磁気圏：惑星を取り巻く磁場の領域

磁気圏（じきけん、英: magnetosphere）は、惑星や衛星などの天体周辺において、その天体が持つ固有の磁場が支配的な影響を及ぼしている空間領域を指します。この領域内では、プラズマの運動が天体の磁場によって制御されています。

構造と形成

磁気圏は、天体から放出される磁場と、太陽から吹き付けるプラズマの流れである太陽風との相互作用によって形成されます。太陽風は惑星磁場を容易に横切ることができないため、磁気圏の外側には「磁気圏界面」と呼ばれる境界が形成されます。この境界は、太陽風の動圧と惑星磁場の圧力が釣り合う場所に位置しています。

太陽側の磁気圏界面は比較的明確ですが、太陽と反対側の領域では、太陽風によって磁力線が引き延ばされ、長く尾を引くような構造（磁気圏尾）が形成されます。十分な固有磁場を持つ惑星（水星、地球、木星、土星、天王星、海王星など）には、こうした明確な磁気圏が存在します。

地球磁気圏

地球の磁気圏は、太陽側で地球半径の約10倍程度の距離に磁気圏界面を持ちます。この距離は太陽風の強さによって変動します。地球の反対側には、地球半径の200倍以上に達する「磁気圏尾」が伸びており、その内部には高温のプラズマが充満する「プラズマシート」が存在します。このプラズマシートから供給される粒子が電離圏へ降下することで、オーロラが発生します。

地球磁気圏の内部には、高エネルギーの荷電粒子が捕捉されている領域があります。1MeV以上のエネルギーを持つ粒子は「ヴァン・アレン帯」を形成し、10〜200keV程度の粒子は「リングカレント」を形成します。リングカレントは、磁気嵐が発生した際の地磁気変動の主要な要因となります。

磁気圏の観測

2007年、NASAの観測衛星「テミス（THEMIS）」により、地球磁気圏に地球の約4倍の幅を持つ巨大な穴が一時的に形成されている様子が観測されました。これは、従来考えられていた磁場が逆方向の時だけでなく、正方向の時にも磁気圏の構造が変化し得ることを示唆しています。