べピコロンボのMIOみたいな磁気圏探査機３台を積んだ運搬機を金星に送り込んで違う軌道から一気に磁気圏を調べようというプロジェクト。以下、機械翻訳。
磁気圏金星宇宙探査団 (MVSE) のミッション: 誘導磁気圏のダイナミクスを理解するための提案
• 金星への複数の宇宙船プラズマ物理ミッションのコンセプト。
• 太陽風の変動による誘導磁気圏のダイナミクス。
• 極端な太陽現象による磁気圏反応。
要約
惑星体の周囲と大気の相互作用により誘導磁気圏が形成される
太陽風と電離層の関係。 誘導磁気圏は太陽風の条件に大きく依存しており、これまでは単一の宇宙船ミッションでのみ研究されてきました。 これ
知識のギャップは、金星の周りの磁気圏システムにおける地球規模の空間的および時間的変動を研究するために最適化された複数の宇宙船プラズマミッションによって対処できる可能性があります。
私たちの太陽系における誘導磁気圏の最も顕著な例が存在します。 MVSE
このミッションは 4 つの衛星で構成されており、そのうち 3 つは同一の科学宇宙船であり、
誘導された磁気圏と太陽の異なる領域を調査する同じ一連の機器
同時に風を送ります。 4番目の宇宙船は中継衛星として機能する輸送機です
金星の通信用。 このように、太陽風の条件の変化と極端な
太陽現象を観測することができ、その影響が太陽系を通じて伝播する際に定量化することができます。
金星が誘導した磁気圏。 さらに、金星の誘起磁気圏におけるエネルギー伝達を調査することもできます。 科学的ペイロードには、
磁場、電場、イオン電子速度分布。 この研究では、
ミッションに対する科学的動機、要件、およびその結果としてのミッション設計。
具体的には、ミッションのタイムラインと、質量、出力、
通信、推進、熱収支が与えられます。 このミッションが最初に構想されたのは、
アルプバッハ サマースクール 2022 で学び、ESA のコンカレントでの 1 週間の学習で洗練されました
ベルギーのレデュにある設計施設。
キーワード: ミッションコンセプト、金星、複数宇宙船ミッション、宇宙プラズマ物理学、誘導磁気圏
1. はじめに
磁気圏は一般に 3 つの主要なタイプに分類できます。 原因として生じるものは、固有磁場（地球の場合はダイナモなど）と太陽風との相互作用、
今後はダイナモ生成磁気圏と呼ばれます。 誘導磁気圏の場合、親天体に固有磁場がない場合、磁気圏が作成されます。
太陽風と体の電離層との相互作用を通じて。 このような誘導された磁気圏の例は、金星のような惑星の周囲だけでなく、彗星のような天体の周囲でも見られます [1]
衛星[2]も同様です。 3 番目の複合タイプは、誘導磁気圏の組み合わせです。
残留磁場（地殻磁場のある火星など）。 完全に理解するには
磁気圏とその力学、特に太陽風の条件への依存性、すべて
3つのタイプを研究する必要があります。 固有のフィールド型はすでに広範囲に調査されています
[3]、地球は完璧な実験室として機能します（たとえば、3 つの著名な宇宙プラズマミッション、クラスター [4、5]、THEMIS [6]、および MMS [7]）。 金星は勉強するのに理想的な環境を提供します
火星とは対照的に、残存地殻場を持たないため、誘導磁気圏となります[8]。
このようなシステムの研究は、広範な磁気圏の全体像の解明に貢献します。
比較惑星学の分野における影響。 たとえば、同じようなサイズと密度
地球と金星の位置を調べることで、2 つの磁気圏システムを比較することができます。 極反転期間中に地球の大気の進化について予測できる可能性があります。
磁気双極子モーメントが減少し、その結果磁気圏のサイズが縮小するため
[9]。 惑星の磁気圏と太陽風との相互作用は大気プロセスに直接影響を与えるため[10]、惑星の進化についての洞察も得ることができます。
系外惑星の研究にも貢献します。 地球上の研究所では同様のものを再現できないからです
宇宙と同様の条件下では、その場での宇宙測定を使用することが不可欠です。 の不在
金星の擾乱（地殻変動などによる）と地球への近さにより、金星は最適な環境となる
誘導磁気圏を研究する場所。
ダイナモによって生成された磁気圏の主な領域 (例: バウショック、磁気シース、磁気圏尾など）も誘導磁気圏に存在します。 ただし、不足しているため、
固有磁場、誘導システムのすべての側面は太陽風のみに依存します
粒子密度や体積速度、粒子の方向や強度などの特性。
惑星間磁場 (IMF)。 これにより、誘導された磁気圏の反応性がさらに高まり、
ダイナモで生成された磁気圏よりも変化しやすく不安定です。 電離層のある惑星では しかし内部磁場はなく、太陽風との相互作用により複雑なシステムが生じます。
電流と電磁場の関係。 日中は流れの影響で水域が増加します。
