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地球磁気圏における 磁気リコネクションの役割

磁気リコネクション研究の新展開　　 2003/07/17. 地球磁気圏における 磁気リコネクションの役割. 長井嗣信 東京工業大学. Polar Cap Potential Drop 100 kV Polar Cap > 75 degrees L = 2 x 3.14 x 6371.2 x 30/360 = 3300 km E = 100kV / 3300km = 30 mV/m B = 60000 nT V = E/B = 30 mV/m / 60000 nT = 500 m/s T = 3300km / 500 m/s = 100 min.

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地球磁気圏における 磁気リコネクションの役割

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Presentation Transcript

  1. 磁気リコネクション研究の新展開　　2003/07/17磁気リコネクション研究の新展開　　2003/07/17 地球磁気圏における磁気リコネクションの役割 長井嗣信 東京工業大学

  2. Polar Cap Potential Drop 100 kV Polar Cap > 75 degrees L = 2 x 3.14 x 6371.2 x 30/360 = 3300 km E = 100kV / 3300km = 30 mV/m B = 60000 nT V = E/B = 30 mV/m / 60000 nT = 500 m/s T = 3300km / 500 m/s = 100 min Vsw = 500 km/s T = 100 Re/500 km/s = 20 min

  3. Nishitani et al. JGR 2001

  4. Plasma Convection in the Tail Stationary vs Bursty Paterson et al. JGR 1998 Angelopoulos et al. 1999 100 Re/10 km/s = 1000 min

  5. Dungey モデル(J. W. Dungey, Phys. Rev. Lett., 6, 47, 1961)は どれだけうまく働いているか？

  6. Bx 4.3 nT By 4.9 nT Bz 2.6 nT Bt 7.9 nT Bh 7.1 nT Inc 20度

  7. 地球磁気圏での磁気リコネクションの起きる場所地球磁気圏での磁気リコネクションの起きる場所 • 昼間側磁気圏境界面10 Re 1 Re = 6371.2 km • ２．遠地球磁気圏尾部100 Re • ３．近地球磁気圏尾部20-30 Re

  8. 昼間側磁気圏境界面 • southward IMF Bz case • northward IMF Bz case • antiparallel merging • component merging • quasi-steady reconnection • flux transfer event (transient reconnection)

  9. 昼間側磁気圏境界面 • southward IMF Bz case • northward IMF Bz case

  10. 昼間側磁気圏境界面 • southward IMF Bz case Time Delay 10 minutes almost simultaneously

  11. 昼間側磁気圏境界面 • southward IMF Bz case • component merging • antiparallel merging component merging antiparallel merging

  12. 昼間側磁気圏境界面 • southward IMF Bz case • quasi-steady reconnection • flux transfer event (transient reconnection)

  13. January 18, 1999

  14. Spacecraft Observations • 1977 ISEE-1, 2 plasma flows • AMPTE/IRM • Geotail • Polar electron distributions • zero magnetic field • 2000 Cluster

  15. Spacecraft Observations • 1977 ISEE-1, 2 plasma flows • AMPTE/IRM • Geotail

  16. Spacecraft Observations Polar

  17. 解決すべき問題　　　昼間側磁気圏境界面 １．IMF Bzが南を向くだけで磁気リコネクションは起きるか？ ２．磁気リコネクションは継続して起きているのか？ ３．磁気リコネクションは十分に、 energy, mass, and momentumを輸送しているか？ ４．どのタイプの磁気リコネクションがどれだけの役割を 　　担っているか？ ５．磁気圏シースの磁場変動の影響はあるか？

  18. 解決を困難にしている要因 １．人工衛星が磁気リコネクションのその場にいられるか？ ２．磁気リコネクションの領域の周辺条件　　 　　　　　観測とシミュレーション ３．グローバルシミュレーションにおけるIMF Bxの取り扱い

  19. 新しい研究の方向 １．その場観測 Geotail/Cluster同時観測　低緯度と高緯度 Geotailによる低緯度観測 ２．シミュレーション 　　　　　何をやることが現実的なのか？ ３．磁気リコネクションの物理の研究として 　　「最適な場」か？ 　　　　　次期磁気圏ミッション　SCOPE

  20. ２．遠磁気圏尾部 • ISEE-3 (1983)Geotail(1992-1994)による観測 • 　研究の新展開 • 　　観測の絶対的な不足

  21. 近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連

  22. 近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連 • どこで起きているか？　　未だ未解決 • 1970年代 • 18 Re Vela • 15 Re IMP • 1980年代 • ISEE 1, 2 (apogee of 22.4 Re) No tailward flows • IRM (apogee of 18.6 Re) No tailward flows • 1990年代 • 20-30 Re Geotail • 2000年代 • Cluster (apogee of 19 Re) Several events

  23. 近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連 • 1970年代 -10 -20 -30 -40 -50 -60 Nishida and Nagayama 1973

  24. 近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連 • 1970年代 OGO-5 VELA Russell 1972

  25. 近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連近地球磁気圏尾部　　　サブストームとの関連 • どこで起きているか？　　未だ未解決 • 1970年代 • 18 Re Vela • 15 Re IMP • 1980年代 • ISEE 1, 2 (apogee of 22.4 Re) No tailward flows • IRM (apogee of 18.6 Re) No tailward flows • 1990年代 • 20-30 Re Geotail • 2000年代 • Cluster (apogee of 19 Re) Several events

  26. Geotail

  27. 何が位置をコントロールしているか？ solar wind conditions plasma sheet composition (solar cycle) 磁気リコネクションの条件を決めるものを 解明するための端緒 しかし、決定的結論はでるのか？ グローバルシミュレーションでは、 だいたい１つの場所で開始する

  28. Geotail 1992 July -

  29. Geotailにより　何がわかったか？ Geotail　以前　　　PlasmaFlows　がある 　　　　　　　　　磁場Bzが南を向く Geotail　　　　　　磁気リコネクション？ MHD　スケール Ion　スケール　の現象が見えてきた

  30. Geotailで見えてきたIonスケールの現象 磁場とプラズマの構造 Hall効果

  31. 電子　　4000 km/s イオン　2500 km/s Large negative Bz

  32. Geotailにより　何がわかったか？ Geotail　以前　　　PlasmaFlows　がある 　　　　　　　　　磁場Bzが南を向く Geotail　　　　　　磁気リコネクション？ MHD　スケール Ion　スケール　の現象が見えてきた Geotail以後　　　 電子スケールの現象

  33. 新しい研究の方向 １．その場観測 　　　次期磁気圏観測衛星　SCOPE　は　決定打となりうる 　　　　　プラズマ（磁場）観測と軌道 ２．シミュレーション 　　　何をやることが現実的なのか？ 　　　　　観測との連携

  34. なぜ近地球磁気圏尾部の磁気リコネクションの観測はなぜ近地球磁気圏尾部の磁気リコネクションの観測は 難しいか？ 決定的な理由 １．完全なプラズマ観測はできていない ２．磁気リコネクションを観測する確率は小さい 副次的な理由 ３．一点観測では３次元構造や他の領域との関連が 　　わからない ４．電場観測ができていない

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