サブストームの課題 　　長井嗣信 （東京工業大学）.

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1 サブストームの課題 　　長井嗣信 （東京工業大学）

2 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）
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）

3 地球磁気圏での磁気リコネクション 夜側での磁気リコネクション 昼側での磁気リコネクション open field lines
closed field lines

4 (tail lobe field lines) リコネクションする過程
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 夜側での磁気リコネクション open field lines closed field lines

5 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 Earthward Flows with Bz > 0
　　　　　　サブストーム（オーロラ爆発）　 Fast Earthward Flows with Bz > 0 Bz < 0 Fast tailward Flows with Bz < 0 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 Fast Tailward Flows 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

6 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）
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）

7 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 磁気緯度 67度 22-24 MLT
発生頻度の高い領域 磁気緯度　67度 22-24　MLT Grocott et al. 2009 X = -20 to -30 RE and Y = -5 to +10 RE Nagai et al., 1998a

8 THEMIS February 26, 2008 0450 UT P1 X = -21.5 RE P2 X = -17.2 RE
Tailward Flux Earthward Flux distance 4.3 RE Angelopoulos et al. 2008

9 The solar wind energy input controls the magnetic reconnection site.
Near-Tail Solar wind Electric field E = V x Bs Midtail Nagai et al., 2005

10 磁気リコネクションの起きる場所 thin current sheet の尾部側の端
サブストームのonset Asano et al., 2004 磁気リコネクションの起きる場所　　thin current sheet の尾部側の端

11 The solar wind energy input controls the magnetic reconnection site.
Near-Tail Solar wind Electric field E = V x Bs Midtail Nagai et al., 2005

12 Onset前のplasma sheet 磁場 速度 イオン 電子 密度 イオン温度 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 磁気リコネクション

13 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
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

14 磁気リコネクション Y方向の幅は？ Reconnection Jet 　　　　2-3　RE

15 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）
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）

16 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

17 0723 UT Ieda et al., 2008

18 人工衛星観測 UV 地上観測 可視光 0041: : :40 UT

19 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%) Hsu and McPherron, 2003 Nagai et al., 2005

20 E = V x Bs Flux accumulation
太陽風電場の変動　　　　　　　　　　　太陽風電場の時間積分 E = V x Bs Flux accumulation threshold Nagai et al., 2005

21 太陽風からの入力とサブストームの規模（明るさの積分)
VBs Blockx et al., 2009

22 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）
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）

23 ３．どのように発達するか？ １. 継続時間 2. Single-onset vs. Multiple-onset 3. Pseudobreakup

24 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 高速イオン流 1540 UT February 18, 1996
加速された電子 Nagai et al., 2001

25 磁気リコネクションの継続時間 40分 25分 サブストームの 発達時間 （地上の磁場変動） 磁気リコネクションの 継続時間 イオン 電子
イオン 電子 LANL Electron flux

26 磁気リコネクションとオーロラの関係 磁気リコネクション 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

27 Single-onset substorm Multiple-onset substorm

28 Multiple-onset substorm
UT 静止軌道での 電子のinjection

29 Reconnection jet 磁気リコネクションは起きていない

30 . 1709UT 磁気リコネクションは 起きていない

31 . 1740 UT 磁気リコネクションは 起きていない

32 1804 UT 磁気リコネクションは 終了している

33 (tail lobe field lines) リコネクションする過程
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 夜側での磁気リコネクション open field lines closed field lines

34 open field lines low density closed field lines high density Alfven velocity = Reconnection jet speed VA = km/s in plasma sheet closed field lines VA = 2500 km/s in tail lobe open field lines

35 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

36 Geotail observations at 25 RE
1996/02/18 electron energy spectra Flux strong acceleration of electrons > 2000 km/s tailward flowing ions Energy thermal accelerated 1540 UT strong acceleration of electrons

37 Geotail observations at 25 RE 1996/02/18 Time scale of
closed field line reconnection open field lines reconnection > 2000 km/s tailward flowing ions 12 sec 1540 UT strong acceleration of electrons 48 sec 1分の時間スケールで磁気リコネクションは発達

38 Single-onset substorm Multiple-onset substorm
サブストームの発達のしかた 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

39 Kaguya plasma and magnetic field observations
in the magnetotail on December 22, 2007 Nagai et al., 2009 sheath magnetotail tail sheath

40 4 onsets Nagai et al., 2009 静止軌道での電子injection

41 Plasmoids electrons tailward flows ions tail lobeから plasmoidへ直接入る
1325, 1331, 1341, 1346 UT 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 4 plasmoids (tailward flows) Nagai et al., 2009

42 pseudobreakup Closed field lines だけの磁気リコネクションはあるか？
(plasma sheet field lines) open field lines closed filed lines pseudobreakup

43 pseudobreakup pseudobreakup Nagai et al b サブストームのmain onset

44 Pseudobreakup 大きなオーロラ活動にならない
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 < 0 tailward flows 500 km/s Nagai et al., 1998b

45 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) Nagai et al. 1998b

46 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）
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）

