太陽のプロミネンス

太陽物理学において、プロミネンスはフィラメントとも呼ばれ、^[a]太陽の表面から外側に伸びる大きなプラズマと磁場の構造で、多くの場合ループ状になっています。プロミネンスは、はるかに明るい光球内の太陽表面に固定されており、太陽コロナに向かって外側に伸びています。コロナは非常に高温のプラズマで構成されていますが、プロミネンスは彩層と組成が似ている、はるかに低温のプラズマを含んでいます。

プロミネンスは、約 1 日のタイムスケールで形成され、数週間または数か月間コロナ内に留まり、宇宙空間に数十万キロメートルにわたってループ状に広がります。一部のプロミネンスは、コロナ質量放出を引き起こす可能性があります。プロミネンス生成の正確なメカニズムは、現在も科学研究の対象となっています。

典型的なプロミネンスは数千キロメートルにわたって広がり、記録上最大のものは長さが80万キロメートル（50万マイル）以上と推定され、^[2]おおよそ太陽の半径に匹敵します。

太陽のプロミネンスに関する最初の詳細な記述は、14世紀のローレンツィア写本で、1185年5月1日の日食について記述されている。プロミネンスは「燃えさしの炎のような舌」と表現されている。^{[3] [4] [5]}

プロミネンスは、1860年7月18日の日食の際にアンジェロ・セッキによって初めて撮影されました。これらの写真から、高度、放射率、その他多くの重要なパラメータが初めて導き出されました。^[6]

1868年8月18日の日食の際、分光器は初めてプロミネンスからの輝線の存在を検出することができた。水素の輝線を検出したことで、プロミネンスが気体であることが確認された。ピエール・ヤンセンも、当時は未知であった現在ヘリウムとして知られている元素に対応する輝線を検出することができた。翌日、ヤンセンは遮るものがなくなった太陽からの輝線を記録することで測定結果を確認したが、これはそれまでに行われたことのない作業であった。彼の新しい技術を使用して、天文学者はプロミネンスを毎日研究することができた。^[7]

歴史的には、太陽スピキュール、コロナループ、一部のコロナ質量放出など、太陽の表面より上に伸びて見えるあらゆる特徴は、太陽プロミネンスと考えられていました。今日では、これらの現象の多様性に対する理解が深まったため、これらのほとんどは別々に分類されており、プロミネンスという言葉は主に、より大きくて冷たい特徴を指すために使用されます。^[8]

現在、プロミネンスの分類にはさまざまな方法があります。最も広く使用されている基本的な方法の 1 つは、プロミネンスが形成された磁気環境に基づいてプロミネンスを分類する方法です。次の 3 つのクラスがあります。

• 活動領域プロミネンス、または活動領域フィラメントは、活動領域の中心にある比較的強い磁場内で形成される。活動領域プロミネンスの寿命は数時間から数日で、他のクラスに属するプロミネンスよりも頻繁に噴出する。^[9]活動領域内にあるため、活動領域プロミネンスは通常、太陽の緯度が低い場所に見られる。^{[10] [11]}
• 中間隆起、または中間フィラメントは、弱い単極性プラージュ領域と活性領域の間に形成されます。
• 静止プロミネンス、または静止フィラメントは、活動領域から遠く離れた弱い背景磁場の中に形成されます。^[12]活動領域のプロミネンスとは異なり、静止プロミネンスは比較的安定しており、寿命は数週間から数ヶ月に及ぶため、静止プロミネンスと呼ばれています。^{[9]静止プロミネンスは通常、}極冠と呼ばれる高緯度に位置します。^{[10] [11]}さらに、静止プロミネンスは一般に、活動領域のプロミネンスよりもはるかに高い高度に達します。

活動領域プロミネンスと静止プロミネンスは、放射スペクトルによっても区別できます。活動領域プロミネンスのスペクトルは、He II線が強く、イオン化金属線が非常に弱い上部彩層のスペクトルと同じです。一方、静止プロミネンスのスペクトルは、H、He I、イオン化金属線が強く、He II線が弱い彩層で1,500 km（930 mi）で測定されたスペクトルと同じです。^[13]