磁場、誘導磁気圏境界 (IMB) [11]。 電流の方向
そして、誘導磁場は IMF の方向にのみ依存します。 変更があった場合
したがって、IMF の向きは、誘導された磁気圏の磁気トポロジーを変更します。
これは、太陽風の穏やかな期間中の典型的な小さな変動の場合だけでなく、特に惑星間コロナ質量放出 (ICME)、相互回転領域 (CIR)、太陽フレアなどの極端な太陽現象中に発生します [12]。 太陽風パラメータの強い擾乱、
強化され滑らかに回転する磁場、陽子温度の低下など
これらは ICME の典型的な特徴です [13]。 CIR はコロナホールに関連しており、次のように形成されます。
太陽風の流れが遅い領域と速い領域の間の境界[14]。 太陽フレアは電離層での電離の増加を引き起こし、粒子を加速させ、金星に侵入する可能性があります。システム。 要約すると、誘導磁気圏を理解する鍵は、変動を結び付けることです。太陽風の構造の変化と動的プロセスの発生。
金星の誘導磁気圏は、過去に専用のミッションによって研究されてきました。
パイオニア金星探査機 (PVO) (1978-1992) [15] および最近では金星特急 (VEX) (2006-)
2014）[16]。 PVO は電磁場を測定するための一連の機器を持っていました。
プラズマの性質。 PVO の極地に近い軌道は、科学的に興味深い領域をカバーするように設計されています
昼は金星の大気と電離層、夜ははるか尾まで。 の
VEX ミッションは異なる軌道を持っていたため、尾部近くの最初の観測が可能になりました [17]。
極地とターミネーター地域に関するユニークな研究。 これにはプラズマ機器も含まれていました。
磁力計と包括的なプラズマ分析装置です。
PVO では、顕著な磁場が存在しないことを確認できました。 さらに存在感も
ボウショック、磁気鞘、誘導磁気圏の境界（IMB）および
誘導された磁気尾部が報告されている [例: 18、19]。 金星の誘導磁気圏のスケッチは次のとおりです。
図 1 に示されています。船首衝撃の平均太陽下スタンドオフ距離は 1.36 RV (金星) です。
半径: 1 RV = 6052 km)、太陽極小期では 1.46 RV、太陽極大期では 1.46 RV [20]。
磁気パイルアップ境界は、地球の磁気圏界面と同様に、地球と地球を分離する領域です。
内側の磁気鞘から磁気圏を誘導します。 徐ら。 [21] は VEX データを使用して、太陽活動極大期の IMB の平均位置は 387 km です。 金星の範囲金星の磁気尾の範囲は 5 〜 11 RV の間で観測されており、磁場の極性は依存しています。
IMF について[22]。
図 1: 金星の誘導磁気圏の概念的な概要。 数字は異なる血漿を示します
地域: 1. 太陽風、2. IMF、3. バウショック、4. IMB
これらのミッションはすべて、金星の周囲のプラズマ環境の包括的なビューを提供することができました。 しかし、限界に直面しました。どちらのミッションも時間が限られていました。
粒子計測器の分解能、PVO の測定期間は 9 分、VEX は 3 分
分。 比較のために、MMS ミッションの周期は 1 秒未満です [23]。 PVO と VEX
これらは、機器内の専用プラズマを使用して金星の誘導磁気圏を調査する唯一のミッションでした。 どちらも単一の宇宙船にすぎないため、それらの結果は単一点測定です。
異なる時間に異なる軌道で運用されます。 変化間の相関関係を確立する
単一点測定による太陽風の状態と磁気圏の反応は、
特別な場合、または強い仮定に依存する統計的手法を使用した場合にのみ可能です（つまり、遅い）
太陽風の変化）。 ヴェックら。 [24] は、IMF の極性変化に対する金星の磁気圏の反応時間を研究し、磁気圏の場がそれ自体を再配置することを発見しました。
10分以内に、磁気圏尾部の粒子束の減少は2〜8分遅れた
時間。 これは、残りの磁気圏と比較して電離層の応答が遅いことを示しています。 この研究では、IMF が方向を大きく変えた軌道を利用して相関関係を調べた。
その後の軌道における磁気圏の反応。 しかし、著者らは、即時反応を研究するための極性反転中の磁気圏内部の観測を欠いていた。 あ
Slavinらによる研究。 [25] は VEX をメッセンジャーのフライバイと組み合わせて使用し、次のことを発見しました。
8.5 分後、IMF の変化が金星の位置から後方の 3 RV に伝播しました。
金星と太陽の線に沿って。 この研究は、研究における多点測定の重要性を示しています
誘導された磁気圏のダイナミクス。 一般に、世界的な影響に関する研究は不足しています。
