太陽風磁場(IMF)と極域磁気圏の電場の振舞いについて、 従来、南向きIMFのときはポーラーキャップ内でdawn-to-dusk電場、 北向きIMF時はdusk-to-dawn電場が観測されると言われてきた。 これは、南（北）向きIMFの時は、 地球が太陽風の磁力線を横切ることによって生じる電場が dawn-to-dusk(dusk-to-dawn)方向であり、 それが太陽風と磁気圏の磁力線のつなぎ替えなどの過程を経て 極域に投影されると考えられるためである。 地磁気活動の統計は、上記のような解釈と矛盾しない結果を出している。

　しかしEXOS-Dによる電場観測は、 Ey(dawn-to-dusk)成分がしばしばIMF-Bzに反することを示している。 従来は、これらの”予想に反する”Eyを説明するために、 磁気圏対流の多セル化やセルの偏りなどの考えが導入されてきた。 しかしこのような考えをある場合だけに導入することは危険でもある。 本研究では、IMF-Bz と極域 Ey の関係が、 極域通過の個々のケースについて、 これらの修正項を入れずにどれほど成立するかを調べた。

太陽風データとしては、 地球からおよそ 40RE の位置を周回している IMP-J のデータを用いた。 期間は1989年10月2日-9日、10月15日-21日、10月27日-31日、11月11日-16日、 11月22日-29日、12月4日-11日、12月18日-24日、12月30日-31日で、 この期間内でIMFの極性が少なくとも前後20分間にわたって変化しない場合の データを選んで解析した。ポーラーキャップの定義は この解析結果を大きく変える可能性のある重要な過程であるが、 ここではなるべく単純に、 (1)磁気緯度が80度以上で (2)捕捉粒子と考えられる 10$^2$-10$^3$eVのディフューズなエネルギー分布の電子の 観測限界より高緯度側、と定義した。
(a) IMF Bz >0 かつ Ey<0
(b) IMF Bz〜0 かつ Ey〜0
(c) IMF Bz <0 かつ Ey>0
をこれまでの解釈に合った例、 (d) IMF Bz>0 かつ Ey>0
(e) IMF Bz〜0 かつ Ey != 0
(f) IMF Bz<0 かつ Ey<0,
をこれまでの解釈に合わない例として分類した結果が表１である。
特にIMFが北向きの場合、 ポーラーキャップ内でEy>0が観測される例が非常に多く、 従来のとらえ方がほとんど通用しない状態であることが示された。 すくなくとも、北向きIMF時に夜側までのびる大きな対流セルを考えることは 不自然であり、対流で考えるならより小さな渦を導入すべきであろう。
表１
(a) IMF Bz >0 and Ey<0 ..... １０
(b) IMF Bz〜0 and Ey〜0 .... １
(c) IMF Bz <0 and Ey>0 .... ３３
(d) IMF Bz>0 but Ey>0 .... １９
(e) IMF Bz〜0 but Ey != 0 ..... ３
(f) IMF Bz<0 but Ey< 0 .... ３

T. Nakagawa, K.-I. Tsuruda, T. Mukai, A. Nishida, A. Matsuoka, H. Hayakawa, R.Lepping
PLASMA CONVECTION IN THE POLAR REGION OBSERVED BY EXOS-D

Dependence of the orientation of plasma convection on the north-south component of interplanetary magnetic field (IMF) is examined in the Earth's polar region whose invariant latitude Lambda > 80 degree. The orientation of convecting flow is derived from the electric field data obtained by EXOS-D satellite by using frozen-in condition. The electric field data used in this analysis were obtained mainly in the northern hemisphere during the period from October 2, 1989 to December 31, 1989. The interplanetary magnetic field data were obtained by IMP-J at about 40 RE from the earth. Among 31 northward-IMF cases, antisunward flow was dominant in 19 passages of the polar cap while only 10 passages were dominated by sunward flow. This suggests the complexity of spatial structure of convection pattern, existence of other important factor that controls the convection pattern, or both of them. In 36 southward-IMF cases, 33 passages were dominated by antisunward flow in agreement with traditional convection pattern but there were 3 exceptions.

