ハンス・クリスチャン・ペダーセン

地球惑星電磁気学
１．電磁流体力学方程式
２．太陽放射/太陽風
３．電離圏の形成
４．磁気圏/プラズマ圏の形成
渡部重十（わたなべしげと）
[email protected]
http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw
講義資料： http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw/SpaceScience.pdf
プラズマ（Plasma）
●プラズマとは，原子や分子が電離によりイオンと電
子に分かれて，原子核は安定で荷電粒子相互間のクー
ロン力によって支配される状態の物質．全体として電気
的にはほぼ中性．
原子，分子 → イオン＋電子
電離
●命名者はLangmuir(1928)．論文の中で
’We shall use the name plasma to describe
this region containing balanced charges of
ions and electrons’.
Nobel Prize in chemistry in 1932
●宇宙の99.9%以上がプラズマ状態．
プラズマの例
n (m-3)
Te (eV)
Ti (eV)
----------------------------------------------------------------------------------------------------------------------
HⅡガス雲
太陽コロナ
惑星間空間
地球磁気圏
電離圏
ネオンサイン
核融合
M33銀河のHII領域
（ハッブル）
104～1010
1011～1015
107
109
1012
5x1018
1020
太陽コロナ
～1
～102
～10
～1
～0.1
～2.5
～104
～1
～102
～10
～1
～0.1
～0.15
～104
荷電粒子が受ける力（ローレンツ力）
運動方程式
F  q E  v  B 
dv
 q E  v  B 
dt
E  0 のとき
m
dv
 q v  B 
dt
dv
mv
 qv  v  B 
dt
d  mv 2 

  0
dt  2 
m
2
サイクロトロン周波数
d 2v
 qB 



 v
2
dt
 m
qB
v

,
rL 
m

dv //
0
dt
荷電粒子は磁力線の周りを螺旋運動する．地球では，B=～10-5T
ラーマー半径
荷電粒子のドリフト
v(r, t )  v c (r, t )  v d (r)
v c サイクロトロン運動
m
v d 磁力線に垂直な並進速度
dv c
 qE  qv c  B   qv d  B 
dt
EB
vd 
B2
で移動する系では m
dv c
 q v c  B 
dt
サイクロトロン運動
荷電粒子が受ける力を f
f B
vd 
qB 2
イオンと電子でドリフト速度と方向が異なる！
→ 電流の発生 → 磁場の発生
問題
(1) 磁気赤道上のイオンと電子が重力の下
でドリフトしている．ドリフト速度と電流を
導出し，電流の方向についても示せ．た
だし，一様な地球磁場と重力場とし大気
との衝突は無視できるものとする．
電磁流体力学方程式
（Magnetohydrodynamic Equations: MHD Equations）

   V   0
t
V

  V   V  p  J  B 
t
B
1
   V  B  
B
t

  B  J
p

5/3
ナビエ-ストークス方程式
V
1
 V   V   p  2 V  F
t


動粘性係数
 const.
Isotropic pressure and temperature
The Nobel Prize in Physics 1970 for
fundamental work and discoveries in magnetohydrodynamics with fruitful applications in
Alfven (1908-1955)
different parts of plasma physics.
マックスウェルの方程式
B
E  
t
  B  J
ファラデーの法則
アンペールの法則
オームの法則
J   E  V  B 
誘導方程式（induction equation）
B
1
   V  B  
B
t

磁場の凍結
プラズマと共に移動する閉曲線Cの磁束Φは変化しない
（磁力線はプラズマと共に移動する）
d d
B
  B  dS  
 dS   B  V  dl 
dt
dt S
t
S
C
B

 dS   B  V   dl
t
S
C
ストークスの定理
B

 dS     B  V   dS
t
S
S
 B

      B  V   dS
t

S 
0
B
dS
C
dl
Vdt
磁場の凍結
（frozen in）
プラズマと磁力線が共に動く速度
（完全導体の場合）
B
E  
t
B
   V  B 
t
B
E  
   V  B 
t
E  V  B ダイナモ電場
EB
V
B2
電磁流体力学方程式（完全導体の場合）