太陽風の構造的特徴によって引き起こされる誘導磁気圏に関する研究。 したがって、全体的な未解決の問題は、誘導された磁気圏が変動する太陽風の条件にどのように反応するかということである[26]。 この問題を詳しく研究するには、上流の太陽風の状態を監視することが不可欠です。
下流側の測定と同時に行います。
地球の磁気圏において、IMF との重要な相互作用プロセスは磁気再接続です。 磁気トポロジーの再配置とプラズマの加速を通じて、磁気エネルギーを運動エネルギーに変換します。 このプロセスは磁気圏尾部で頻繁に観察されます
そして磁気圏界面では、IMF と地球の磁場がいわゆる X ラインを形成します。
誘導された磁気圏では、X ラインは IMF によってのみ形成できるため、再接続が行われます。
は主に、ドレープされた磁力線が交わる磁気圏尾部で発生すると予想されています [26]。 張
他。 [27] 金星の磁気尾部で磁気再結合の証拠を発見した。具体的には、
彼らは、金星を横切る磁場成分を持つ金星に向かうプラズマの流れを観察しました。
流れ。 さらに、Dubinin et al. [28] 惑星イオンの周期的な流出を発見し、これは示唆している
磁気圏尾部での定期的な再結合が金星の大気喪失に寄与している可能性がある。
の役割を調査するには、遠尾と近尾の両方をカバーするさらなる観察が必要です。
大気損失における磁気リコネクション。
プラズマ中の波は、エネルギーの伝達と輸送において重要な役割を果たすことも知られています。 たとえば、衝突のないプラズマでは、波は 1 つの粒子分布からエネルギーを伝達します。
または粒子を高エネルギーまで加速することができます。 ダイナミクスを理解するために
システムでは、波は情報を伝達するための重要な要素です。 いくつかの波が確認されています
ウィスラー波[30、31]、ラングミュア波[32、31]、ミラーモード波[33]などの金星[29]、
およびイオン音波[30、31]。 Yadav [29] は、電子サイクロトロン波、イオンサイクロトロン波、ミックスモード波も存在する可能性があると示唆しましたが、まだ観測されていません。 波
イオン分布測定と並行して検出することは、波動を研究するのにも有用なツールです
その効果と源として。
船首衝撃は船首間の角度θBn に応じて 2 つの領域に分けられます。
ショックノーマルとIMF。 θBn < 45°の場合、弓の衝撃は準平行とみなされますが、
θBn > 45° は準垂直とみなされます。 準平行弓衝撃では、粒子は上流領域に反射され、そこで入ってくる太陽風と相互作用し、
不安定性と波の成長が前震領域を構成する [34]。 不足のため、
上流のモニターでは、誘導磁気圏に対する IMF の方向の影響はまだ確認されていません。
完全に理解されました。 張ら。 [35] は昼側に誘導された磁気圏が存在しないと報告した。
IMF が太陽風の流れとほぼ一致していた時期に。 これは平行サブソーラーバウショック に相当します。
著者らはシミュレーションの助けを借りて発見した
IMF の方向性が金星の大気圏脱出率に大きな影響を与えるということです。 金星で極端な太陽風の状態が起こることはまれですが、それらは恒星風の理解に役立ちます。
非常に活動的な星や系外惑星の周りの恒星風の相互作用 [35]。
ベピコロンボによる最近のフライバイでは、太陽風の状態が安定している期間に、昼側磁気鞘に1900 kmの範囲の重大な停滞領域が存在することが明らかになった[36]。 の
よどみ領域は、流れが大幅に減少した太陽系地下磁気鞘のサブ領域です。
電離層と太陽風の間で伝達されるエネルギーの量を制限する速度。
この領域は、準垂直の船首衝撃の下流でのみ観察されました。 質問
この領域が準平行船首衝撃の下流でどのような影響を受けるかは残ります。 を通して
前震構造。
前述したように、極端な太陽現象（CIR、ICME、太陽フレアなど）の影響は次のとおりです。
金星が誘導した磁気圏の力学にとって極めて重要である[例: 37、38、39]。 エドバーグら。 [40]
たとえば、太陽極小期には 3.5 年間隔で 147 件の CIR および ICME 現象が発見されました。
金星で。 一般に、太陽極大期には極端な太陽現象の数が増加する可能性があります。
一桁違います[41、42]。 これらのイベントは変動する性質があるため、次のことが好ましいです。
特に統計分析のために、観測された極端な太陽現象の量を最大化します。
上記の例は、特定のプロセスや現象が共通である一方で、
すべての磁気圏に、磁気圏や磁気圏の存在によって生じるいくつかの重要な違いもあります。
固有磁場の欠如。 なぜなら、惑星の磁気圏との相互作用は、
太陽風は大気の進化に大規模な影響を与える可能性がある[26]。
磁気圏の種類は、惑星系を理解する上で重要です。 の
