サブストームの課題

サブストームの課題

　　長井嗣信（東京工業大学）

サブストームの近地球尾部での磁気リコネクションの諸課題

１．どこで起きるか　（何が位置を決めるか）

２．いつ起きるか　（起きる条件）

３．どのように発達　（成長、終り）

地球磁気圏での磁気リコネクション

昼側での磁気リコネクション

夜側での磁気リコネクション

open field lines

closed field lines

サブストーム

磁気圏尾部でOpen field lines が(tail lobe field lines)リコネクションする過程


open field lines

closed field lines

磁気圏尾部での磁気リコネクションの証拠　　　　　　サブストーム（オーロラ爆発）　

Fast Tailward Flows

Bz < 0

Fast tailward Flowswith Bz < 0

Fast Earthward Flowswith Bz > 0

地球半径の 30倍の距離での磁気圏尾部での磁場とプラズマの観測

磁気圏尾部の磁場はダイポール磁場が引き伸ばされたものだからすべて北向きIeda et al. 2008

1. 磁気リコネクションが観測される位置

オーロラの発生位置

朝側

真夜中

夕方側

X = -20 to -30 RE and Y = -5 to +10 RE

磁気緯度　 67度22-24 　 MLT

Grocott et al. 2009

発生頻度の高い領域

Nagai et al., 1998a

Tailward Flux

Earthward Flux

THEMIS February 26, 2008 0450 UT

P1 X = -21.5 RE

P2 X = -17.2 RE

distance 4.3 RE

Angelopoulos et al. 2008

Near-Tail

Midtail

The solar wind energy input controls the magnetic reconnection site.

Solar wind Electric field

E = V x Bs

Nagai et al., 2005

磁気リコネクションの起きる場所　　 thin current sheet の尾部側の端

thin current sheet

サブストームの onset

Asano et al., 2004

Near-Tail

Midtail

The solar wind energy input controls the magnetic reconnection site.

Solar wind Electric field

E = V x Bs

Nagai et al., 2005

Onset 前の plasma sheet

ほぼ赤道面に滞在　　　　 Bx = 0

プラズマ密度の増加

プラズマ温度の低下

磁場

速度

イオン

電子

密度

イオン温度

磁気リコネクション


Y 方向の位置

惑星間空間磁場　 IMF Byあまりきかない

真夜中前プラズマ密度　低い

磁気圏尾部　基本的に真夜中に対して対称ではない

Y 方向


Y 方向の幅は？

Reconnection Jet

　　　　 2-3 　 RE

２．　磁気リコネクションの起きる timing

惑星間空間磁場　 IMF Bz南向きになってから 40分程度後

Nagai, 1982

0723 UTIeda et al., 2008

人工衛星観測

UV

地上観測

可視光

0041:00 0041:20 0041:40 UT

磁気リコネクションが起きる前の惑星間空間磁場　 IMF Bz


地球近くで起きる時

やや遠くで起きる時

ほぼ 40分程度後磁場の北向きへの反転(IMF-triggered 60%)

Nagai et al., 2005Hsu and McPherron, 2003

太陽風電場の変動　　　　　　　　　　　太陽風電場の時間積分

E = V x Bs Flux accumulation

Nagai et al., 2005

threshold

太陽風からの入力とサブストームの規模（明るさの積分 )

サブストームの規模（明るさの積分 )

VBs

Blockx et al., 2009

３．どのように発達するか？

１ . 継続時間

2. Single-onset vs. Multiple-onset

3. Pseudobreakup

磁気リコネクションの同定

１．電子の加速２．ホール電流系

イオン

電子

加速された電子

1530 1540 UT February 18, 1996

高速イオン流

Nagai et al., 2001

磁気リコネクションの継続時間

イオン

電子

40分

25分

サブストームの発達時間（地上の磁場変動）


LANL Electron flux

1994-084

1989-046

磁気リコネクションとオーロラの関係


磁気 Flux の急激な輸送

磁気圏尾部全体の構造変化

強い沿磁力線電流の生成　　　（電子の降込み　＝　電離層から出る向きの電流 )　　　　　オーロラ

Fairfield et al., 1999

Single-onset substorm Multiple-onset substorm

16 17 18 UT

Multiple-onset substorm

静止軌道での電子の injection

磁気リコネクションは起きていないReconnection jet

1709UT

.