   V   0
t
V
1

  V   V   p  pM   B   B
t

B2
pM 
2
B
   V  B 
t
B  0
Alfven波（非圧縮性流体の場合）
非圧縮性流体
運動方程式
誘導方程式
Ｚ方向に伝播する波動方程式
位相速度（Alfven速度）
  V1  0
V1
1
B 0   B1

t
0
B1
 B 0   V1
t
 2 V1 B 02  2 V1

2
t
0 z 2
VA 
B0
0
Alfven波（非圧縮性流体の場合）
z B
z B
伝播
B
J
復元力はローレンツ力
JB
B
JB
J
伝播
問題
(1) 誘導方程式を導出せよ．
(2) 非圧縮性電磁流体中の波動方程式を導出せよ．
また，その時のアルフベン速度を示せ．
ベクトルの外積
勾配，発散，回転
非線項
A  B  B  A
A  B  C  B  A  C
A  B  C  A  CB  A  BC
        
A     A     A
  A  B  B    A  A    B
  A  B  B  A  B  A  A  B  A  B
A  B  B  A  A  B  B    A  A    B
     0
    A  0
    A    A  A
u   u  u  u 
u
u 
 u
  u x x  u y x  u z x e x
x
y
z 

u y
u y 
 u y
e y
  u x
 uy
 uz

x

y

z


 u
u
u
  u x z  u y z  u z z
x
y
z


e z

マクスウェルの方程式
D  
B  0
D
H 
j
t
B
E 
0
t
電束密度
磁束密度
ガウスの法則
アンペールの法則
ファラデーの法則
D  E
B  H
 0  4  10 7 H / m
 0  8.854  10 12 F / m
1
c
（光速度）
 0 0
（真空中の透磁率）
（真空中の誘電率）
プラズマ大気の基礎方程式
連続方程式
 i
    i v i   Pi  Li
t
運動方程式
ローレンツ力
衝突周波数
v i
1
q
 v i   v i   pi  g  E  v i  B    ik v i  u k 
t
i
mi
k
理想気体の状態方程式 （ideal gas equation）
pi  ni kTi
エネルギー方程式から計算
運動方程式
v e
e e
E  v e  B    e ei v e  v i 
e
  e v e   v e  pe 
t
me
v i
e i
E  v i  B   i ie v i  v e 
i
  i v i   v i  pi 
t
mi
仮定
me  mi ,
ni  ne  ni , ne ：準中性近似
ni  ne 
磁力線に沿った両極性電場（ambipolar electric field）
 pe
 pe
kTe
E
,
   
,

ene
ene
e
流体としてのイオンと電子は一緒に運動する
V

  V   V  p  J  B ,
t
p  pi  pe
デバイ遮蔽
イオンは一様に分布し，電子はボルツマン分布のとき，電子密度は
ne  n0 e
e
kTe
n0  ni 
電子のポテンシャルエネルギーが熱エネルギーより十分小さい場合

e 

ne  n0 1 
 kTe 
e 2 n0

E   ,   0   eni  ne   
kTe

 0 kTe
  2
D 
（デバイ長）
2
D
ne e

  0
e
r
D
r
デバイ半径の立方体に含まれるプラズマ粒子数
（プラズマパラメータ）
  n3D
プラズマ振動
微小な電荷のずれが生じたとき
ne  n0  n1
n1
 n0 v1  0
t
v1
e

E1
t
me
E1  
 2 n1 e 2 n0

n1  0
2
 0 me
t
e 2 n0

 0 me
プラズマ振動（電子の振動）
e
0
n1
プラズマの要件
・物質系の大きさ L がデバイ長 λ
L ≫λ
D
より充分大きい
D
・現象の時間スケール t がプラズマ振動数ω peより長い
t ≧1/ω pe
・半径 λ
D
の球の中の粒子数 Λ が充分大きい
Λ ≫1
電磁流体力学方程式
（Magnetohydrodynamic Equations: MHD Equations）

   V   0
t
V

  V   V  p  J  B 
t
B
1
   V  B  
B
t

  B  J
p  C 
N 1

N
比熱比
地球惑星電磁気学
１．電磁流体力学方程式
２．太陽放射/太陽風
３．電離圏の形成
４．磁気圏/プラズマ圏の形成
渡部重十（わたなべしげと）
[email protected]
http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw
講義資料： http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw/SpaceScience.pdf
地球大気外縁での太陽放射スペクトルと地表に到達するスペクトル．
影の部分は大気中の気体（水蒸気等）によって吸収される．
太陽の放射エネルギー
プランクの法則
I ( ) 
2hc
2

