磁気圏界面

磁気圏界面は、磁気圏と周囲のプラズマとの間の急激な境界である。惑星科学においては、磁気圏界面は惑星の磁場と太陽風との間の境界である。磁気圏界面の位置は、惑星の動的磁場の圧力と太陽風の動的圧力との間のバランスによって決定される。太陽風の圧力が増減すると、磁気圏界面はそれに応じて内側および外側に移動する。磁気圏界面に沿った波（さざ波および羽ばたき運動）は、太陽風の圧力の小規模な変動およびケルビン・ヘルムホルツ不安定性に応じて、太陽風の流れの方向へ移動する。

太陽風は超音速で、流れの方向が変わるバウショックを通過する。そのため、太陽風プラズマの大部分は、船首の前で水が偏向するのと同じように、磁気圏境界のどちらかの側に偏向される。衝撃を受けた太陽風プラズマの領域がマグネトシースである。地球や固有磁場を持つ他のすべての惑星では、太陽風プラズマの一部が磁気圏内に侵入し、閉じ込められる。地球では、磁気圏内に入った太陽風プラズマはプラズマシートを形成する。磁気圏内に入る太陽風プラズマとエネルギーの量は、太陽風に組み込まれている 惑星間磁場の方向によって制御される。

太陽や磁場と恒星風を持つ他の恒星には、恒星環境が星間環境によって区切られる 太陽磁気圏界面またはヘリオポーズがあります。

宇宙探査の時代以前は、惑星間空間は真空であると考えられていました。太陽フレアの最初の観測と1859 年の磁気嵐の同時発生は、フレア イベント中に太陽からプラズマが放出された証拠でした。チャップマンとフェラーロ^{[2] [3] [4] [5] は}、フレア イベントの一環として太陽からプラズマがバースト的に放出され、それが磁気嵐として知られる方法で惑星の磁場を乱したと提唱しました。惑星間媒体内のプラズマ内の粒子の衝突頻度は非常に低く、電気伝導性は非常に高いため、無限の導体に近似できます。

真空中の磁場は、無限の導電率を持つ体積を貫通することはできない。Chapman と Bartels (1940) ^{[1] は}、図に示すように、無限の導電率を持つプレートを惑星の双極子の昼側に置くという仮定によってこの概念を説明した。昼側の磁力線は曲がっている。低緯度では、磁力線は内側に押し込まれる。高緯度では、磁力線は後方に押し出され、極領域の上を移動する。惑星の磁場が支配的な領域 (つまり、磁気圏)と惑星間媒体のプラズマとの境界が磁気圏界面である。平坦で無限の導電率を持つプレートと同等の構成は、イメージ双極子 (図の左側の緑の矢印) を、惑星と太陽の線に沿って惑星の双極子から磁気圏界面までの距離の 2 倍の位置に置くことによって実現される。太陽風は絶えず外向きに流れているため、惑星の上、下、側面の磁気圏界面は、アーティストのコンセプトに示されているように、地磁気尾部へと押し戻されます。惑星から内側に押し込まれた磁力線と極を越えて後方に押し戻された磁力線を分ける領域 (図ではピンク色で表示) は、弱い磁場の領域、つまり昼側カスプです。太陽風の粒子は、カスプ領域を通って惑星の磁気圏に入ることができます。太陽風は太陽フレアのときだけでなく常に存在するため、磁気圏界面は磁場を持つあらゆる惑星の近くの空間の恒久的な特徴です。

惑星の磁場の磁力線は静止しているわけではありません。磁気再結合と呼ばれるプロセスで、それらは惑星間磁場の磁力線と継続的に結合または融合しています。結合した磁力線は極を越えて惑星の磁気尾部に戻ります。尾部では、惑星の磁場からの磁力線が再結合し、惑星の夜側に向かって動き始めます。このプロセスの物理学は、ダンジー (1961) によって初めて説明されました。^{[6]そのため、このプロセスは現在}ダンジーサイクルと呼ばれています。

磁気圏界面が真空中の磁場と弱い磁場が埋め込まれたプラズマとの境界に過ぎないと仮定すると、磁気圏界面は電子とイオンが磁場領域に1回転半径侵入することで定義される。電子とイオンの回転運動は反対方向なので、電流は境界に沿って流れる。実際の磁気圏界面ははるかに複雑である。^[7]

磁気圏内の粒子からの圧力を無視すれば、太陽に面している磁気圏の部分までの距離を推定することができます。この位置を支配する条件は、太陽風からの動的ラム圧が地球の磁場からの磁気圧に等しいことです。^{[注 1]} ここで、および は太陽風の密度と速度、 B ( r )はSI単位での惑星の磁場の強度です( BはT、μ ₀はH /m 単位)。 $${\displaystyle (\rho v^{2})_{sw}\approx \left({\frac {4B(r)^{2}}{2\mu _{0}}}\right)_{m}}$$${\displaystyle \rho}$${\displaystyle v}$

双極子磁場の強さは距離に応じて変化するため、磁場の強さは と表すことができます。ここで は惑星の磁気モーメントで、 で表されます。 この式を r について解くと、距離の推定値が得られます。 ${\displaystyle 1/r^{3}}$${\displaystyle B(r)={\mu _{0}m \over 4\pi r^{3}}}$${\displaystyle m}$${\displaystyle A\cdot m^{2}}$$${\displaystyle \rho v^{2}\approx {\frac {\mu _{0}m^{2}}{8\pi ^{2}r^{6}}}.}$$$${\displaystyle r\approx {\sqrt[{6}]{\frac {\mu _{0}m^{2}}{8\pi ^{2}\rho v^{2}}}}}$$

地球から太陽圏磁気圏界面までの距離は、太陽活動により時間とともに変化するが、典型的な距離は 6～15 R${\displaystyle _{\oplus }}$である。リアルタイムの太陽風データを使用した経験的モデル^{[8] [9]}は、磁気圏界面の位置をリアルタイムで推定することができる。磁気圏界面の上流には弓状衝撃波が立っており、太陽風が磁気圏界面に到達する前に減速して偏向させる役割を果たしている。^[10]

磁気圏界面の研究は、LMN 座標系 (XYZ のような軸のセット) を使用して行われます。N は磁気圏界面に対して垂直で磁気圏シースに向かって外側を指し、L は磁気圏界面への双極子軸の投影に沿って位置し (正の北向き)、M は夜明けの方向を指して 3 点が完成します。

金星と火星には惑星磁場がなく、磁気圏界面もありません。太陽風が惑星の大気と相互作用し^[12] 、惑星の後ろに空間が作られます。地球の月や磁場や大気を持たない他の天体の場合、天体の表面が太陽風と相互作用し、天体の後ろに空間が作られます。

• ヘリオポーズ
• ジオポーズ
• ボウショック
• 太陽系
• 宇宙船の推進への応用については、磁気帆を参照。

• 惑星の大気。