| 研究概要 |
研究目的は3次元の電磁流体力学的(MHD)シミュレ-ションから地球磁気圏の構造とダイナミックスを調べて衛星観測結果と比較し,更にあけぼの衛星及びジオテ-ル衛星で観測されるであろう現象の一部を予測することにあった。このためには,目的に合致した高空間分解能のMHDシミュレ-ションコ-ドの開発と改良,及びス-パ-コンピュ-タを用いた大型MHDシミュレ-ションの実行及び計算結果の図形表示を通しての検討が必要であった。先ず,惑星間磁場(IMF)の東西と南北の面内における方向変化に依存した磁気圏尾部の構造とダイナミックスの時間変化をMHDシミュレ-ションから調べた。この結果,IMFが南向きの時,プラズマシ-ト中に磁気中性線が形成されて,熱いプラズマの塊がプラズモイドとして尾方向に放出されることが判った。IMFが南向きで,かつ比較的大きな東北成分を持っている時は,プラズモイドを包む磁力線はら施構造になる。そのヘリカルプラズモイドの両端の磁力線は,初期には地球電離層に結ばれていて,プラズモイドが尾方向に動くにつれて束ねられ,縦磁場をプラズマの代りに補捉して磁束ロ-プに似た構造を示すようになる。更に時間が経つと磁気リコネクションが尾部全体に広がり,全部磁力線が切れた後ヘリカルプラズモイドとして尾方向に放出される。続いて,数値的分散を低く押えた新しい3次元MHDコ-ドを開発し,グリッド間隔も半分にして精度を上げた地球磁気圏のシミュレ-ションを実行した。南向きIMFの場合が磁気圏境界の幅は最も狭く,北向きIMFの場合が最も厚くなる。これは北向きの場合,磁場は磁気圏境界を横切って比較的緩やかに変化する一方,南向きでは磁気中性線が形成され,プラズマ圧力が大きくなって磁気圏境界を急峻にするためである。更に南向きでは昼側磁気再結合のために境界層は大き波打つようになる。
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