磁気圏プラズマ物理学の研究における複数の宇宙船ミッションの利点はすでに得られています
地球上のいくつかの事例で証明されています。 ここでは、そのような複数の宇宙船ミッションを紹介します
誘導磁気圏に関する未解決の科学的疑問に対処する金星のコンセプト。
磁気圏金星宇宙探査団 (MVSE) ミッションは、地球のダイナミクスを調査します。
3 機のスピン安定化科学探査機と 1 機の 3 軸を使用した金星の誘導磁気圏
安定通信宇宙船。 後者は科学の通信中継器として機能します。
宇宙船。 金星のプラズマ環境の力学は太陽風に大きく依存します
したがって、磁気圏の昼側と夜側のプラズマパラメータの変化を同時に調査する必要があります。 さらに、次のことを測定する必要があります。
太陽風の変動。 3 つの宇宙船を次のような構成で取得するには
できるだけ頻繁に軌道を同期させる必要があります。
MVSE ミッションは、ESA の Voyage 2050 プログラムの L クラス ミッションに分類されます。
科学プログラム。 この提案されたミッションは、現在計画されているESAとNASAを補完するものです。
金星へのミッション、すなわち DAVINCI [43]、EnVision [44]、VERITAS [45]。 なぜなら、これらは
ミッションの目的は、金星の大気の組成と金星の地質に焦点を当てています。
彼らは、以前の金星への単一宇宙船プラズマミッション、すなわちVEXと
PVO。 誘導磁気圏の複数の宇宙船ミッションは、ミッシングリンクを提供する可能性があります。
金星が時間の経過とともにどのように進化し、太陽風の相互作用がどのような役割を果たしているかを完全に理解する
Venus の過去の雰囲気を再現しています。 それらを組み合わせることで、より包括的なビューが提供されます。
金星の内部から磁気圏まで。
本書は次のように構成されています。 セクション 2 では、科学ミッションの目的を示します。
および要件については、セクション 3 で科学的ペイロードを示し、セクション 4 で概要を説明します。
ミッションの概要を説明し、第 5 章でミッションのシステム構成を示します。
図 2: アリアンのフェアリング内部の積層構造の概略図。
図 3: セクション 4 で説明した金星のミッション段階。
図 4: 展開された構成の宇宙船 (縮尺は一定ではありません)。 (a) 科学衛星。 (b) 搬送車両 構造。
図 5: 両タイプの宇宙船の構造 (縮尺は一定ではありません)。 (a) 科学的宇宙船の構造。 (b) 搬送車両
構造。 凡例: (1) 中央コア、(2) 衛星分離リング、(3) 底部パネル、(4) せん断パネル、(5) 上部パネル、(6)
サイドパネルと (7) ペイロードアダプター。
6. 結論
私たちは、誘導されたエネルギーのダイナミクスを研究するために金星への複数の宇宙船ミッションを提案しました。
MVSEと呼ばれる磁気圏。 その目的は、誘導された物質の最初の現場測定を提供することです。
磁気圏とその力学を少なくとも 2 年間にわたって調査します。 このような測定は、一般的な機能を強化します。
太陽が誘導された磁気圏のダイナミクスをどのように駆動するかを理解し、
磁気が発生したときの惑星の進化と地球のプラズマ環境についてのより深い理解
フィールドが弱くなっています。 測定は自然のままの太陽風と風中で同時に行われます。
金星の誘導磁気圏のさまざまな領域。 3 つの同一のスピン安定化科学
宇宙船はこれらの測定を容易にするためにベースラインが設定されており、追加の輸送手段が備えられています。
通信中継器として機能します。 科学宇宙船に搭載された機器は、高度な研究を促進します。
電場、磁場の精密3D測定、および粒子の測定
分布関数とイオン組成。 衛星群と科学的ペイロードは、
これにより、太陽風の変化とそれが磁気圏にどのような影響を与えるかを記録できるようになります。 予備
工学研究は、このミッションコンセプトが現在の技術、建築物で実現可能であることを示しています。
以前に飛行した計器に基づいて、可能な軌道シーケンスを提示します。 全体的な
打ち上げ質量4350kgには重いランチャーが必要であり、ミッションはLクラスに分類される
ESAのVoyage 2050キャンペーンにおけるミッション。 今後の作業でデスコープの必要性が判明した場合は、
軸方向の二重プローブが取り外される可能性があり、3D 電場測定の精度が低下します。 イオンと電子の測定を注意深く校正できれば、
ASPOC は省略することもできます。
全体として、この提案は、誘発性の研究のための技術的に実現可能な解決策を示しています。
マルチ宇宙船プラズマミッションによる磁気圏。 このようなミッションからの科学的帰還は、宇宙プラズマ物理学の分野における知識を向上させるだけでなく、
