サブストーム

サブストームは 、時々 磁気圏サブストームまたはオーロラサブストームと呼ばれる、エネルギーが磁気圏の「尾部」から解放され、高緯度電離層内に注入させる地球磁気圏の短い外乱です。視覚的には、サブストームは、オーロラアークの突然の明るくなった動きとして見られます。サブストームは、クリスチャン・ビルケランドによって定性的な用語で最初に記述され、彼は極地の基本的ストームと呼んだ。シドニーチャップマンは1960年頃のサブストームという用語を使用しました。これは現在では標準の用語です。サブストーム時のオーロラの形態は、1964年に国際地球物理学年に収集されたデータを使用して、赤so俊一によって初めて記述されました。

サブストームは地磁気嵐とは異なり、後者は数日間にわたって発生し、地球上のどこからでも観測でき、外側の放射線帯に大量のイオンを注入し、最大の期間に月に1回または2回発生します。ソーラーサイクルとソーラーミニマム期間中に年に数回。一方、サブストームは数時間にわたって発生し、主に極域で観測され、放射線帯に多くの粒子を注入せず、比較的頻繁に発生します。多くの場合、互いにわずか数時間離れて発生します。サブストームは、前のサブストームが完了する前に1つのサブストームが開始される可能性がある地磁気嵐の間に、より激しく、より頻繁に発生する可能性があります。地磁気嵐の間に地球の表面で観測される磁気disturbance乱の原因はリング電流であるのに対し、サブストームの間に地上で観測される磁気disturbance乱の原因は高緯度の電離層の電流です。

サブストームは、オーロラゾーンで最大1000 nTの大きさの磁場の乱れを引き起こす可能性があり、その領域の総磁場強度の約2％です。一部の静止衛星は、サブストーム中に磁場が通常の強度の半分に低下することを記録しているため、宇宙での妨害ははるかに大きくなります。サブストームの最も顕著な兆候は、極オーロラの強度とサイズの増加です。サブストームは、成長フェーズ、拡張フェーズ、および回復フェーズの3つのフェーズに分けることができます。

2012年、THEMIS衛星ミッションは、急速に発達するサブストームのダイナミクスを観察し、巨大な磁気ロープの存在を確認し、地球の磁場の周辺で小さな爆発を目撃しました。