惑星間磁場

惑星間磁場（IMF ）は、一般的に太陽圏磁場（HMF）^[2]とも呼ばれ、太陽風の流れによって太陽コロナから引きずり出され、太陽系を満たす太陽磁場の成分です。

コロナと太陽風のプラズマは導電性が非常に高いため、磁力線とプラズマの流れは事実上「凍結」されており[ 3 ^{] [4]}、磁場は関心のある時間スケールでプラズマを拡散することができない。太陽コロナでは、磁気圧がプラズマ圧を大幅に上回るため、プラズマは主に磁場によって構造化され、閉じ込められている。しかし、コロナの高度が上昇するにつれて、太陽​​風はローレンツ力の相互作用によって磁場からエネルギーを抽出して加速し、その結果、流れの運動量が拘束磁気張力を超え、コロナ磁場が太陽風によって引きずり出されて IMF が形成される。この加速により、太陽から 160 AU 離れた場所でもIMF が局所的に超音速になることが多い。 ^[5]

太陽系（または太陽圏）の大部分では、風の動圧が磁気圧よりも優勢であるため、磁場は外向きの動きと太陽の自転の組み合わせによってアルキメデスの螺旋パターン（パーカー螺旋^[6] ）に引き寄せられます。地球近傍空間では、IMF は地球と太陽の線に対して名目上約 45° の角度をなしますが、この角度は太陽風の速度によって変化します。太陽緯度とともに、光球の足点の速度が低下するため、IMF の半径方向に対する角度は減少します。

太陽圏磁場は、光球の基点の極性に応じて、内側または外側に螺旋状に広がります。磁場は、太陽圏の北部と​​南部で同じ螺旋形状を描きますが、方向は反対です。これらの 2 つの磁気領域は、電流シート(曲面内に閉じ込められた電流) によって分離されています。この太陽圏電流シートは、くるくると巻かれたバレリーナのスカートに似た形状をしており、太陽の磁場が約 11 年ごとに反転するため、太陽周期を通じて形状が変化します。

惑星間媒体のプラズマは、地球の軌道上の太陽の磁場の強さが当初の予想より 100 倍以上も強いことにも関係している。宇宙が真空であれば、太陽の磁気双極子場 (太陽表面で約 10 ⁻⁴テスラ) は距離の 3 乗に反比例して約 10 ^{−11テスラに減少する。しかし、衛星観測では約 10 −9}テスラで約 100 倍も強いことが示されている。磁気流体力学(MHD) 理論では、磁場内での導電性流体 (例: 惑星間媒体) の動きによって電流が誘導され、それが今度は磁場を生成すると予測されており、この点ではMHD ダイナモのように動作する。

地球の軌道上の惑星間磁場は、太陽風の波やその他の擾乱（宇宙天気）によって変化する。磁場はベクトルであり、半径方向と方位方向の成分と、黄道に垂直な成分を持つ。地球の近くでの磁場の強度は1～37nTで変化​​し、平均すると約6nTである。^[7] 1997年以来、太陽磁場は太陽地球ラグランジュ点L1のハロー軌道にある先進的組成探査機（ACE）衛星によってリアルタイムで監視されている。2016年7月以来、太陽地球L1にある深宇宙気候観測衛星（DSCOVR）によっても監視されている（ACEは引き続きバックアップ測定として機能している）。^[8]

• 太陽の磁場
• 太陽風
• 磁気圏

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