一般的な惑星学。
• 金星への複数の宇宙船プラズマ物理ミッションのコンセプト。
• 太陽風の変動による誘導磁気圏のダイナミクス。
• 極端な太陽現象による磁気圏反応。
要約
惑星体の周囲と大気の相互作用により誘導磁気圏が形成される
太陽風と電離層の関係。 誘導磁気圏は太陽風の条件に大きく依存しており、これまでは単一の宇宙船ミッションでのみ研究されてきました。 これ
知識のギャップは、金星の周りの磁気圏システムにおける地球規模の空間的および時間的変動を研究するために最適化された複数の宇宙船プラズマミッションによって対処できる可能性があります。
私たちの太陽系における誘導磁気圏の最も顕著な例が存在します。 MVSE
このミッションは 4 つの衛星で構成されており、そのうち 3 つは同一の科学宇宙船であり、
誘導された磁気圏と太陽の異なる領域を調査する同じ一連の機器
同時に風を送ります。 4番目の宇宙船は中継衛星として機能する輸送機です
金星の通信用。 このように、太陽風の条件の変化と極端な
太陽現象を観測することができ、その影響が太陽系を通じて伝播する際に定量化することができます。
金星が誘導した磁気圏。 さらに、金星の誘起磁気圏におけるエネルギー伝達を調査することもできます。 科学的ペイロードには、
磁場、電場、イオン電子速度分布。 この研究では、
ミッションに対する科学的動機、要件、およびその結果としてのミッション設計。
具体的には、ミッションのタイムラインと、質量、出力、
通信、推進、熱収支が与えられます。 このミッションが最初に構想されたのは、
アルプバッハ サマースクール 2022 で学び、ESA のコンカレントでの 1 週間の学習で洗練されました
ベルギーのレデュにある設計施設。
キーワード: ミッションコンセプト、金星、複数宇宙船ミッション、宇宙プラズマ物理学、誘導磁気圏
1. はじめに
磁気圏は一般に 3 つの主要なタイプに分類できます。 原因として生じるものは、固有磁場（地球の場合はダイナモなど）と太陽風との相互作用、
今後はダイナモ生成磁気圏と呼ばれます。 誘導磁気圏の場合、親天体に固有磁場がない場合、磁気圏が作成されます。
太陽風と体の電離層との相互作用を通じて。 このような誘導された磁気圏の例は、金星のような惑星の周囲だけでなく、彗星のような天体の周囲でも見られます [1]
衛星[2]も同様です。 3 番目の複合タイプは、誘導磁気圏の組み合わせです。
残留磁場（地殻磁場のある火星など）。 完全に理解するには
磁気圏とその力学、特に太陽風の条件への依存性、すべて
3つのタイプを研究する必要があります。 固有のフィールド型はすでに広範囲に調査されています
[3]、地球は完璧な実験室として機能します（たとえば、3 つの著名な宇宙プラズマミッション、クラスター [4、5]、THEMIS [6]、および MMS [7]）。 金星は勉強するのに理想的な環境を提供します
火星とは対照的に、残存地殻場を持たないため、誘導磁気圏となります[8]。
このようなシステムの研究は、広範な磁気圏の全体像の解明に貢献します。
比較惑星学の分野における影響。 たとえば、同じようなサイズと密度
地球と金星の位置を調べることで、2 つの磁気圏システムを比較することができます。 極反転期間中に地球の大気の進化について予測できる可能性があります。
磁気双極子モーメントが減少し、その結果磁気圏のサイズが縮小するため
[9]。 惑星の磁気圏と太陽風との相互作用は大気プロセスに直接影響を与えるため[10]、惑星の進化についての洞察も得ることができます。
系外惑星の研究にも貢献します。 地球上の研究所では同様のものを再現できないからです
宇宙と同様の条件下では、その場での宇宙測定を使用することが不可欠です。 の不在
金星の擾乱（地殻変動などによる）と地球への近さにより、金星は最適な環境となる
誘導磁気圏を研究する場所。
ダイナモによって生成された磁気圏の主な領域 (例: バウショック、磁気シース、磁気圏尾など）も誘導磁気圏に存在します。 ただし、不足しているため、
固有磁場、誘導システムのすべての側面は太陽風のみに依存します
粒子密度や体積速度、粒子の方向や強度などの特性。
惑星間磁場 (IMF)。 これにより、誘導された磁気圏の反応性がさらに高まり、
ダイナモで生成された磁気圏よりも変化しやすく不安定です。 電離層のある惑星では しかし内部磁場はなく、太陽風との相互作用により複雑なシステムが生じます。
電流と電磁場の関係。 日中は流れの影響で水域が増加します。
磁場、誘導磁気圏境界 (IMB) [11]。 電流の方向
そして、誘導磁場は IMF の方向にのみ依存します。 変更があった場合