極域磁気圏の電場の構造をコントロールするものとして、 太陽風磁場(IMF)が重要であると考えられてきた。 確かに強い南向きIMFのときは、 ほぼ例外なくポーラーキャップ内でdawn-to-dusk電場が観測され、 地磁気活動度が上がっており、 太陽風と磁気圏の磁力線のつなぎ替えなどの過程によって あまり矛盾の無いイメージを作ることができる。 しかし大きな南向き成分を持ったIMFは、 通常の太陽風の状態からみればむしろ稀である。 それ以外の、北向きIMFやBz成分のほとんど無いIMF状態の時でも、 IMFが地球の磁気圏の動きを決める上で最も重要なのだろうか。

そこで本研究では、IMFが全く同じ状態で時期の異なるデータを集め、 同一のIMF状態が現われたときに 極域磁気圏に同一の電場構造が再現されるかどうかを調べた。 ここではBzだけでなく、Bx、By、Bzすべての成分について 完全に場合分けを行った。このことは、IMFの変化によって 極域電場がどう変わるかを研究する以前にまず確かめられるべきことであろう。 もしも同じIMF条件下で、どうしても矛盾する電場が観測されるとしたら、 IMF以外の要因、例えば太陽風の速さ、密度、あるいは それまでのIMFの履歴、地球の磁気圏尾部の活動等が 極域磁気圏の電場構造の決定に、より重要な役割を果たしていると考えられる。

太陽風データとしては、 地球からおよそ 30--40RE の位置を周回している IMP-J のデータを用いた。 1989年10月2日-1990年4月2日（北半球で冬季）の期間内で IMFが1時間以上変化しない場合のデータを選んで解析を行った。

Electric field in the Earth's polar region under the same IMF conditions
T. Nakagawa, K.-I. Tsuruda, T. Mukai, A. Nishida, A. Matsuoka, H. Hayakawa, R.Lepping

The electric field data obtained by EXOS-D satellite during different peiod on various orbits but under the same interplanetary magnetic field (IMF) conditions are examined in order to investigate whether the IMF is always the most important controller of the Earth's magnetosphere. For the purpose of this analysis, EXOS-D data obtained during the period from October 2, 1989 to April 2, 1991 are sorted according to three components of the IMF observed by IMP-J at about 30--40 RE from the Earth.

A planar magnetic structure (PMS) is a distinct magnetic structure found in the interplanetary magnetic field data obtained by Sakigake at 0.8--1.0 AU. A PMS is characterized by highly variable magnetic field vectors that are tangential to a plane. This plane remains fixed for as much as about 6 hours in the solar wind. The directional change of the magnetic field in a PMS occurs in a wide range without showing any preferred polarization; they take almost all directions parallel to the plane. The magnitude as well as the direction of the magnetic field varies often abruptly, suggesting that a PMS consists of several segments which are separated by tangential discontinuities. The solar wind conditions during the PMS events are characterized by high plasma density and low bulk velocity. No evidence is found that would suggest interplanetary formation of PMS.

In order to investigate the candidate source region of PMS, the PMS events are mapped back onto the Sun using Sakigake and ISEE-3 data obtained during the period from 1983 to 1986. It is found that PMS events are sometimes observed recurrently at the same heliospheric longitude in successive rotations of the sun. The PMS can persist as long as several rotations of the Sun. The properties of the solar wind coming from the candidate source region remains the same, but the direction of the plane of PMS varies. The candidate source regions of PMS events did not correspond to solar flares, active filaments nor the heliospheric sector boundaries.

According to the reconnection theory, the solar wind energy injected into the Earth's magnetosphere is expected to be minimum when the y- and z-components of the interplanetary magnetic field (IMF) are zero, because the directions of IMF and plasma flow are not suitable for reconnection. In addition, the IMF direction parallel to the solar wind velocity tend to prevent the Kelvin-Helmholtz instability that could transport energy across the magnetopause.

In this paper, the ground state of the Earth's magnetosphere is investigated by using the electric field (EFD) and lower energy particle (LEP) data obtained by EXOS-D satellite. We concentrate on the Earth's polar region during the period when the IMF By and Bz vanish. The IMF data were obtained by IMP-J at 30-40RE from the Earth.

As is expected, no global convection pattern was found in the EFD data. Instead, small scale fluctuations that suggest small vortices were seen in the cusp, polar cap, and nightside auroral oval regions. The fluctuations in the cusp and in the nightside auroral oval were accompanied by "spiky" electrons. Diffuse electrons with an energy range of 0.5-10 keV were seen at lower invariant latitude than 75 degree.

These EFD and LEP features reproduced when the same IMF condition recurred; the EFD fluctuations and electron distributions observed along any pair of similar orbits separated by more than 3 days resemble each other if By and Bz were zero during the periods. However, different features of ion distributions and EFD fluctuations were observed in different orbits through the cusp.

