磁気圏（グローバル）：データベースサイト

太陽からは、光・電磁波と共にプラズマの風、太陽風が絶えず太陽系空間に放射さ れている。その太陽風は、太陽表面の太陽フレアなどの爆発現象によって時々刻々 変動し、かつ、太陽から地球まで伝播する間にも遅い太陽風と速い太陽風の相互作 用や惑星間衝撃波の形成などによって、惑星間擾乱が発達して地球磁気圏に衝突し て作用を及ぼす。地球近傍での太陽風の典型的なパラメータは、数密度5/cc、速度 400km/s、温度10,000K、惑星間磁場強度5nTであるが、惑星間擾乱が大きく発達した 場合には、数密度や磁場強度は10倍以上にもなる。

太陽と地球の関係

地球は固有磁場を持っていて、それが太陽風や太陽から放射される高エネルギー荷 電粒子の侵入を妨げる最初の遮蔽壁の役割を果たす。地球の固有磁場は、太陽側で は太陽風の圧力に押されて丸まった形状になり、反太陽側では吹流しのように太陽 風の流れる方向に沿って長く伸びた尾部の形状になる。その地球の固有磁場の到達 範囲が地球磁気圏と呼ばれる領域である。地球磁気圏は吹流しのような形状であり、 太陽側が地球中心から10Re、尾部が100-1000Re、半径が20-30Re程度の大きさであ る。ここに、Reは地球半径6370kmを示す。

地球磁気圏

地球の固有磁場は、太陽風の直接の侵入を妨げる最初の遮蔽壁の役割を果たしてい ると述べたが、太陽風から湧き出てくる惑星間磁場（ＩＭＦ）と地球磁場の関係に よってその壁に窓が開いたりして、太陽風のプラズマとエネルギーが部分的に地球 磁気圏内に取り込まれる。その窓の開閉に主要な役割を果たしているのが磁気リコ ネクションである。ＩＭＦが南向きの時は、磁気圏前面（太陽直下点）で磁気リコ ネクションが起こり、大きな量のエネルギーが磁気圏内に取り込まれて、尾部に蓄 積され、安定に蓄積できる限界を越すと電離圏側と尾方向に突然放出される。電離 圏側では、オーロラの爆発的増光となり、尾側では、プラズマの熱い塊、即ちプラ ズモイドの放出となる。

惑星間磁場（ＩＭＦ）が南向きの場合の地球磁気圏の真昼真夜中子午 面と尾部の断面図。磁場の強さ（Ｂ）とプラズマ温度（Ｔ）をカラー コードで、磁場と速度をベクトルで表示している。尾部のプラズマシ ートは薄く、磁力線はｘ方向に延ばされた尾形状になる。	惑星間磁場（ＩＭＦ）が南向きの場合の地球磁気圏の赤道面と 断面図。磁場の強さ（Ｂ）とプラズマ温度（Ｔ）をカラーコー ドで、磁場と速度をベクトルで表示している。磁気圏断面は南 北方向に長く、プラズマシートの温度は高い。
惑星間磁場（ＩＭＦ）が南向きの場合の地球磁気圏の３次元磁場構造、 尾部の磁力線はｘ方向に延ばされた尾形状になる。磁気リコネクショ ンは昼側磁気圏境界と尾部で起こる。緑は閉じた磁力線、青は開いた 磁力線、赤は地球から離れた磁力線を示す。	惑星間磁場（ＩＭＦ）が南向きの場合、極域に投影された速度、 エネルギー束、電位、沿磁力線電流の２次元分布。赤と青は正 と負に対応し、緑の線は磁力線の開閉境界を示す。２セル対流 パターンが現れ、磁力線の開閉境界は極域対流の逆転領域に一 致する。

ＩＭＦが北向きの時は、高緯度尾部領域（カスプの後方）で磁気リコネクションが 起こり、そのリコネクションの起こる割合は、南向きの時に比べて小さいので、観 測的には地磁気脈動やオーロラ活動は比較的静かである。しかし、極環にはＩＭＦ が北向きの時に固有なシータ形状のオーロラが現れることが知られている。今日ま で一般的に、ＩＭＦが北向きの時は、南向きの時に比べて地磁気脈動やオーロラ活 動が小さいので、磁気圏のエネルギー蓄積も小さいのではないかと考えられてきた が、これは磁気圏側から電離圏側への電流の流入量と降下粒子の量を見ているだけ で、磁気圏内に蓄えられるプラズマとエネルギーの総量を見ているのではない。

惑星間磁場（ＩＭＦ）が北向きの場合の地球磁気圏の真昼真夜中子午 面と尾部の断面図。磁場の強さ（Ｂ）とプラズマ温度（Ｔ）をカラー コードで、磁場と速度をベクトルで表示している。尾部のプラズマシ ートは厚くなり、磁力線は丸い形状になる。	惑星間磁場（ＩＭＦ）が北向きの場合の地球磁気圏の赤道面と 断面図。磁場の強さ（Ｂ）とプラズマ温度（Ｔ）をカラーコー ドで、磁場と速度をベクトルで表示している。磁気圏断面はわ ずか朝夕方向に長く、プラズマシートの温度は低い。
惑星間磁場（ＩＭＦ）が北向きの場合の地球磁気圏の３次元磁場構造、 尾部の磁力線は丸まった形状になる。磁気リコネクションは高緯度尾 部領域、即ちカスプの後方で起こる。高緯度尾部リコネクションは南 北で同時対称に起こるため、閉じた磁気圏が形成される。	惑星間磁場（ＩＭＦ）が北向きの場合、極域に投影された速度、 エネルギー束、電位、沿磁力線電流の２次元分布。ＩＭＦが北 向きの場合の４セル対流パターンが現れ、磁力線の開閉境界は 小さくなって消滅し、閉じた磁気圏が形成される。

このように、太陽風や惑星間磁場（ＩＭＦ）に依存して、地球磁気圏内にどのよう にかつどれだけプラズマとエネルギーが流入するのか、どこにどれだけどのような 形態で蓄えられるのか、そして、どのようなきっかけ（原因）で蓄積されたエネル ギーが突然消費・解放されるのかを調べるのが、太陽風磁気圏相互作用の研究であ る。実際問題として、太陽の息づきによる太陽風と惑星間磁場の変動によって、地 球磁気圏の応答も絶えず変化する。このように現実は非常に複雑である。従って、 太陽風磁気圏相互作用の研究では、太陽風とＩＭＦの変化を要素として分解して、 その個々の変化に対応する磁気圏の応答を調べる方法が先ず採用されてきた。それ に並行して、衛星観測の太陽風とＩＭＦのデータをインプットに用いる、太陽風磁 気圏相互作用の３次元電磁流体力学的（ＭＨＤ）シミュレーションも、国際協同で 開始された宇宙天気研究の一環として行われるようになってきた。

宇宙天気研究

宇宙天気研究のための衛星などの配置