磁気リコネクションは起きていない

1740 UT

.

磁気リコネクションは起きていない

1804 UT

磁気リコネクションは終了している

サブストーム

磁気圏尾部でOpen field lines が(tail lobe field lines)リコネクションする過程


open field lines

closed field lines

Alfven velocity = Reconnection jet speed

VA = 500 km/s in plasma sheet closed field lines VA = 2500 km/s in tail lobe open field lines

open field lineslow density

closed field lineshigh density

open field lineslow density

磁気リコネクションはどこまで進むか？

closed field lines だけの磁気リコネクション(plasma sheet field lines)

open field lines まですすむ磁気リコネクション(tail lobe field lines)

open field lines

closed filed lines

open field lines

Geotail observations at 25 RE

1996/02/18

strong acceleration of electrons


thermal

accelerated

electron energy spectra

Flux

Energy

1530 1540 UT

> 2000 km/s tailward flowing ions

Geotail observations at 25 RE

1996/02/18


1530 1540 UT


48 sec

Time scale ofclosed field line reconnection open field lines reconnection

12 sec

1 分の時間スケールで磁気リコネクションは発達

Single-onset substorm Multiple-onset substorm

各 onset も open field lines までリコネクションするのか？ tail lobe

サブストームの発達のしかた

Kaguya plasma and 　 magnetic field observationsin the magnetotail on December 22, 2007

sheath magnetotailtailsheath

Nagai et al., 2009

4 onsets Nagai et al., 2009 静止軌道での電子 injection

Plasmoids

electrons tailward flowsions

1325, 1331, 1341, 1346 UT

4 plasmoids (tailward flows)

tail lobe から　 plasmoid へ直接入る

open field lines までリコネクションが進んでいる証拠

Nagai et al., 2009

Closed field lines だけの磁気リコネクションはあるか？

closed field lines だけの磁気リコネクション(plasma sheet field lines) open field lines

closed filed lines

open field lines

pseudobreakup

pseudobreakup

サブストームの main onset

pseudobreakup

Nagai et al. 1998b

IMF Bz 南向き継続

Flux の磁気圏尾部への輸送Pseudobreakup 大きなオーロラ活動にならない

transient Bz < 0tailward flows 500 km/s

Nagai et al., 1998b

Nagai et al. 1998b

plasma sheet の中央部だけに hot な tailward flowing ions

その外側の plasma sheet は静止した冷たい plasma

pseudobreakup = closed field lines だけの磁気リコネクション (plasma sheet field lines)

磁気リコネクションの終わりその後のプラズマは？

加速加熱されたプラズマはそこにはない



thermal

accelerated

electron energy spectra

Flux

Energy

1530 1540 UT


Geotail observations at 25 RE 1996/02/18

磁気リコネクション後の plasma sheet

磁場

速度

イオン

電子

密度

イオン温度


赤道面に滞在 Bx = 0

低温のプラズマ　　ほぼ静止

高温のプラズマ　 Earthward Flows large Bz > 0 energetic electrons


イオン

電子

40分

25分

サブストームの発達時間（地上の磁場変動）


低温プラズマ　　ほぼ静止

tailward ions

earthward ions

electrons

1600 1700 1800 UT

tailward flows

onset

earthward flows reconnection at the distant tailin the recovery phase

earthward flows

plasma sheet heating

低温プラズマ　　ほぼ静止

X-line tailward motion

Tailward motion of reconnection site

Transport of cold plasmas

磁気リコレクションの終了

より遠い所での新たな磁気リコネクション

Hones et al., 1973

サブストーム　モデル

Nagai et al., 1998c

Transport of cold plasmas

磁気リコレクションの終了

より遠い所での新たな磁気リコネクション

より遠いところでの新たな磁気リコネクション

１． plasma sheet 全体を満たす　　加熱されたプラズマの生成

２．高いエネルギーまで　　イオン電子とも加速

磁気リコネクションの起きる周りの条件（外部条件）で加熱加速の効率がきまる？

Nagai et al., 1998c

遠いところでの磁気リコネクションによる高エネルギー電子の生成

December 02, 2008

Geotail

Electron

20 keV 5 keV

Geotail

Electrons

High latitude small bay

quiet time electron injection

Geotail in the duskside

Geotail Statistics


１．どこで起きるか　X = -20 to -30 RE Solar wind E = VBs controltailward edge of thinned current sheet

