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太陽物理学と観測において、活動領域とは、強力で複雑な磁場を特徴とする太陽の大気中の一時的な特徴である。活動領域は太陽黒点と関連していることが多く、コロナ質量放出や太陽フレアなどの激しい噴火の原因となることが多い。[1]太陽面上の活動領域の数と位置は、太陽活動周期によって決まる。[2] [3] [4] [5] [6]
地域番号
太陽面上で新たに観測された活動領域には、最初の観測の翌日に宇宙天気予報センター(SWPC) によって 4 桁の領域番号が割り当てられます。特定の活動領域に割り当てられる領域番号は、以前に割り当てられた番号に 1 つ追加されます。たとえば、活動領域 8090 (AR8090) の最初の観測の後には AR8091 が続きました。
SWPCによれば、地域が以下の基準の少なくとも1つを満たしている場合に番号が割り当てられます。[7]
- 修正チューリッヒ黒点分類システムに基づくクラス C 以上の黒点群が含まれています。
- 少なくとも 2 人の観測者によって確認され、できれば 1 時間以上の間隔を空けて観測されたクラス A または B の黒点群が含まれます。
- X線バーストを伴う太陽フレアが発生しました。[説明が必要]
- 白色光の明るさが少なくとも 2.5 (線形スケール 1 ～ 5、5 はフレア) のプラージュが含まれており、その範囲は少なくとも 5日照度です。
- 西端近くには明るいプラージュがあり、成長していると思われます。
地域番号は2002年7月に10,000に達した。しかし、SWPCは先頭にゼロを付けた4桁の番号を使い続けた。[8] [9]
磁場
マウントウィルソンの磁気分類
マウントウィルソン磁気分類システムは、ヘイル磁気分類システムとしても知られ、活動領域の磁場を分類する方法です。1919年にマウントウィルソン天文台のジョージ・エラリー・ヘイルと同僚によって初めて導入されました。[10]当初はα、β、γの磁気分類のみが含まれていましたが、後にH.キュンツェルによって1965年にδ修飾子を含むように修正されました。[11] [9]
太陽黒点
活動領域に見られる強い磁束は、対流を阻害するほど強い場合が多い。太陽内部から光球へエネルギーを輸送する対流がなければ、表面温度は放出される黒体放射の強度とともに低下する。このような低温プラズマの領域は黒点として知られ、しばしば集団で現れる。[14]しかし、すべての活動領域に黒点があるわけではない。[8]
磁束の発生
活動領域は、太陽ダイナモによって生成された磁場が太陽内部から出現する磁束出現のプロセスを通じて形成される。[15] [16] [17] : 118
参照
参考文献
- ^ Zell, Holly (2015年4月20日). 「太陽の活動領域」NASA . 2021年7月18日閲覧。
- ^ Warren, Harry P.; Winebarger, Amy R.; Brooks, David H. (2012年11月10日). 「太陽活動領域における高温放射の系統的調査」. The Astrophysical Journal . 759 (2): 141. arXiv : 1204.3220 . Bibcode :2012ApJ...759..141W. doi :10.1088/0004-637X/759/2/141. S2CID 119117669.
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- ^ 萩野正興;櫻井隆 (2004 年 10 月 25 日)。 「太陽活動領域におけるヘリシティの緯度変動」。日本天文学会の出版物。56 (5): 831–843。土井：10.1093/pasj/56.5.831。
- ^ Zhang, Jie; Wang, Yuming; Liu, Yang (2010 年 11 月 10 日). 「自動検出システムから得られる太陽活動領域の統計特性と計算バイアス」. The Astrophysical Journal . 723 (2): 1006–1018. Bibcode :2010ApJ...723.1006Z. doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1006 . S2CID 122852367.
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