1
5
e
hc
kT
1
k  1.38 1023 J/K,
資料：
h  6.626 1034 Js
http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw/spaceScience.pdf
エネルギー総量（ステファン・ボルツマンの法則）

F   I ( )d  T
0
Cs  1.37kW/m 2
4
  5.67 108 W/m 2 /K 4
太陽定数
太陽
（コロナ，コロナホール，フレア）
ようこう衛星
ひので衛星
（2006年9月23日打ち上げ）
・X線で見た太陽
・太陽の自転：～27日
・フレア
・コロナホール
・太陽半径＝地球半径×109.1
ひので衛星
カルシウム線（ 397nm ）でみたフレアリボン
ひので衛星
カルシウム線（397nm）でみたフレア
プラズマベータ値（β value）
p  nkT
2
B
pB 
2
p

pB
プラズマ圧力
磁気圧
比
太陽風の場合  
10 106 1.38 10 23  20 10 4
10 10 
9 2
2  4 10 7

 0.7  1
nmV 2  10 106 1.67 1027 300 103
太陽風の動圧
プラズマ圧力と磁気圧 p  pB  3 1011

2
 1.5 109
太陽風
連続方程式
V   0
運動方程式
V V  
1


p  g

状態方程式
1 d 2
2
2
r

V

0


Vr


V
r
0 0 0
2
r dr
dV 1 dp
V

g 0
dr  dr
p  2nkT
熱運動速度
Vs 
球対称
（1次元）
脱出速度
太陽風の運動方程式
2kT
m
Vg  2 g 0 r0
dV
V
dr
 Vs2  2 d  Vs2  r0Vg2
1 
r
 2   2  0
2
 V 
dr  r  2r


太陽風（Solar Wind）
（等温コロナモデル：Parker Model）
2
2 
2

r
V
V
2
V
dV 
0 g
s 
s
V
1 2 
 2 0


dr  V 
r
2r
V
Vs
r / rc
rc 
GM
2a 2
物理的に意味があるのは
ⅣとⅤの解
SOHO衛星による観測
‘太陽風は超音速流’
X
線
で
見
た
太
陽
可
視
光
で
見
た
太
陽
黒点
太陽活動の周期
SOHO/EIT in the 28.4 nm
(Solar and Heliospheric Observatory)
Coronal Mass Ejection
2001年3月29日
可視光
X線
太陽風
プラズマ密度
プラズマ温度
プラズマ速度
～50個/cm3
～80万度（K）
～700km/s
31日
25日
Sunspot
Voyager 2
問題
太陽風データから，太陽風の動圧，磁気圧，プラズ
マ圧力を求めよ．また，太陽風は超音速流かどう
か確かめよ．さらに，太陽風中のアルフベン速度を
求めよ．
地球惑星電磁気学
１．電磁流体力学方程式
２．太陽放射/太陽風
３．電離圏の形成
４．磁気圏/プラズマ圏の形成
渡部重十（わたなべしげと）
[email protected]
http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw
講義資料： http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw/SpaceScience.pdf
In December 12, 1901, Marconi demonstrated
transatlantic communication by receiving a signal
in St. John's Newfoundland that had been sent
from Cornwall, England. Because of his pioneering
work in the use of electromagnetic radiation for
radio communications, Marconi was awarded the
Nobel Prize in physics in 1909.
On the 12th of December 1924, Edward Appleton
and his student Miles Barnett, started a series of
pioneering
experiments
which
proved
the
existence of an electrically charged layer in our
atmosphere which is now known as the
ionosphere.
F-layer
E-layer
外圏
熱圏
電離圏
中間圏
成層圏
対流圏
オゾン層
Neutral
eV
nm
C
11.26
110.1
CH4
12.55
98.79
CO
14.01
88.49
H
13.60
91.16
H2
15.43
80.35
H2O
12.62
98.24
He
24.59
50.42
Mg
Ionization Energies (eV)
H
13.6
He
24.6
Li
5.4
Be
9.3
B
8.3
C
N
O
F
Ne
11.3 14.5 13.6 17.4 21.6
Na
5.1
Mg
7.6
Al
6.0
Si
8.2
P
S
Cl
Ar
10.5 10.4 13.0 15.8
7.646
162.2
N
14.55
85.33
N2
15.58
79.58
NH3
10.16
121.9
NO
9.264
133.8
Na
5.139
241.3
O
13.62
91.03
O2
12.06
OH
13.18
S
10.36
119.7
SO
10.0
124.0
SO2
12.34
100.5
102.8
94.07
太陽放射束
d ( , z )
  n( X , z ) ( X ,  ) ( , z )
ds
X
 ( , z )   ( , )e  (  , z ,  )
Beerの減光法則