したがって、IMF の向きは、誘導された磁気圏の磁気トポロジーを変更します。
これは、太陽風の穏やかな期間中の典型的な小さな変動の場合だけでなく、特に惑星間コロナ質量放出 (ICME)、相互回転領域 (CIR)、太陽フレアなどの極端な太陽現象中に発生します [12]。 太陽風パラメータの強い擾乱、
強化され滑らかに回転する磁場、陽子温度の低下など
これらは ICME の典型的な特徴です [13]。 CIR はコロナホールに関連しており、次のように形成されます。
太陽風の流れが遅い領域と速い領域の間の境界[14]。 太陽フレアは電離層での電離の増加を引き起こし、粒子を加速させ、金星に侵入する可能性があります。システム。 要約すると、誘導磁気圏を理解する鍵は、変動を結び付けることです。太陽風の構造の変化と動的プロセスの発生。
金星の誘導磁気圏は、過去に専用のミッションによって研究されてきました。
パイオニア金星探査機 (PVO) (1978-1992) [15] および最近では金星特急 (VEX) (2006-)
2014）[16]。 PVO は電磁場を測定するための一連の機器を持っていました。
プラズマの性質。 PVO の極地に近い軌道は、科学的に興味深い領域をカバーするように設計されています
昼は金星の大気と電離層、夜ははるか尾まで。 の
VEX ミッションは異なる軌道を持っていたため、尾部近くの最初の観測が可能になりました [17]。
極地とターミネーター地域に関するユニークな研究。 これにはプラズマ機器も含まれていました。
磁力計と包括的なプラズマ分析装置です。
PVO では、顕著な磁場が存在しないことを確認できました。 さらに存在感も
ボウショック、磁気鞘、誘導磁気圏の境界（IMB）および
誘導された磁気尾部が報告されている [例: 18、19]。 金星の誘導磁気圏のスケッチは次のとおりです。
図 1 に示されています。船首衝撃の平均太陽下スタンドオフ距離は 1.36 RV (金星) です。
半径: 1 RV = 6052 km)、太陽極小期では 1.46 RV、太陽極大期では 1.46 RV [20]。
磁気パイルアップ境界は、地球の磁気圏界面と同様に、地球と地球を分離する領域です。
内側の磁気鞘から磁気圏を誘導します。 徐ら。 [21] は VEX データを使用して、太陽活動極大期の IMB の平均位置は 387 km です。 金星の範囲金星の磁気尾の範囲は 5 〜 11 RV の間で観測されており、磁場の極性は依存しています。
IMF について[22]。
図 1: 金星の誘導磁気圏の概念的な概要。 数字は異なる血漿を示します
地域: 1. 太陽風、2. IMF、3. バウショック、4. IMB
これらのミッションはすべて、金星の周囲のプラズマ環境の包括的なビューを提供することができました。 しかし、限界に直面しました。どちらのミッションも時間が限られていました。
粒子計測器の分解能、PVO の測定期間は 9 分、VEX は 3 分
分。 比較のために、MMS ミッションの周期は 1 秒未満です [23]。 PVO と VEX
これらは、機器内の専用プラズマを使用して金星の誘導磁気圏を調査する唯一のミッションでした。 どちらも単一の宇宙船にすぎないため、それらの結果は単一点測定です。
異なる時間に異なる軌道で運用されます。 変化間の相関関係を確立する
単一点測定による太陽風の状態と磁気圏の反応は、
特別な場合、または強い仮定に依存する統計的手法を使用した場合にのみ可能です（つまり、遅い）
太陽風の変化）。 ヴェックら。 [24] は、IMF の極性変化に対する金星の磁気圏の反応時間を研究し、磁気圏の場がそれ自体を再配置することを発見しました。
10分以内に、磁気圏尾部の粒子束の減少は2〜8分遅れた
時間。 これは、残りの磁気圏と比較して電離層の応答が遅いことを示しています。 この研究では、IMF が方向を大きく変えた軌道を利用して相関関係を調べた。
その後の軌道における磁気圏の反応。 しかし、著者らは、即時反応を研究するための極性反転中の磁気圏内部の観測を欠いていた。 あ
Slavinらによる研究。 [25] は VEX をメッセンジャーのフライバイと組み合わせて使用し、次のことを発見しました。
8.5 分後、IMF の変化が金星の位置から後方の 3 RV に伝播しました。
金星と太陽の線に沿って。 この研究は、研究における多点測定の重要性を示しています
誘導された磁気圏のダイナミクス。 一般に、世界的な影響に関する研究は不足しています。
太陽風の構造的特徴によって引き起こされる誘導磁気圏に関する研究。 したがって、全体的な未解決の問題は、誘導された磁気圏が変動する太陽風の条件にどのように反応するかということである[26]。 この問題を詳しく研究するには、上流の太陽風の状態を監視することが不可欠です。
