　 whistler　 and　 Plasma　 wave

　　 emissions　 for　 Spacelab・-2　 electron　 beam,　 submitted　 to　 Geophys・ 　Res・ 　Lett,

　　 November,　 1987.

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