 ( , z ,  )    ( X ,  )  n( X , z ' )ds
X
光学的深さ（optical depth）
z

 sec    ( X ,  )  n( X , z ' )dz '
X
z
 , 
 dz
地球大気による太陽放射吸収．
放射束がe-1に減衰する高度
イオン生成率
（大気：1成分，波長：1波長）
n( z )  n ( z 0 )e
z  z0

H

   a  nds  n( z0 ) sec  a He

z  z0
H
z
qi ( z ,  )   () i n( z )e

qi ( z ,  )   ()n( z0 ) i e

z  z0

 n ( z 0 ) sec  a He
H
z  z0
H
イオン生成率
qi ( z,  )  ()n( z0 ) i e
極大値では

z  z0

 n ( z0 ) sec  a He
H

dqi
 0，  1  n( z0 ) sec  a He
dz
e 1
qi max (  )  () i cos 
,
aH
qi ( z,  )  qi max (  )e
0
，  ( z max ,  )  1
zmax (  )  H lnn( z0 ) a H sec    z0
z  z max (  ) 
1
e
H
z  z max (  )
H
qi ( z,  )  qmCh( y,  )
z  zm
y
,
H
z  z0
H
z  z0
H
1 y sec e  y
Ch( y,  )  e
チャップマン関数
放射再結合
O   e  O  hν
7.8 10 14 (T / 300) 0.5 m 3 /s
解離再結合
NO  e  N  O
2  10 13 (T / 300) 0.85 m 3 /s
O 2  e  O  O
1.9 10 13 (T / 300) 0.5 m 3 /s
N 2  e  N  N
1.8  10 13 (T / 300) 0.39 m 3 /s
電荷交換反応
O   N 2  NO  N
2  10 18 m 3 /s
O   O 2  O 2  O
2  10 17 (T / 300) 0.4 m 3 /s
O 2  N 2  NO  NO
5  10  22 m 3 /s
N 2  O  NO  NO
1.4 10 16 (T / 300) 0.44 m 3 /s
N 2  O 2  N 2  O 2
5  10 17 (T / 300) 0.8 m 3 /s
地球熱圏大気
地球電離圏プラズマ大気
金星熱圏大気
金星電離圏プラズマ大気
火星熱圏大気
火星電離圏プラズマ大気
木星熱圏大気
木星電離圏プラズマ大気
木星の衛星「イオ」
中性大気
プラズマ大気
土星の衛星「タイタン」
中性大気
プラズマ大気
海王星の衛星「トリトン」
粒子間の衝突が比較的大きい時の
電離圏プラズマの運動方程式
 pi  nmi g  enE  v i  B   nmi in v i  u n   0
 pe  nme g  enE  v e  B   nme en v e  u n   0
電流の保存
J  eni v i  ene v e   0
準中性
ni  ne
したがって，
vi  ve
速度は．．．
 in i  E
pi
i2  E
pi
g  inu n 
g  inu n  B



 
vi  2







2 
2
2 

 in  i  B nmi i i
i   in  i  B nmi i i
i  B
 en  e  E
pe
 e2  E
pe
g  en u n 
g  en u n  B



