磁気圏

天文学と惑星科学において、磁気圏とは天体を取り囲む空間の領域であり、その中で荷電粒子はその天体の磁場の影響を受ける。^{[1] [2]}それは活発な内部ダイナモを持つ天体によって形成される。

地球のような双極子磁場を持つ惑星に近い宇宙環境では、磁力線は単純な磁気双極子に似ています。さらに遠くでは、太陽（つまり太陽風）や近くの恒星から放出される導電性プラズマの流れによって磁力線が大きく歪むことがあります。 ^{[3] [4]地球のような活発な磁気圏を持つ惑星は、}太陽放射や宇宙放射線の影響を軽減または遮断する能力があり、地球の場合は、これによって生物を危害から守っています。磁気圏と粒子や大気の相互作用は、プラズマ物理学、宇宙物理学、大気文学という専門的な科学分野で研究されています。

地球の磁気圏の研究は、ウィリアム・ギルバートが地球表面の磁場が小さな磁化された球であるテラの磁場に似ていることを発見した1600年に始まりました。1940年代には、ウォルター・M・エルザッサーがダイナモ理論のモデルを提唱し、地球の磁場は地球の鉄の 外核の運動に起因するとしました。科学者は磁力計を使用して、時間と緯度と経度の関数として地球の磁場の変化を研究することができました。

1940年代後半から、ロケットは宇宙線の研究に使用されました。1958年、エクスプローラーシリーズの最初の宇宙ミッションであるエクスプローラー1号が、大気圏上の宇宙線の強度を研究し、この活動の変動を測定するために打ち上げられました。このミッションでは、ヴァン・アレン放射線帯（地球の磁気圏の内側の領域にある）の存在が観測され、その年の後半に続いたエクスプローラー3号がその存在を決定的に証明しました。また、1958年には、ユージン・パーカーが太陽風の概念を提唱し、トーマス・ゴールドは1959年に太陽風が地球の磁場とどのように相互作用するかを説明するために「磁気圏」という用語を提案しました。その後の1961年のエクスプローラー12号のミッションは、1963年のケーヒルとアマジーンによる正午の子午線近くの磁場の強度の突然の減少の観測に続き、後に磁気圏界面と名付けられました。 1983年までに国際彗星探査機は磁気圏尾部、つまり遠方の磁場を観測した。^[4]

磁気圏は、天体の種類、プラズマと運動量の源の性質、天体の自転周期、天体が自転する軸の性質、磁気双極子の軸、太陽風の流れの大きさと方向など、いくつかの変数に依存します。

磁気圏が太陽風の圧力に耐えられる惑星の距離は、チャップマン・フェラーロ距離と呼ばれます。これは、次の式でモデル化できます。ここで、 は惑星の半径、は赤道上の惑星表面の磁場、 は太陽風の速度を表します。 ${\displaystyle R_{\rm {P}}}$${\displaystyle B_{\rm {surf}}}$${\displaystyle V_{\rm {SW}}}$

${\displaystyle R_{\rm {CF}}=R_{\rm {P}}\left({\frac {B_{\rm {surf}}^{2}}{\mu _{0}\rho V_{\rm {SW}}^{2}}}\right)^{\frac {1}{6}}}$

磁気圏は、 、つまり太陽風の流れに対する主な反対が物体の磁場である場合に「固有」に分類されます。たとえば、水星、地球、木星、ガニメデ、土星、天王星、海王星は、固有磁気圏を示します。磁気圏は、 、つまり太陽風が物体の磁場によって反対されていない場合に「誘導」に分類されます。この場合、太陽風は惑星の大気または電離層（惑星に大気がない場合は惑星の表面）と相互作用します。金星には誘導磁場があります。つまり、金星には内部ダイナモ効果がないように見えるため、存在する唯一の磁場は、金星の物理的障害物を太陽風が巻き付けることで形成される磁場です（金星の誘導磁気圏も参照）。 の場合、惑星自体とその磁場の両方が寄与します。火星はこのタイプである可能性があります。 ^[5]${\displaystyle R_{\rm {CF}}\gg R_{\rm {P}}}$${\displaystyle R_{\rm {CF}}\ll R_{\rm {P}}}$${\displaystyle R_{\rm {CF}}\approx R_{\rm {P}}}$

ボウショックは磁気圏の最外層、つまり磁気圏と周囲の物質との境界を形成します。恒星の場合、これは通常恒星風と星間物質との境界です。惑星の場合、太陽風の速度は磁気圏界面に近づくにつれて低下します。^[6]ボウショックとの相互作用により、恒星風 プラズマは大きな異方性を獲得し、ボウショックの上流と下流でさまざまなプラズマ不安定性を引き起こします。 ^[7]