Planar magnetic structure (PMS) は、 太陽から 0.8-1.0 AUの惑星間空間で発見された 0.06 AU 規模の磁場構造である。 この現象は、数時間にわたりある平面に平行で、 しかも非常に変化の激しい磁場によって特徴付けられる。 観測的には、磁場ベクトルをその方向に依って角度空間φ-θにプロットしたとき、 特徴的な曲線状の分布によってPMSを見いだすことができる。

　PMSと太陽表面や太陽磁気圏全体の磁場構造との関係を探るため、 太陽風速度に基づいて各PMSを太陽近傍（2.5Rs）に戻した結果、 いくつかのPMSはセクターの境界域と非常によく対応するが、 統計的にはセクター境界の20度以内に対応するPMSは全体の37\%に過ぎず、 セクター境界から程遠い場所で観測されたPMSもあることから、 これまではPMSとセクター境界には直接の関係は無いと考えてきた。

　本研究では逆にすべてのセクター境界について磁場変化の様子を調べた。 Hoeksema et al.（例、Adv.Space Sci.,9,4,141,1989）が 光球面磁場に基づいて計算した2.5Rsにおける磁場分布を用いて ISEE3の軌道（およそ黄道面）から観測可能な カレントシート（セクター境界）を求め、 それに対応するISEE3のデータ中のセクター境界の磁場構造を調べた。 その結果、セクター境界の磁場構造がPMSそのものの場合は多くは無いが、 セクター境界の約半分が、PMSに似た磁場構造 （平面状であるが角度φの範囲が狭い、 平面状構造の中に非平面状の磁場が入り込む所がある、等）を 持っている事がわかった。 さらにセクター境界がPMSおよびPMS-likeな構造の場合について 平面の方向とセクター境界の方向との関係を調べると、 面状構造とセクター境界面とが平行に近い場合のほうが 両者の直交する場合より多かった。 セクター境界の層状の構造がPMSと共通の構造を持つと考えられる。

Tomoko Nakagawa (ISAS)
Planar Magnetic Structure in interplanetary Space and Sector Boundaries

Possible relationship between planar magnetic structures (PMS), in which interplanetary magnetic field vectors are variable and parallel to a plane, and sector boundaries are investigated by using ISEE-3 data and source surface field computed by Hoeksema. About half of the sector boundary crossings resemble to PMS but most of them are not complete PMS because the ranges of the azimuthal angle of the field are narrower than PMSs, or some of the field vectors are not parallel to a plane. The plane to which magnetic field vectors in the sector boundary region rather tend to be parallel to the sector boundary at 2.5Rs than perpendicular to it.

1985年1月に打ち上げられた惑星間空間探査機「さきがけ」は、 太陽から0.8-1.0AUの惑星軌道に投入されていたが、 1992年1月8日、地球に14REの距離まで接近し、地球磁気圏の観測に成功した。

この期間に「さきがけ」搭載の磁場観測装置（IMF）は、 太陽風−マグネトシース−マグネトポーズ−ローブ−再び マグネトシース−バウショック、という磁場構造を ほぼ連続的に観測することができたので報告する。

「さきがけ」の磁場計測は0.125秒または4秒ごとに行われた。 得られたデータにはオフセット差引の後 10秒または40秒のフィルターが掛けられている。 オフセット値はDavis-Smith法を用いて計算した。 精度を上げるため、計算の前提となる近似（磁場強度変化が小さい）の 成り立たない部分を除いてオフセットを求めるソフトウェアを新たに作った。 最終的な表示にはGSE座標系を用いた。

92年1月6日に太陽風中にあった「さきがけ」は、 1月7日にシースからローブへ入った。 マグネトポーズ通過時の磁場データを見ると 擾乱の多いシース磁場から、Bxの卓越する 静かで強いローブ磁場への変移（06:40UT頃）が明瞭である。

ローブの磁場中で、19:05(UT)に プラズモイドの通過と思われる磁場変化が見られた。 「さきがけ」が北側のローブにあることと、最初に北向き、 ついで南向きの磁場変化があることから、 「さきがけ」より地球側でできて尾部へ向かって通過して行く プラズモイドと考えられる。