下流側の測定と同時に行います。
地球の磁気圏において、IMF との重要な相互作用プロセスは磁気再接続です。 磁気トポロジーの再配置とプラズマの加速を通じて、磁気エネルギーを運動エネルギーに変換します。 このプロセスは磁気圏尾部で頻繁に観察されます
そして磁気圏界面では、IMF と地球の磁場がいわゆる X ラインを形成します。
誘導された磁気圏では、X ラインは IMF によってのみ形成できるため、再接続が行われます。
は主に、ドレープされた磁力線が交わる磁気圏尾部で発生すると予想されています [26]。 張
他。 [27] 金星の磁気尾部で磁気再結合の証拠を発見した。具体的には、
彼らは、金星を横切る磁場成分を持つ金星に向かうプラズマの流れを観察しました。
流れ。 さらに、Dubinin et al. [28] 惑星イオンの周期的な流出を発見し、これは示唆している
磁気圏尾部での定期的な再結合が金星の大気喪失に寄与している可能性がある。
の役割を調査するには、遠尾と近尾の両方をカバーするさらなる観察が必要です。
大気損失における磁気リコネクション。
プラズマ中の波は、エネルギーの伝達と輸送において重要な役割を果たすことも知られています。 たとえば、衝突のないプラズマでは、波は 1 つの粒子分布からエネルギーを伝達します。
または粒子を高エネルギーまで加速することができます。 ダイナミクスを理解するために
システムでは、波は情報を伝達するための重要な要素です。 いくつかの波が確認されています
ウィスラー波[30、31]、ラングミュア波[32、31]、ミラーモード波[33]などの金星[29]、
およびイオン音波[30、31]。 Yadav [29] は、電子サイクロトロン波、イオンサイクロトロン波、ミックスモード波も存在する可能性があると示唆しましたが、まだ観測されていません。 波
イオン分布測定と並行して検出することは、波動を研究するのにも有用なツールです
その効果と源として。
船首衝撃は船首間の角度θBn に応じて 2 つの領域に分けられます。
ショックノーマルとIMF。 θBn < 45°の場合、弓の衝撃は準平行とみなされますが、
θBn > 45° は準垂直とみなされます。 準平行弓衝撃では、粒子は上流領域に反射され、そこで入ってくる太陽風と相互作用し、
不安定性と波の成長が前震領域を構成する [34]。 不足のため、
上流のモニターでは、誘導磁気圏に対する IMF の方向の影響はまだ確認されていません。
完全に理解されました。 張ら。 [35] は昼側に誘導された磁気圏が存在しないと報告した。
IMF が太陽風の流れとほぼ一致していた時期に。 これは平行サブソーラーバウショック に相当します。
著者らはシミュレーションの助けを借りて発見した
IMF の方向性が金星の大気圏脱出率に大きな影響を与えるということです。 金星で極端な太陽風の状態が起こることはまれですが、それらは恒星風の理解に役立ちます。
非常に活動的な星や系外惑星の周りの恒星風の相互作用 [35]。
ベピコロンボによる最近のフライバイでは、太陽風の状態が安定している期間に、昼側磁気鞘に1900 kmの範囲の重大な停滞領域が存在することが明らかになった[36]。 の
よどみ領域は、流れが大幅に減少した太陽系地下磁気鞘のサブ領域です。
電離層と太陽風の間で伝達されるエネルギーの量を制限する速度。
この領域は、準垂直の船首衝撃の下流でのみ観察されました。 質問
この領域が準平行船首衝撃の下流でどのような影響を受けるかは残ります。 を通して
前震構造。
前述したように、極端な太陽現象（CIR、ICME、太陽フレアなど）の影響は次のとおりです。
金星が誘導した磁気圏の力学にとって極めて重要である[例: 37、38、39]。 エドバーグら。 [40]
たとえば、太陽極小期には 3.5 年間隔で 147 件の CIR および ICME 現象が発見されました。
金星で。 一般に、太陽極大期には極端な太陽現象の数が増加する可能性があります。
一桁違います[41、42]。 これらのイベントは変動する性質があるため、次のことが好ましいです。
特に統計分析のために、観測された極端な太陽現象の量を最大化します。
上記の例は、特定のプロセスや現象が共通である一方で、
すべての磁気圏に、磁気圏や磁気圏の存在によって生じるいくつかの重要な違いもあります。
固有磁場の欠如。 なぜなら、惑星の磁気圏との相互作用は、
太陽風は大気の進化に大規模な影響を与える可能性がある[26]。
磁気圏の種類は、惑星系を理解する上で重要です。 の
磁気圏プラズマ物理学の研究における複数の宇宙船ミッションの利点はすでに得られています
地球上のいくつかの事例で証明されています。 ここでは、そのような複数の宇宙船ミッションを紹介します