磁気圏シースは、バウショックと磁気圏界面の間の磁気圏領域である。磁気圏シースは主に衝撃を受けた太陽風から形成されるが、磁気圏からのプラズマも少量含まれている。^{[8]磁気圏シースは、粒子}エネルギーのフラックスが高く、磁場の方向と大きさが不規則に変化する領域である。これは、実質的に熱化された太陽風ガスの集まりによって引き起こされる。太陽風の流れからの圧力と物体からの磁場の障壁を伝達するクッションとして機能している。^[4]

磁気圏界面は、惑星の磁場からの圧力と太陽風からの圧力が釣り合っている磁気圏の領域です。^[3]磁気圏界面は、磁気圏シースからの衝撃を受けた太陽風と物体の磁場および磁気圏からのプラズマの収束点です。この収束点の両側には磁化されたプラズマが含まれているため、それらの相互作用は複雑です。磁気圏界面の構造は、プラズマのマッハ数とベータ、および磁場に依存します。^[9]磁気圏界面は、太陽風からの圧力が変動すると、サイズと形状が変わります。^[10]

圧縮された磁場の反対側には磁気圏尾部があり、磁気圏は天体のはるか向こうまで広がっています。磁気圏尾部には北尾部と南尾部と呼ばれる 2 つのローブがあります。北尾部の磁力線は天体の方向を向いていますが、南尾部の磁力線は天体から離れています。尾部はほとんど空で、太陽風の流れに逆らう荷電粒子はほとんどありません。2 つのローブはプラズマ シートによって分離されています。プラズマ シートは磁場が弱く、荷電粒子の密度が高い領域です。^[11]

地球の赤道上では、磁力線はほぼ水平になり、高緯度で再びつながります。しかし、高高度では、磁場は太陽風と太陽磁場によって著しく歪められます。地球の昼側では、磁場は太陽風によって約65,000キロメートル（40,000マイル）の距離まで大幅に圧縮されます。地球のバウショックの厚さは約17キロメートル（11マイル）^[12]で、地球から約90,000キロメートル（56,000マイル）の位置にあります。^[13]磁気圏界面は、地球の表面から数百キロメートル上空に存在します。地球の磁気圏界面は、太陽風の粒子が入り込むことができるため、ふるいに例えられています。ケルビン・ヘルムホルツ不安定性は、大きな渦巻状のプラズマが磁気圏の縁に沿って磁気圏とは異なる速度で移動し、プラズマが通り過ぎるときに発生します。その結果、磁気再結合が起こり、磁力線が切れて再結合すると、太陽風の粒子が磁気圏に入ることができるようになります。^[14]地球の夜側では、磁場は磁気圏尾部にまで広がっており、長さは630万キロメートル（390万マイル）を超えます。^{[3]地球の磁気圏尾部は}極地オーロラの主な発生源です。^[11]また、NASAの科学者は、地球の磁気圏尾部が昼側と夜側の間に電位差を作り出し、月に「砂嵐」を引き起こす可能性があると示唆しています。^[15]

多くの天体は磁気圏を生成し、維持している。太陽系では、太陽、水星、地球、木星、土星、天王星、海王星、^[16]およびガニメデがこれに該当する。木星の磁気圏は太陽系最大の惑星磁気圏であり、昼側では最大7,000,000キロメートル（4,300,000マイル）、夜側では土星の軌道にほぼ達する。 ^[17]木星の磁気圏は地球の磁気圏よりも1桁強く、その磁気モーメントは約18,000倍大きい。^{[18]一方、} 金星、火星、冥王星には磁場がない。これはこれらの惑星の地質学的歴史に大きな影響を与えた可能性がある。金星と火星は光分解と太陽風によって原始の水を失った可能性があると理論づけられている。強力な磁気圏はこのプロセスを大幅に遅らせます。^{[16] [19]}

太陽系外惑星によって生成される磁気圏は一般的であると考えられているが、最初の発見は2010年代まで行われなかった。2014年、惑星からの水素の蒸発方法から、HD 209458 bの周囲に磁場があることが推測された。 ^{[20] [21] 2019年、4つの}ホットジュピターの表面磁場の強度が推定され、木星の表面磁場の4.3ガウスと比較して20〜120ガウスの範囲であった。 ^{[22] [23]} 2020年、14〜30MHz帯域の電波放射がタウうしかい座b星系から検出された。これは、惑星磁場の特徴であるタウうしかい座b星の極からのサイクロトロン放射に関連している可能性が高い。 ^{[24] [25] 2021年、} HAT-P-11bによって生成された磁場が初めて確認された。^[26]地球型太陽系外惑星によって生成される磁場の初めての未確認の検出は、2023年にYZ Ceti bで発見されました。^{[27] [28] [29] [30]}

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