磁気圏構造とオーロラ

塩川和夫（名古屋大学太陽地球環境研究所）

Contents・磁気圏のプラズマ領域・磁気圏プラズマダイナミクス・磁気圏プラズマ変動による沿磁力線電流・　　　　オーロラの駆動・サブストームとその発生機構の議論

プラズマシート(1-10keV)

リングカレント領域peak:3-4Re (10-100keV)

プラズマ圏1-4Re (1-10eV)

ローブ磁

気圏

境界

層

ローブ

磁気圏境界層

カスプ

放射線帯1.5-4Re

(100keV-10MeV 以上 )

太陽

電離圏 (1eV 以下）

磁気圏プラズマダイナミクス　

BjPdt

vdnm th

ＭＨＤ近似による運動方程式

（１）

n: プラズマ密度m: 粒子質量（近似的にイオンの質量）v: 流体速度ベクトルPth: プラズマ圧 Pth = nkBTj: 電流密度ベクトル j = ne(vi-ve)B: 磁場ベクトル

nmdv

dt

(Pth PB )

1

0

(B

)

B

BjPdt

vdnm th

ＭＨＤ近似による運動方程式

を使うと

B 0

j

（１）

（ 2）粒子加速＝プラズマ圧の勾配力＋磁気圧の勾配力＋磁気張力

粒子加速　＝　プラズマ圧の勾配力　＋　電流にかかるローレンツ力

磁気圧力、プラズマ圧力、 tension force （磁気張力）の力のバランスが崩れたところで、流体粒子の加速が起こる。

圧力勾配力 磁気張力

1.磁気圧による圧縮

3.磁気張力によるプラズマ加速

2.磁気再結合

nmdv

dt

(Pth PB )

1

0

(B

)

B

磁気張力と圧力勾配力の釣り合いの例（磁気圏尾部）

磁気圧

張力

磁気再結合 磁気

再結合

惑星間空間磁場

昼側 夜側

張力

張力

密度大、温度大、Ｂ小

密度小、温度小、Ｂ大

lobe

lobe

plasma sheet

－∇ PB

－∇ PB －∇ Pth

－∇ Pth Ｂ　

Ｂ　 密度小、温度小、Ｂ大

dt

vdB

B

nm

B

PBj th

22

BjPdt

vdnm th

(1) の式　　　　　　　　　　　　　　　　　に右からｘＢを作用させると　

（ 3）

磁場に垂直な電流　＝　プラズマ圧の勾配による電流　＋　慣性電流

Ｂｊ⊥

圧力勾配に伴う電流の説明　　　

圧力勾配（∇Ｐｔｈ ）

密度大密度小

Ｂｊ⊥

圧力勾配（∇Ｐｔｈ

）

温度大（旋回半径

大）

温度小（旋回半径

小）

Pth = nkT 　　　 2B

PBj th

密度大、温度大、Ｂ小

密度小、温度小、Ｂ大

lobe

lobe

plasma sheet

－∇ PB

－∇ PB －∇ Pth

－∇ Pth Ｂ　

Ｂ　 密度小、温度小、Ｂ大

密度大、温度大、Ｂ小

密度小、温度小、Ｂ大

lobe

lobe

plasma sheet

－∇ PB

－∇ PB －∇ Pth

－∇ Pth

j ⊥

j ⊥

Ｂ （元の磁場を弱める）

Ｂ ( 元の磁場を強める ) 　

Ｂ （元の磁場を弱める）　

2B

PBj th

Ｂ　

Ｂ　

Ｂ （元の磁場を強める）　

電子

イオン

ＢＢ＝０

ｊ⊥

慣性電流の説明

dt

vdB

B

nmj

2

Ness et al., JGR, p.3305, 1966.