誘導磁気圏に関する未解決の科学的疑問に対処する金星のコンセプト。
磁気圏金星宇宙探査団 (MVSE) ミッションは、地球のダイナミクスを調査します。
3 機のスピン安定化科学探査機と 1 機の 3 軸を使用した金星の誘導磁気圏
安定通信宇宙船。 後者は科学の通信中継器として機能します。
宇宙船。 金星のプラズマ環境の力学は太陽風に大きく依存します
したがって、磁気圏の昼側と夜側のプラズマパラメータの変化を同時に調査する必要があります。 さらに、次のことを測定する必要があります。
太陽風の変動。 3 つの宇宙船を次のような構成で取得するには
できるだけ頻繁に軌道を同期させる必要があります。
MVSE ミッションは、ESA の Voyage 2050 プログラムの L クラス ミッションに分類されます。
科学プログラム。 この提案されたミッションは、現在計画されているESAとNASAを補完するものです。
金星へのミッション、すなわち DAVINCI [43]、EnVision [44]、VERITAS [45]。 なぜなら、これらは
ミッションの目的は、金星の大気の組成と金星の地質に焦点を当てています。
彼らは、以前の金星への単一宇宙船プラズマミッション、すなわちVEXと
PVO。 誘導磁気圏の複数の宇宙船ミッションは、ミッシングリンクを提供する可能性があります。
金星が時間の経過とともにどのように進化し、太陽風の相互作用がどのような役割を果たしているかを完全に理解する
Venus の過去の雰囲気を再現しています。 それらを組み合わせることで、より包括的なビューが提供されます。
金星の内部から磁気圏まで。
本書は次のように構成されています。 セクション 2 では、科学ミッションの目的を示します。
および要件については、セクション 3 で科学的ペイロードを示し、セクション 4 で概要を説明します。
ミッションの概要を説明し、第 5 章でミッションのシステム構成を示します。
図 2: アリアンのフェアリング内部の積層構造の概略図。
図 3: セクション 4 で説明した金星のミッション段階。
図 4: 展開された構成の宇宙船 (縮尺は一定ではありません)。 (a) 科学衛星。 (b) 搬送車両 構造。
図 5: 両タイプの宇宙船の構造 (縮尺は一定ではありません)。 (a) 科学的宇宙船の構造。 (b) 搬送車両
構造。 凡例: (1) 中央コア、(2) 衛星分離リング、(3) 底部パネル、(4) せん断パネル、(5) 上部パネル、(6)
サイドパネルと (7) ペイロードアダプター。
6. 結論
私たちは、誘導されたエネルギーのダイナミクスを研究するために金星への複数の宇宙船ミッションを提案しました。
MVSEと呼ばれる磁気圏。 その目的は、誘導された物質の最初の現場測定を提供することです。
磁気圏とその力学を少なくとも 2 年間にわたって調査します。 このような測定は、一般的な機能を強化します。
太陽が誘導された磁気圏のダイナミクスをどのように駆動するかを理解し、
磁気が発生したときの惑星の進化と地球のプラズマ環境についてのより深い理解
フィールドが弱くなっています。 測定は自然のままの太陽風と風中で同時に行われます。
金星の誘導磁気圏のさまざまな領域。 3 つの同一のスピン安定化科学
宇宙船はこれらの測定を容易にするためにベースラインが設定されており、追加の輸送手段が備えられています。
通信中継器として機能します。 科学宇宙船に搭載された機器は、高度な研究を促進します。
電場、磁場の精密3D測定、および粒子の測定
分布関数とイオン組成。 衛星群と科学的ペイロードは、
これにより、太陽風の変化とそれが磁気圏にどのような影響を与えるかを記録できるようになります。 予備
工学研究は、このミッションコンセプトが現在の技術、建築物で実現可能であることを示しています。
以前に飛行した計器に基づいて、可能な軌道シーケンスを提示します。 全体的な
打ち上げ質量4350kgには重いランチャーが必要であり、ミッションはLクラスに分類される
ESAのVoyage 2050キャンペーンにおけるミッション。 今後の作業でデスコープの必要性が判明した場合は、
軸方向の二重プローブが取り外される可能性があり、3D 電場測定の精度が低下します。 イオンと電子の測定を注意深く校正できれば、
ASPOC は省略することもできます。
全体として、この提案は、誘発性の研究のための技術的に実現可能な解決策を示しています。
マルチ宇宙船プラズマミッションによる磁気圏。 このようなミッションからの科学的帰還は、宇宙プラズマ物理学の分野における知識を向上させるだけでなく、
一般的な惑星学。
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