夕方側のシース磁場には Bxの卓越したほぼ太陽向きの磁場が、反太陽向きの磁場へと 緩やかに遷移している箇所がある。 これがシース中で変形された太陽風磁場構造なのか、 太陽風磁場と地球磁気圏の相互作用を示す構造であるのか、 他の機器のデータともあわせて検討したい。 「さきがけ」はこの後1月8日20:08(UT)にバウショックを通過し、 再び太陽風に出た。

T. Nakagawa, T. Saito, K. Yumoto, H. Oya, A. Morioka, M. Iizima, K. Oyama
Earth's Magnetosphere Observed by the SAKIGAKE Magnetometer

The Japanese interplanetary spacecraft SAKIGAKE successfully encountered the Earth's magnetosphere on January 8, 1992. The ring-gore magnetometer onboard SAKIGAKE obtained the magnetic field data in the magnetosheath, the magnetopause, and the lobe successively. SAKIGAKE detected possible plasmoids and an U-shaped sheath field.

Particle and field characteristics of the polar cap in the minimum energy state of the magnetosphere are investigated by using the electric field data obtained by EXOS-D satellite during the period when the y- and z-components of the interplanetary magnetic field (IMF) are zero. When By=Bz=0, it is likely that the solar wind energy injected into the Earth's magnetosphere is minimum, because the directions of IMF and plasma flow are not suitable for reconnection. In order to recognize the possible effect, the cases where By$>$Bx and Bz=0 are also investigated.

In most of the By=Bz=0 cases, no global convection pattern was found in the electric field. The polar cap is dominated by small scale fluctuations that suggest small vortices. Extremely calm polar cap, or almost vanishing convection velocity was found. However, in some cases of By=Bz=0, the convection velocity had significant magnitude. Thus the solar wind energy can enter the magnetosphere even when the IMF By=Bz=0, or the energy already stored in the previous intervals produces activities in such intervals.

　太陽風エネルギーの地球磁気圏への侵入は IMFによって強くコントロールされているが、 その主要過程が反平行磁場の磁気リコネクションであるとすれば、 By,Bz成分のほとんど無いIMFは地球磁場とリコネクションを起こしにくいため、 太陽風エネルギーの地球磁気圏への侵入を最小にし、 最も静かな磁気圏状態をひきおこすと予想される。

本研究では、1989年9月-1990年6月のIMP-J IMFデータから By=Bz=0となる期間を9例集め、 「あけぼの」による電場観測にもとづいて ポーラーキャップ内の対流構造の解析を行った。 観測された電場のy成分は高度120kmの値に換算し、 軌道に直角に、正の値が夜側になるよう（近似的に対流の向きとなるよう）表示した。 扱う電場が微弱であるため、誤差の大きくなりやすいExはここでは用いない。

　By=Bz=0 の期間中は極域電場は比較的弱くなる傾向があり、 高度120kmの換算値で｜Ey｜が10mV/m以下になる場合もあった （cf.北向きIMFの場合50mV/m程度のEyがある）。 しかしEyは零にはならず、By=Bz=0であっても ポーラーキャップの対流は止まることはなかった。

真昼側 磁気緯度80度においては、 はっきりした正のEy（反太陽方向の対流に相当）と 太陽風起源とみられるイオンとが観測され、 By=Bz=0の期間中も太陽風エネルギーおよび粒子が 磁気圏に入り得ることが示された。 ポーラーキャップ全体を記述できるような対流構造は見つかっていない。

太陽風条件（速度や密度）がほとんど同じであるにも関わらず Eyの様子が激しく異なる場合もあった。 このEyの様相の違いはBxの極性や太陽風速度では説明することができない。 これらの観測結果より、 太陽風条件から磁気圏の状態を一意に決めることはできないことが示唆される。

Convection in the Polar Cap in Intervals of By=Bz=0 in the Solar Wind
T. Nakagawa, K. Tsuruda, T. Mukai, A. Nishida, A. Matsuoka, H. Hayakawa, and R. Lepping

Electric field characteristics of the polar cap in the minimum energy state of the magnetosphere are investigated by using the electric field data obtained by EXOS-D satellite during the period when the y- and z-components of the interplanetary magnetic field(IMF) are zero. In intervals of By=Bz=0, the polar cap electric field tended to be small. An extremely calm polar cap was found, but the convection velocity had significant magnitude and never vanished. There was a case where solar wind energy and plasma entered into the magnetosphere even when By and Bz were zero, but global convection pattern was not clear. Sometimes electric field in the polar cap was different under almost the same solar wind condition. The difference was not explained uniquely by the solar wind speed nor by the sign of Bx.