サブストーム

サブストームは、磁気圏サブストームまたはオーロラサブストームとも呼ばれ、地球の磁気圏の「尾」からエネルギーが放出され、高緯度電離層に注入される、地球の磁気圏の短時間の擾乱です。視覚的には、サブストームはオーロラアークの突然の明るさと動きの増加として見られます。サブストームは、クリスティアン・ビルケランド^{[ 1 ]}によって最初に定性的に記述され、彼はそれを極地基本嵐と呼びました。シドニー・チャップマンは1960年頃にサブストームという用語を使用し、それが現在では標準的な用語となっています。サブストーム中のオーロラの形態は、国際地球観測年中に収集されたデータを使用して、 1964年に赤曽府俊一によって初めて記述されました^{[ 2 ] [ 3 ]}。

サブストーム^{[ 4 ]}は、地磁気嵐とは異なり、地磁気嵐は数日間にわたって発生し、地球上のどこからでも観測可能で、大量のイオンを外側放射線帯に注入し、太陽活動の極大期には月に1～2回、極小期には年に数回発生します。一方、サブストームは数時間で発生し、主に極域で観測可能で、放射線帯に多くの粒子を注入せず、比較的頻繁に発生し、多くの場合、数時間間隔で発生します。地磁気嵐では、前のサブストームが終了する前に次のサブストームが始まる場合があり、サブストームはより激しく、より頻繁に発生する可能性があります。地磁気嵐中に地球表面で観測される磁気擾乱の原因はリング電流ですが、サブストーム中に地上で観測される磁気擾乱の原因は高緯度の電離層における電流です。 ^{[ 5 ]}サブストームの間、磁気圏尾部を流れる電流は、サブストーム電流ウェッジを通って電離層に分岐し、西向きに流れる。^{[ 6 ]}

サブストームは、オーロラ帯で最大 1000 nTの磁場擾乱を引き起こす可能性があり、これはその領域の全磁場強度のおよそ 2% に相当します。宇宙空間では擾乱ははるかに大きく、静止衛星の中にはサブストーム中に磁場が通常の半分の強度まで低下したと観測したものもあります。サブストームの最も目に見える兆候は、極オーロラの強度とサイズの増加です。^{[ 5 ]}サブストームは、成長期、拡大期、回復期の 3 つのフェーズに分けられます。^{[ 7 ]} 

2012年、THEMIS衛星ミッションは急速に発達するサブストームのダイナミクスを観測し、巨大な磁気ロープの存在を確認し、地球磁場の外縁部で小さな爆発を目撃した。^{[ 8 ]}