 
ve   2



 2



2 
2 

 en   e  B nme  e  e
 e   en   e  B nme  e  e
e  B
イオンと中性粒子間の衝突周波数（近似式）
 in  2.6 109 nn  ni M n0.5
M n は中性粒子の平均質量数
電子の衝突周波数（近似式）
 e   en  ei
 5.4 1010 nnTe0.5  34  4.18 ln Te3 / ne neTe1.5
電流層の存在
（地球の熱圏下部・中間圏に存在するダイナモ領域）
高度（km）
150
 in
i
 en
e
ダイナモ領域
100
中性大気の風があると，
イオンは風と共に流れる
が電子は流れない！
50
100
102
104
106
108
衝突周波数，サイクロトロン周波数（Hz）
 i   in ,
 e   en
E
pi
g  in u n  B
  ,
v i   


i  B
 B nmi  i  i
E
 pe
g  enu n  B
  ,
v e   


e  B
 B nme  e  e
 i   in ,
vi 
vi 
for E
for u n
EB
,
2
B
vi  0
vi 
EB
,
2
B
vi  0
 e   en
i  E
pi
g  in u n 
 
 ,


 in  B nmi  i  i
i 
vi 
i E
,
 in B
E
 pe
g  enu n  B
EB
  , v e 
v e   


,
2
e  B
B
 B nme  e  e
 i   in ,  e   en
i  E
pi
g  in u n 
 
 ,
vi 


 in  B nmi  i  i
i 
ve  
vi 
i E
,
 in B
vi  un
ve  0
vi  un
e  E
 pe
 E
g  enu n 
 
 , v e   e , v e  u n


 en  B nme  e  e
e 
 en B
Ionospheric Currents
J  en Vi  Ve 
 i   in ,
 e   en
 i   in ,
 e   en
 i   in ,
 e   en
 pi
 pe
g  B
   0
J  en 


 nmi  i nme  e  i  B
nkT
rL 
 p


V
th
 nm nmH
H 

EB 

J  en u n  2 
B 

J0
Ionospheric Currents（もう少し正確に・・・）
J  env i  v e 
vi 
v e
 in  i E 
 in2   i2
 en  e E 
 e2 E   B
 2

 en   e2 B  en2   e2 B 2
v i // 
e
mi in
v e //  
導電率
 i2 E   B

B  in2   i2 B 2
E //
e
me en
E //
  in  i
 en  e  E    i2
 e2  E   B  e
e  




E // 
J  en 2





2
2
2 
2
2
2
2 
2


 mi in me en  
  in   i  en   e  B   in   i  en   e  B
E B
J   PE   H 
  // E //
B
  
en   
 P   2 in i 2  2 en e 2 
ペダーセン
B   in   i  en   e 
 e2 
en   i2

 H   2
 2
2
2 
B   in   i  en   e 
 // 
en   i  e 



B   in  en 
ホール
平行
Low-Mid Latitude Ionospheres
 pi  nmi g  neE  v i  B   nmi in v i  u n   0
 pe  nme g  neE  v e  B   nme en v e  u n   0
In the direction parallel to B
g //
1
e
v // i  u // n 
 // pi 

E //
nmi in
 in mi in
v // e
g //
1
e
 u // n 
 // pe 

E //
nme en
 en me en
g //
1
v // i  u // n 
 //  pi  pe  
nmi in
 in

Ambipolar electric field

1
E //    // pe
en
g //
D
v // i  u // n   // n 
n
 in
Low-Mid Latitude Ionospheres
u n  0, n  ni  ne , T  Ti  Te  const.
n  n0 e

z  z0
H
,H 
2kT
mi g
n nv  nv //


 q l
t
s
s//
n
nv 



t
s s//
 n ng //

 D

 nu // n   q  l
 s//  in

Equatorial Anomaly
(赤道異常：プラズマ密度の増加)
V＝ExB/B2
X E
北半球
南半球
The Earth’s Nighttime Equatorial
Anomaly Crests as Seen in 1356 Å
Light - Photographed from the Moon
Satellite signal
GPS L1(1.57542GHz) signal at Vanimo on 20 September 1999
O   e  O  hν
O 2  e  O  O  hν
プラズマバブル
n
 nv   0 ,   J  0
t
n  n0  n' ,
v  v 0  v' , J  J 0  J '
g B
E'B
v0 
 , v'  2 , J 0  0 ,
i B
B
n'
 n0v '  v ' n0   v 0n'  0
t
  J'  0
g B
J '  en ' 
i B
n' , v '  e  i t  kx 
 in'ikn0
ik
E ' E ' n0
g

 ik
n'  0
B B z
i
en0  in
g
E 'ike n'  0
B i
i

E'
g n'