47 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 electron energy spectra
Flux strong acceleration of electrons > 2000 km/s tailward flowing ions Energy thermal accelerated 1540 UT strong acceleration of electrons Geotail observations at 25 RE /02/18

48 磁気リコネクション 後のplasma sheet 低温のプラズマ ほぼ静止 磁場 赤道面に滞在 速度 Bx = 0 イオン 電子
密度 イオン温度 磁気リコネクション 後のplasma sheet 赤道面に滞在 Bx = 0 磁気リコネクション 高温のプラズマ 　Earthward Flows large Bz > 0 energetic electrons 低温のプラズマ 　　ほぼ静止

49 低温プラズマ ほぼ静止 磁気リコネクションの継続時間 40分 25分 サブストームの 発達時間 （地上の磁場変動） 磁気リコネクションの
イオン 電子 低温プラズマ 　　ほぼ静止

50 低温プラズマ ほぼ静止 earthward flows plasma sheet heating tailward ions
earthward ions electrons tailward flows UT 低温プラズマ 　　ほぼ静止 earthward flows reconnection at the distant tail in the recovery phase onset

51 サブストーム モデル 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 X-line tailward motion
サブストーム　モデル X-line tailward motion 磁気リコレクションの終了 Transport of cold plasmas Tailward motion of reconnection site より遠い所での 新たな磁気リコネクション Hones et al., 1973 Nagai et al., 1998c

52 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
　　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？ 磁気リコレクションの終了 Transport of cold plasmas より遠い所での 新たな磁気リコネクション Nagai et al., 1998c

53 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
20 keV keV Geotail Electron December 02, 2008

54 High latitude small bay
Geotail in the duskside Geotail Electrons High latitude small bay quiet time electron injection

55 Geotail Statistics

56 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
１．どこで起きるか　 X = -20 to -30 RE Solar wind E = VBs　control tailward 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

57 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 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
　 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 plasmas in the pre-reconnection state

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61 磁気リコネクション 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
　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」

62 Micro-process electron dynamics

63 SCOPE Micro-process + Macro-process The daughter s/c
Cross scale coupling in the plasma universe SCOPE The daughter s/c dedicated to wave-particle Interaction issue High-time resolution Electron measurements Ion scale dynamics monitors

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65 two-step development Event /01/12 two-step development Bz Bt Vx 40-min UT CANOPUS

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68 Cluster Reconnection Event on August 24, 2003
Bz Vx Ions Electrons Nakamura et al. 2006 (-16.8, -3.8, 3.3 RE)

69 February 18, 1996 T & E E

70 T T&E E

71 Tanskanen 2009

72 Tanskanen 2009

73 - - Ion-Electron Decoupling at the li Scale electron + ion
Magnetic field + ion - electron electron diffusion region le ion diffusion region li ~ 40 le

74 ホール電流系の形成 - ホール電流 j - electron + ion Magnetic field + ion electron
electron diffusion region le ion diffusion region li ~ 40 le

75 ホール電場の形成 - E - electron + ion Magnetic field + ion electron
ExBで紙面向こうむきの ドリフト (dawnward motion) electron diffusion region le ion diffusion region li ~ 40 le

76 le = c / wpe 5.3/ n (/cc) km li = c / wpi 227/ n (/cc) km
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 le li b li 非対角成分　　 1/2 le = c / wpe 　　　5.3/ n (/cc) km li = c / wpi / n (/cc) km V. M. Vasyliunas, Rev. Geophys. Space Phys. 1975 1/2 1/2

77 Energy = 1 keV B = 10 nT Velocity Larmor Radius Period Proton km/s 460 km 6.6 sec Electron km/s km sec Proton sqrt(E) / B km / B sec Electron sqrt(E) / B km / B sec

78 地球磁気圏尾部での典型的物理量 1 RE = km 地球半径 磁気圏尾部　　幅 RE　　 　　　　　　　　　厚さ RE 　　　　　　　 磁場 nT　　　　 　　　　　　　 密度 /cc　　　 　　　　　　　 温度 keV　イオン

79 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　ｎT 　　　　　　　　　　　　 /cc 　　 Alfvén速度　4000 km/s 　　ion inertial length km li = VA / Wi　= c / wpi

80 Hall current Geotail /01/27 Va 2900 km/s n 0.02/cc B 19 nT Vi km/s Ve km/s j nA/m**2 Geotail nA/m**2 Eh mV/m Cluster /08/24 Jx 20 nA/m**2 Bz 2.7 nT E hall mV/m Vdrift km/s Henderson Ez hall 6 mV/m Ez Pe 1 mV/m

81 Bz Earthward Flows Reconnection Bz High T Vx Nagai et al., Phys. Plasmas 9, 3705, 2002

82 Counterstreaming Ions
Magnetic Field Nagai et al., Phys. Plasmas 9, 3705, 2002

83

84 Counterstreaming Ions
Magnetic Field Magnetic Reconnection in the Distant Tail Nagai et al., Phys. Plasmas 9, 3705, 2002

85 Geotail years

86 Akebono RDM > 2 MeV electron flux 1989.3- 20 years