２．いつ起きるか　 IMF Bz < 0 required no threshold for accumulated fluxes northward turning of IMF Bz 60 %３．どのように発達　 short duration (no relationship to IMF) multiple-onset quick development to open-field-line reconnection closed-field-line reconnection = pseudobreakup


４．どのような状態で起きているか？　

ずっと静穏の後起きるサブストーム

cold dense plasma sheet

サブストームが頻発しているとき

hot tenuous plasma sheet

characteristics of plasmasin the pre-reconnection state


　本質的な物理過程　＋　外部条件　　不安定性・散逸　　　　位置・成長「磁気圏では、磁気リコネクションは　シミュレーションのようには進行しない」

Micro-process electron dynamics

SCOPE

High-time resolutionElectron measurements

The daughter s/cdedicated to wave-particleInteraction issue

Ion scale dynamics monitors

Micro-process + Macro-process

Cross scale coupling in the plasma universe

Event 5 1997/01/12

Bz

Bt

Vx 40-min

two-step development

two-step development

CANOPUS0700 0800UT

Cluster Reconnection Event on August 24, 2003

Bz

Vx

Ions

ElectronsNakamura et al. 2006

(-16.8, -3.8, 3.3 RE)

T & E E

February 18, 1996

T T&E E

Tanskanen 2009

electron -ion+

electron

ion+

-

Magnetic field

electron diffusion region e

ion diffusion region i ~ 40 e

Ion-Electron Decoupling at the i Scale

electron -ion +

electron

ion+

-

Magnetic field



j ホール電流

ホール電流系の形成

electron -ion +

electron

ion+

-

Magnetic field



ホール電場の形成

E

ExB で紙面向こうむきのドリフト (dawnward motion)

一般化したオームの法則で MHD で無視した項の役割

電子慣性項　　電子圧力項　　ホール項　　異常抵抗項

eii

非対角成分　　

1/2

e = c / pe 　　　 5.3/ n (/cc) km

i = c / pi 227/ n (/cc) km

V. M. Vasyliunas, Rev. Geophys. Space Phys. 1975

1/2

1/2

Energy = 1 keV B = 10 nT

Velocity Larmor Radius Period

Proton 440 km/s 460 km 6.6 sec

Electron 18800 km/s 11 km 0.004 sec

Proton 4600 sqrt(E) / B km 66 / B sec

Electron 110 sqrt(E) / B km 0.036 / B sec

地球磁気圏尾部での典型的物理量

1 RE = 6371.2 km 地球半径

磁気圏尾部　　幅 40 RE　　　　　　　　　　　厚さ 10 RE

　　　　　　　磁場 20 nT 　　　　　　　　　　　密度 0.3 /cc 　　　　　　　　　　温度 3 keV 　イオン

磁気リコネクション領域での物理量

プラズマの厚さ　　１　イオン慣性長

外部の磁場とプラズマ　　 20 　ｎ T　　　　　　　　　　　　 0.01 /cc　　　　　　　　　　　　　　　　　 Alfvén 速度　 4000 km/s

　　 ion inertial length 500 km i = V / i 　 = c / pi

Hall current

Geotail 1996/01/27 Va 2900 km/s n 0.02/cc B 19 nT Vi -2500 km/s Ve -4000 km/s

j 7.5 nA/m**2

Geotail 6-13 nA/m**2 Eh 10 mV/m

Cluster 2003/08/24 Jx 20 nA/m**2 Bz 2.7 nT

E hall 4.22 mV/m Vdrift 500 km/s

Henderson Ez hall 6 mV/m Ez Pe 1 mV/m

Nagai et al., Phys. Plasmas 9, 3705, 2002

Vx

Bz

High T

Reconnection

Bz

Earthward Flows

Counterstreaming Ions

Magnetic Field


Counterstreaming Ions

Magnetic Field

Magnetic Reconnection in the Distant Tail


Geotail 1992.9 - 16.5 years

Akebono RDM > 2 MeV electron flux 1989.3- 20 years

サブストームの課題

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