B
 in n0
   r  i
成長率
g 1 n0

 in n0 z
Rayleigh-Taylor Instability
Generalized Rayleigh-Taylor Instability
 g E x  inunx  1 n0

    
 i  n0 z
  in B
問題
(1) チャップマン関数を導出せよ．
(2) 中性大気内に電磁場が存在しているときの
イオンの速度を求めよ．
enE  v i  B   nmi in v i  0
(3) 電離圏プラズマの運動方程式を導出せよ．
n
nv 



t
s s//
 n ng //

 D

 nu // n   q  l
 s//  in

(4) プラズマバブルの成長率を求めよ．
地球惑星電磁気学
１．電磁流体力学方程式
２．太陽放射/太陽風
３．電離圏の形成
４．磁気圏/プラズマ圏の形成
渡部重十（わたなべしげと）
[email protected]
http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw
講義資料： http://www.ep.sci.hokudai.ac.jp/~shw/SpaceScience.pdf
地球の磁力線
太陽風(太陽からのプラズマの流れ）
磁気圏の形成
太陽風により地球の磁力線が変形する
磁場
電流
プラズマ
  B  J
電磁流体力学方程式（完全導体の場合）
V
1

  V   V   p  pM   B   B
t

,
B2
pM 
2

B2 
  0
 VV  p 
2   ベルヌーイの定理

動圧
静圧（ガス圧） 磁気圧
地球磁気圏界面の前面での圧力平衡
（K=2:弾性衝突，K=1：非弾性衝突）
KV 2 
6
B  RE 

  R  10 RE
2  R 
2
0
Russel, 2003
地球磁気圏
磁気圏界面
木星磁気圏
VV SolarWind

B2 

  VV 
2   Magnetosphere

金星大気・プラズマと太陽風の相互作用
VV SolarWind   p Ionosphere
V 2  p0 e

r  r0
H
Distance
Magnetic
Planet
from sun (AU)
moment (ME)
----------------------------------------------------------Mercury
0.4
0.0004
Earth
1.0
1
Jupiter
5.2
18000
Saturn
9.5
580
Uranus
19.2
50
Neptune
30.1
24
惑星磁気圏


B2 
B2 
 VV  p 


  VV  p 
2

2


 SolarWind 
 Magnetosphere
沿磁力線電流とオーロラ
プラズマシート
地球に向かう磁力線
プラズマ圧
地球から離れる磁力線
磁気圧
B2
p
2
オーロラ帯（オーロラオーバル）
北半球
南半球
Far Ultraviolet Camera onboard the NASA IMAGE spacecraft
磁気リコネクションと磁気嵐
木星のオーロラ （水素が出す光）
Jupiter by Hubble
木星のオーロラ
木星オーロラ
北極のオーロラ
南極のオーロラ
木星磁気圏
土星のオーロラ （水素が出す光）
Saturn by Hubble
January 24,26, and 28, 2004
自転周期
公転周期
24時間
365日
10時間
12年
10.5時間
29.5年
17時間
84年
16時間
165年
磁気圏プラズマ対流
プラズマ圏の形成
The Earth’s plasmasphere is a torus of cold
(~1eV) and dense (~103cm-3) plasma in the
region of the inner magnetosphere. H+ is the
principal ion with ~20% He+.
From dusk
From north
cusp
plasmasphere
plasmapause
IMAGE
He+ (30.4 nm)
Solar wind
Plasmasphere
corotates with
the Earth.
E
Plasmapause
Magnetospheric
convection
Magnetopause
Plasmaspheric erosion (plasma tail) is the result of enhanced
magnetospheric convection.
Axford [1968] pointed out that the lighter ions must escape
from the earth by the flux of escaping photo-electrons with
energies greater than 2.4 eV, and suggested the ion escape
speed of ~10 km/sec.
This phenomenon is called ‘Polar Wind’.
The polar wind is important as a source of magnetospheric
plasma [Shelley et al., 1982; Moore et al., 1986; Chappell et
al., 1987; Watanabe et al., 1992].
Polar Wind
H+, He+ flow
Z
Ambipolar Electric Field
Refilling
electron
O+
N
Banks, 1972
Dayside
Nightside
Akebono/SMS, Abe et al., 1993
Near magnetic pole,
all ionospheric ions are flowing to Magnetosphere.
極風（ポーラーウィンド）
T. Abe
Watanabe, 2011
Total Oxygen Mass in Thermosphere
2
7
M t  4r mO nO H  3 10 ton
Escape time of neutral atmosphere is ~104 year for 10 ton/day loss.
Escape time of plasma loss is ~1 month for 10 ton/day loss.
問題
(1) 完全導体の場合の運動方程式を導出せよ．
V
  V   V  p  J  B 
t
  B  J



