| 研究概要 |
研究目的は,3次元の電磁流体力学的(MHO)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して討論することにあった。このために,目的に合致した高空間分解能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が必要であった。
先ず,惑星間磁場(IMF)の東西と南北の方向変化に対する地球磁気圏尾部の構造とダイナミックスの時間変化を3次元のグロ-バルな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分った。更にIMFが南向きでかつ比較的大きな東西成分を持っている時は,プラズモイドを構成する磁力線はら旋構造になる。そのヘリカルプラズモイドの両端の磁力線は,最初は地球電離層に結ばれていて,プラズモイドが尾方向に伝搬するにつれて束ねられ,縦磁場を捕捉して磁束ロ-プに似た構造を示す。更に時間が経つと,磁気リコネションが尾部全体に広がり,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,数値的分散効果を低く押さえた新しい3次元MHDコ-ドを新たに開発し,グリット間隔も半分にし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IMFでは,磁場は磁気圏境界を構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,そこで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.更に南向きでは磁気再結合のため境界層は大きく波うつ。
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