プロミネンスはフィラメント チャネルと呼ばれる磁気構造で形成され、周囲のコロナから熱的に遮蔽され、重力に逆らって支えられています。これらのチャネルは、極性反転線(PIL) と呼ばれる反対の光球磁気極性の領域間の境界の上にある彩層と下部コロナに見られます。^[b]フィラメント チャネルの存在はプロミネンスの形成に必要な条件ですが、フィラメント チャネルはプロミネンスを含まなくても存在できます。チャネルの寿命中に、1 つのフィラメント チャネル内から複数のプロミネンスが形成され、噴出することがあります。フィラメント チャネルを構成する磁場は主に水平で、PIL の両側で同じ方向を向いています (§ カイラリティを参照)。^{[14] [15] [16]}

プロミネンス物質はフィラメントチャネルの全幅を占めるわけではなく、コロナよりも密度の低いトンネル状の領域（コロナ空洞と呼ばれる）がプロミネンスとその上にある磁気アーケードの間の空間を占めている。^[7]

典型的なプロミネンスは、スパインと呼ばれるフィラメント チャネルに沿った狭い構造を持っています。スパインはプロミネンスの上部本体を定義し、通常は両端で光球に向かって広がる垂直シートの形をしています。多くのプロミネンスには、同様にスパインから彩層と光球に向かって広がる、バーブと呼ばれる小さな構造もあります。スパインとバーブはどちらも、彩層フィブリルに似た磁場をトレースする細い糸で構成されています。^[15]

プロミネンスの棘と棘を構成する冷たい物質、つまりプロミネンスコアは、急激な温度勾配があるプロミネンスコロナ遷移領域（PCTR ）に囲まれています。PCTRはプロミネンスの光学放射の大部分を担っています。 ^[7]

活動領域フィラメントのHアルファ画像。スパイン、2つのバーブ、およびPILに平行に配向した彩層フィブリルを示している^[14]

フィラメントチャネルの上には、コロナ内に50,000〜70,000 km（31,000〜43,000マイル）まで広がる磁気アーケードがあります。これらのアーケードの上では、閉じたコロナ磁場が放射状に外側に広がり、ヘルメットストリーマーと呼ばれるものを形成します。^[17]これらのストリーマーは、太陽表面から太陽半径以上まで達することがあります。^[7]

フィラメント チャネルとその隆起 (存在する場合) は、キラリティーを示します。フィラメント チャネルを正の磁気極性側から観察すると、水平磁場が右向きであればチャネルは右向き、左向きであれば左向きと言われます。右向きチャネルは太陽の北半球でより頻繁に発見され、左向きチャネルは南半球でより頻繁に発見されています。

水平方向に向いた磁場により、フィラメント チャネルに沿った彩層フィブリルは PIL とほぼ平行になり、PIL の反対側では互いに反平行になります。これらのフィブリルが向いている方向は、チャネルのキラリティーによって異なります。正の磁気極性を持つ PIL 側では、右横方向のチャネルには右に流れるフィブリルと右向きのバーブがあり、左横方向のチャネルには左に流れるフィブリルと左向きのバーブがあります。さらに、右横方向のチャネルの上にある磁気アーケードは左に偏っており、左横方向のチャネルの上にある磁気アーケードは右に偏っています。^[7]

太陽のプロミネンスの形成につながる正確なメカニズムは現在のところわかっていません。モデルは、フィラメントチャネルの形成とその半球依存のカイラリティ、およびプロミネンスコアを構成する高密度プラズマの起源を説明できなければなりません。^[7]

いくつかのプロミネンスは、プロミネンス噴出と呼ばれる現象で太陽から噴出する。これらの噴出の速度は、600 km/sから1000 km/s以上に及ぶことがある。^{[1]プロミネンス噴出の少なくとも70%は、}コロナ質量放出と呼ばれる太陽風へのコロナ物質の噴出と関連している。^[18]

• アクティブ領域
• ハイダーフレア
• 太陽フレア

• Galsgaard, K.; Longbottom, AW (1999). 「フラックス収束による太陽プロミネンスの形成」.天体物理学ジャーナル. 510 (1): 444–459. Bibcode :1999ApJ...510..444G. doi : 10.1086/306559 .
• ゴルブ、L.; パサチョフJM (1997)。太陽コロナ。ケンブリッジ大学出版局。ISBN 0-521-48535-5。
• Low, BC; Fong, B.; Fan, Y. (2003). 「太陽静止プロミネンスの質量」.天体物理学ジャーナル. 594 (2): 1060. Bibcode :2003ApJ...594.1060L. doi : 10.1086/377042 .
• タンベルグ・ハンセン、アイナール(1995)。太陽プロミネンスの性質。ドルドレヒト: クルーワー・アカド。ISBN 978-0792333746。

• ウィキメディア・コモンズのプロミネンスに関連するメディア