2005年5月.1994年10月25日、磁力線がGEOTAIL衛星と月のウェイクを結んだ時に、月から約4万7千km上流の太陽風中において、月のウェイク起源のホイッスラー波が観測された。この波は、太陽風速より僅かに速い群速度で太陽風を遡り、太陽風速より僅かに遅い位相速度のためにドップラーシフトして左回りの波として観測されたものである。この位相速度、群速度の条件から波数と周波数の範囲がわかり、これより、この波とサイクロトロン共鳴条件したのは0.96-2.5keVのエネルギーを持った電子ビームであったと推定された。電子ビームの向きは太陽から遠ざかる方向でなければ粒子のサイクロトロン運動と波の電場の回転する向きが合わない。透過電子がサイクロトロン共鳴してULF波にエネルギーを渡すためには、磁力線に垂直な速度成分が卓越している必要がある。元々の太陽風中のstrahl成分は磁力線に沿って流れているが、ウェイク境界の分極電場構造を通過する際にピッチ角分布が変わることが、テスト粒子を用いた数値実験で確かめられている。ウェイクの境界に出来る分極電場に斜めに磁力線が交差していると、電場層に入射した電子は、磁力線に平行な電場成分によって減速されると同時に、磁力線に垂直な電場成分によって電場ドリフトを始め、磁力線に垂直な速度成分を得る。負の電荷、正の電荷の作る3層の電場構造を想定すると、旋回途中で電場層から抜けた電子が逆向きの電場の層を乗り換えることによって、ウェイク境界の内側では、磁力線に垂直な速度成分が卓越するリング状の速度分布となることが示されている。本研究では、こうしてリング状の速度分布を持つようになった電子ビームが実際にホイッスラーモードの波を立てるかどうかを、1次元粒子シミュレーションによって調べた。GEOTAILによる観測に基づき、リングビーム電子の磁力線に平行な速度成分は光速の6.2%(1keV)とし、垂直成分はその1.5-2.5倍とした。GEOTAIL観測と過去のWIND衛星の観測を参考に、ウェイク中の背景電子の温度は50eV、電子密度は太陽風中の10分の1と仮定した。ウェイク内は磁場強度は変わらず電子密度の減少分だけプラズマ周波数が下がると考え、電子サイクロトロン周波数Ωとプラズマ周波数の比は0.03とした。全電子数に対するリングビームの密度比を10%として計算を開始すると、GEOTAILで観測されたような波数(15.7Ω/c以下)の低周波(周波数0.023Ω以下)の波が立ち、リングビームと逆方向(太陽風を遡る方向)にゆっくり伝搬するのが観察された。これにより、ウェイク境界における分極電場によるドリフトでリングビームとなった電子がサイクロトロン共鳴によって太陽風をさかのぼる波を励起しうることが確認された。その中間の位置にあったWIND衛星では様相が違っていた。マグネティックホールが観測されていた。磁場の強い(35nT)プラズマに囲まれていたことを示した。太陽風速度が減少していた。未知の小天体(彗星、氷のかけら等)がこの構造に関わっていた可能性が考えられる。GEOTAIL/LEPでは、不完全ながらピックアッププロトンの特徴がみられている。周波数の変化がこれに追随することがわかった。これはWIND衛星で最も顕著に見られた。2006年1月13日.太陽風プラズマの加速にとって、太陽から20太陽半径以内の太陽近傍は特に重要な領域と考えられるが、この範囲の太陽風速の直接観測は無く、太陽風の初速を知ることは難しい。ejections(CMEs)の速度である。放出時のCME速度はX線や紫外線などで観測され、同じCMEを惑星間空間で検出することで、その後の速度発展が調べられてきた。al.(2000,2001)は、CMEが太陽の縁から放出される際の速度v0と、そのCMEが1AUに達するまでの平均の加速度aとの間に線形の関係があることを統計的に示した。いう値を実効的な「背景の」太陽風速と考えることができる。太陽から放出された直後のCME初期加速度a0についても速度v0との間に同様の線形の関係があるならば、通常は観測が困難な太陽近傍の「背景の」太陽風速度を得ることができるのではないかと考えられる。CMEは加速度の精度が良くないので相関解析から除外した。場合でおよそ100-700km/sの範囲の「背景の」太陽風速が得られた。この値は地球軌道付近の太陽風速度250-700km/sに近いが、低速側へ広がっている。惑星間空間の同時観測と比べると、1AUの速度と一致する場合もあるが、低速側へずれることも多かった。これが太陽近くの太陽風速を正しく反映しているとするならば、20太陽半径以内という短い距離でおおむね太陽風が加速されており、一部は20太陽半径以遠でも追加の加速があることを示していると考えられる。この領域における太陽風速の直接観測は未だ困難である。ejections(CMEs)の速度である。CMEはその後減速されるという傾向が示されていた。1AUに達するまでの平均の加速度aとの間に線形の関係があることを統計的に示した。いう値を実効的な「背景の」太陽風速と考えることができる。太陽からおおよそ20太陽半径以内の「背景の」太陽風速度を得た。リムCMEの速度と加速度である。CMEは解析から除外した。回帰直線を求め、「背景の」太陽風速を求めた。最小となるように決めた。信頼水準99%の信頼区間に入れば「線形の関係あり」と判定し、そのときのuを採用した。得られた「背景の」太陽風速度uの誤差は自由度2のカイ自乗分布の信頼限界とした。100-700km/sの範囲に分布していた。この値は地球軌道付近の太陽風速度(通常250-700km/s)に比べて低速側へ広がっていることがわかる。高速となる傾向が見られた。低速側へずれることも多かった。一部は20太陽半径以遠でも追加の加速があることを示していると考えられる。次元的な構造を持っていると考えられている。調べるためには、情報が不足しがちであった。日遅れで検出されており、モデルの妥当性を検討できる貴重なイベントとなっている。