V
1
  V   V   p  pM   B   B
t

B2
pM 
2
(2) 太陽風により磁気圏全体にかかっている電位を求めよ．
φ
問題
以下の惑星にオーロラが存在していること
が確認されている．天王星と海王星で発生
するオーロラの位置と時期について概略を
述べよ．
自転周期
公転周期
24時間
365日
10時間
12年
10.5時間
29.5年
17時間
84年
16時間
165年
percent (百分率)
%
10-2
permil (千分率)
‰
10-3
parts per million （百万分率） ppmv 10-6
parts per billion
ppbv 10-9
parts per trillion
pptv 10-12
1eV =1.602x10-19joule
(=hν, λ= c/ν=1239.8nm)
(=kT, T=11610K)
Discovery of the Ionosphere
1819
Hans Christian Oersted discovers that electricity and magnetism
are related
1864–73 James Clerk Maxwell describes theory of eletromagnetic radiation
and predicts existence of radiowaves
1882
Balfour Stewart suggests winds drive electric currents in the upper
atmosphere
1887
Heinrich Hertz proves existence of radiowaves
1901 Marconi transmits radio signal across Atlantic Ocean from Cornwall,
England to St. John's, Newfoundland
1902
Oliver Heaviside; Arthur Kennelly propose existence of conducting
layer in upper atmosphere
1909
Marconi awarded Nobel Prize
1924
Edward Appleton and others develop the ionosonde and begin
ground-based soundings; prove existence of ionosphere
1925
Appleton discovers second layer (the F region)
1926
Robert Watson-Watt (later developer of radar) coins word
"ionosphere"
1927
Sydney Chapman describes theory for formation of ionosphere
1947
Appleton awarded Nobel Prize
1948
Rocket probes begin
1950's Riometer (Relative Ionospheric Opacity Meter using Extra
Terrestrial Electromagnetic Radiation) developed
1958
Incoherent Scatter Radar developed
1962
Alouette 1 satellite makes first topside soundings
吸収断面積とイオン化ポテンシャル（IP)
ダイナモ電場の生成
- E-Region Dynamo EB 

J  en u n  2 
B 

 
E B 
  J     en u n  2    0
B 
 
 E  u n  B
N
E
un
S
昼
N
E
un
S
夜
ダイナモ電場の生成
- F-Region Dynamo +++++++++
Equatorial F-region
E  u n  B
un
EB
V
B2
-----------E-region
B
光電子（Photoelectron）
O  hν  O   e
O 2  hν  O 2  e
N 2  hν  N 2  e
He  hν  He  e
熱圏大気・プラズマ温度
1000
Energy Flow
Tn
Altitude (km)
800
Photoelectron
↓
Ambient Electron
↓
Ion
↓
Neutral Atmosphere
600
Ti
400
Te
200
500
1000
1500
2000
Temperature (K)
2500
IRI 2005/8/29/1.5UT/43Lat/140Lon
3000
The structure may be
due to the plasma
density perturbations
generated by
acoustic gravity
waves through
amplification by the
spatial resonance
and the RayleighTaylor (R-T) instability.
Polar Circulation / Ion Drag / Joule Heating
at 400km
(a)1900UT
(b)2030 UT
(c)2210UT
(d)0110UT
1hour shift
By
0
-5 nT
CHAMP
April 16, 2002