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圏 1-4Re (1-10eV) リングカレント領域ローブ peak:3-4Re (10-100keV) 磁気圏境界層太陽プラズマシート (1-10keV) ローブ放射線帯 1.5-4Re (100keV-10MeV以上) 磁気圏境界層電離圏(1eV以下）磁気圏プラズマダイナミクスＭＨＤ近似による運動方程式     dv nm  Pth  j  B dt 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 = nkBT j: 電流密度ベクトル j = ne(vi-ve) B: 磁場ベクトル（１）ＭＨＤ近似による運動方程式     dv nm  Pth  j  B dt （１）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  B 0 j を使うと dv 1 nm  (Pth  PB )  (B  ) B dt 0 （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。 dv 1 nm  (Pth  PB )  (B  ) B dt 0 圧力勾配力磁気張力磁気張力と圧力勾配力の釣り合いの例（磁気圏尾部） 1.磁気圧による圧縮 3.磁気張力によるプラズマ加速 2.磁気再結合惑星間空間磁場張力張力磁気圧磁気再結合昼側張力磁気再結合夜側 lobe 密度小、温度小、Ｂ大Ｂ－∇Pth 密度大、温度大、Ｂ小－∇Pth Ｂ－∇PB plasma sheet －∇PB 密度小、温度小、Ｂ大 lobe     dv  Pth  j  B (1)の式 nm dt に右からｘＢを作用させると    B  Pth nm   dv  j   B    2 2 B B  dt  （3）磁場に垂直な電流＝プラズマ圧の勾配による電流＋慣性電流圧力勾配に伴う電流の説明 Pth = nkT ｊ⊥ Ｂ密度小密度大   B  Pth j  2 B ｊ⊥ Ｂ温度大温度小（旋回半径大）（旋回半径小）圧力勾配（∇Ｐｔｈ）圧力勾配（∇Ｐｔｈ） lobe 密度小、温度小、Ｂ大Ｂ－∇Pth 密度大、温度大、Ｂ小－∇Pth Ｂ－∇PB plasma sheet －∇PB 密度小、温度小、Ｂ大 lobe   B  Pth j  2 B lobe Ｂ－∇Pth plasma sheet Ｂ (元の磁場を強める) j⊥ －∇PB Ｂ（元の磁場を弱める）Ｂ（元の磁場を弱める） j⊥ －∇PB 密度大、温度大、Ｂ小－∇Pth Ｂ密度小、温度小、Ｂ大 lobe Ｂ（元の磁場を強める）慣性電流の説明   nm   dv  j  2  B   B  dt  Ｂ＝０Ｂ電子イオンｊ⊥ Introduction to Space Physics より Ness et al., JGR, p.3305, 1966. 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     電流の連続の式 j  ( j  j )  0 //      j//    従って  j  j//   B   s  B  これに     B  Pth nm  dv  j   2  B  2 B B  dt  を代入すると沿磁力線電流の式が出てくる。  2 B d( v ) j in  (nm)  j//  B    2 j   B  nm 3  d l// B dt nm B  B （4）  2 B d( v ) j in  (nm)  j//  B    2 j   B  nm 3  d l// B dt nm B  B 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     B  Pth nm  dv  j   2  B  2 B B  dt  （4）   nm   dv  jin  2  B   B  dt  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３項：慣性電流方向の密度勾配ｊ⊥ ＢＢ＝０Ｂ電子ｊ⊥ イオン密度大 ∇B 密度小圧力勾配（∇Ｐｔｈ） ∇B ∇n flowのshear（渦）による沿磁力線電流の駆動速いイオン遅いＢ flowのshear（渦）による沿磁力線電流の駆動プラズマの流れ＋の電荷が溜まる＝沿磁力線電流が流れるプラズマの流れＢ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粒子運動における第１断熱不変量保存より 1 2   mv  B  一定 2 エネルギー保存から、   1 W  m v2  v//2  一定 2 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) V∥ ：沿磁力線電位差の時沿磁力線電流 J∥ の時沿磁力線電位差 V∥ 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・電子データ電気抵抗に伴う磁力線方向の加速電場が存在 J∥＝KV∥ Shiokawa and Yumoto (JGR, 1993) 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, Alaska September 14, 1994 ２つの異なるサブストームモデル NENL model current disruption model 圧力勾配力磁気張力 NENL model 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 current disruption model 2.後方に伝搬 3.磁気再結合を誘発 2.磁気張力に 1.圧力勾配よるプラズマ加速力の減少 NENL描像を示唆するtailの変動と地上変動の時間差 Shiokawa et al. (JGR, 1998) 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 Lyons et al. (JGR, 2002) current disruptionを示唆する激しい磁場変動 Takahashi et al. (JGR, 1987) ２つのサブストームモデルに決着をつけるTHEMIS衛星群 THEMIS衛星群と地上観測ネットワーク