水星の紫外線分光観測

*吉川 一朗[1], 山崎 敦[2], 中村 正人[3], 田口 真[4]
岡野 章一[5]

宇宙科学研究所[1]
通信総合研究所[2]
東京大学[3]
極地研究所[4]
東北大学[5]

The UV spectroscopy for the exosphere of the Mercury

*Ichiro Yoshikawa[1] ,Atsushi Yamazaki [2]
Masato Nakamura [3],Makoto Taguchi [4],Shoichi Okano [5]
Institute of Space and Astronautical Science[1]
Communications Reserch Laboratory[2]
University of Tokyo[3]
National Institute of Polar Research[4]
Tohoku University[5]

The UV spectroscopy measurement carried out by Mariner-10 revealed that there is a significant amount of H and He in the Mercurian atmosphere [Broadfoot et al., 1974]. But due to the limited coverage, we have not known the dependency of global spatial distributions on the dynamic solar wind pressure and the magnetic activity. And also, we have known only the upper limit of total amounts of the atmospheric constituents such as Ne, Ar, C, OH, and O. [Broadfoot et al., 1974, 1976]. In other words, we identify only 5 elements, H, He, Na, K, Ca up to now. (The latter 3 elements were identified by ground-based observations.) In the 1960s, many scientists expected to proceed the discussion on the evolution and origin of the Mercurian atmosphere based on the Mariner-10 results. Helium and Argon in the atmosphere are produced by the radioactive decay of K, Th, U in the interior, and are supposed to be supplied from the interior depending on the internal activity. On the other hand, Neon is not created from radioactive decay, therefore, its origin is supposed to be either/both solar wind or/and ancient atmosphere. Such information is important to discuss the evolution of the Mercury atmosphere. In the 1960s, there were some difficulties to realize a high efficient UV spectrometer. In order to improve it, we have developed the multilayer-coated grating for the upcoming Mercury mission, Bepi-Colombo. This optics has high efficiency below 50 nm, especially an order of magnitude higher efficiency at He II (30.4 nm) than that of Mariner-10.

マリナー１０号の観測により水星の大気には水素が含まれていることが発見された[Broadfoot et al., 1974]。しかし、マリナー１０号による２回のフライバイ観測ではデータが限られているため、中性水素原子のグローバルな分布、スケールハイト、温度・風速が太陽風動圧変動や水星磁気圏サブストームにどのように応答するかは明らかにされていない。また、マリナー１０号の紫外線観測では、水素がヘリウム以外の成分については、希ガスや酸素等の存在量の上限しか推定されていない[Broadfoot et al., 1974, 1976]。（そもそも、水星大気の組成に関しては、H, 　He,　Ｎａ, 　K,　Caの５つしか確認されておらず、このうち後者３つは地上観測から発見された。） マリナー１０号の紫外線観測で当時の研究者は、水星大気中に存在するヘリウム、アルゴンのような質量の軽い希ガスの観測から、水星大気の進化について新たな議論の進展を期待していたはずである。また、ネオンは放射壊変では生成されない為、太陽風起源か惑星形成時のものと推定され、ネオンの輝線の検出に成功すればネオンが水星大気中にとどまっている時間、あるいはその存在量を見積もることができる。しかし、当時の紫外線分光器では、水素とヘリウムしか観測することができなかった。これは、大気の存在量が、当時の紫外線分光器の検出限界以下であったことが原因ではあるが、３０年経った現在でも、真空紫外光学素子にこれを十分に克服できるほどの大きな進歩はない。そこで、我々はBepi-Colombo計画のMercury Planetary Orbiter (MPO)に最近の光学素子技術を踏襲した全く新しい紫外線分光器の搭載を提案する。