Introduction to Space Physics より　

磁気圏プラズマ変動による沿磁力線電流・オーロラの駆動

0)( // jjj

j// B2

B2

j

B nm

B

B3

d(

v )

dt

j in

(nm)

nmB

dl//

dt

vdB

B

nm

B

PBj th

22

B

j

sBjj //

//

電流の連続の式　

従って　

これに　 を代入すると　

沿磁力線電流の式が出てくる。　

（ 4）

j// B2

B2

j

B nm

B

B3

d(

v )

dt

j in

(nm)

nmB

dl//

Hasegawa, A., and T. Sato, Generation of field aligned current during substorm, in Dynamics of the Magnetosphere, edited by S.-I. Akasofu, pp. 529-542, D. Reidel, Norwell, Mass., 1979. Haerendel, G., Field-aligned currents in the Earth's magnetosphere, in Physics of Magnetic Flux Ropes, Geophys. Monogr. Ser., vol. 58, edited by C. T. Russell, E. R. Priest, and L. C. Lee, pp. 539-553, AGU, Washington, D. C., 1990.

第１項：　 j⊥ 方向の磁場勾配第２項：　 flow の shear （渦）の時間変化第３項：　慣性電流方向の密度勾配　　　　　　　が沿磁力線電流を駆動する＝オーロラを光ら

せる

dt

vdB

B

nm

B

PBj th

22

dt

vdB

B

nmjin

2

（ 4）

電子

イオン

ＢＢ＝０

ｊ⊥

Ｂｊ⊥

圧力勾配（∇Ｐｔｈ ）

密度大密度小

∇B

∇B

第１項：　 j⊥ 方向の磁場勾配第３項：　慣性電流方向の密度勾配　　　　　

∇n

遅い

速い Ｂ

イオン

flow の shear （渦）による沿磁力線電流の駆動　

Ｂ

プラズマの流れ

プラズマの流れ

＋の電荷が溜まる＝沿磁力線電流が流れる

flow の shear （渦）による沿磁力線電流の駆動　

オーロラとそれを光らせる電子降り込み

Aurora movie provided by Trond Trondsen (U. Calgary) flow shear の描像を示すオーロラアーク

磁気圏でのピッチ角（磁力線となす角）が小さいもの（数度以下）：電離圏まで到達（電離圏まで到達できる最大ピッチ角をロスコーンと呼ぶ）磁気圏でのピッチ角（磁力線となす角）が大きいもの（数度以以上）：ミラー点ではね返される。

磁力線方向に実質的な電気抵抗が存在する

一定 Bmv2

21

一定 2//

2

2

1vvmW

　粒子運動における第１断熱不変量保存より

エネルギー保存から、

磁力線に沿ってＢが増えるv⊥ が増えるv∥ が減るv∥ ＝ 0 のところではね返される

沿磁力線電位差 V∥ 　

磁気圏の電子が運べる沿磁力線電流の量　 Knight (PSS, p.741, 1973); Lyons (JGR, p.17, 1980)

沿磁力線電流J∥

　　

　

の時　

の時　

V∥ 　：沿磁力線電位差　

オーロラ上空を横切った人工衛星による降り込みイオン・電子データ

Shiokawa and Yumoto (JGR, 1993)

電気抵抗に伴う磁力線方向の加速電場が存在

J∥ ＝ KV∥

Aurora movie provided by Trond Trondsen (U. Calgary) Kinetic Alfven wave の描像を示す flickering aurora

Inertia Alfven Wave による電子の加速の観測とシミュレーションの比較　　　　　 Watt et al. (GRL, 2005GL024779, 2006)

サブストームとその発生機構の議論

オーロラの代表的なグローバル変動　ー　オーロラサブストーム　　

オーロラサブストームの例　 Kotzebue, AlaskaSeptember 14, 1994

NENL model

current disruption model

２つの異なるサブストームモデル

圧力勾配力 磁気張力

1.磁気圧による圧縮

3.磁気張力によるプラズマ加速

2.磁気再結合

1.圧力勾配力の減少

2.磁気張力によるプラズマ加速

3.磁気再結合を誘発

2.後方に伝搬

NENL model

current disruption model

Shiokawa et al. (JGR, 1998)

NENL 描像を示唆する tail の変動と地上変動の時間差

Lyons et al. (JGR, 2002)

オーロラは低緯度側から breakup を開始 NENL ではなく地球に近いところでサブストームが開始？　

と矛盾　

Takahashi et al. (JGR, 1987)

current disruptionを示唆する激しい磁場変動

THEMIS 衛星群と地上観測ネットワーク

２つのサブストームモデルに決着をつける THEMIS 衛星群