コロナホール

コロナホールは、周囲に比べて紫外線やX線の放射量が少ない太陽コロナの領域です。比較的低温で希薄なプラズマで構成され、惑星間空間に開いた磁場が浸透しています。^[1]コロナの通常の閉じた磁場は、反対の磁気極性の領域の間にアーチ状に広がりますが、コロナホールの開いた磁場では、太陽風がはるかに速い速度で宇宙に逃げることができます。その結果、コロナホールの場所のプラズマの温度と密度が低下し、惑星間空間で測定される平均太陽風の速度が増加します。^[2]

コロナホールから発生する高速太陽風の流れは、低速太陽風の流れと相互作用して、共回転相互作用領域を形成することがあります。これらの領域は地球の磁気圏と相互作用して、軽度から中程度の強度の磁気嵐を引き起こすことがあります。太陽活動極小期には、CIR が磁気嵐の主な原因となります。

コロナホールは皆既日食の際に初めて観測されました。太陽の縁の上の、はるかに明るいヘルメット状の帯に囲まれた暗い領域として現れました。 ^[3]

1960年代、観測ロケットで撮影されたX線画像やシドニー・クリス・クロス電波望遠鏡による電波波長の観測でコロナホールが出現した。当時はそれが何なのかは不明だった。その本当の性質が明らかになったのは1970年代で、スカイラブ計画のX線 望遠鏡が地球の大気圏上空に飛ばされ、コロナの構造が明らかになった。^{[2] [4]}

コロナホールの大きさと数は太陽活動周期に対応しています。太陽が極大期に向かうにつれて、コロナホールは太陽の極にどんどん近づいていきます。^[4]太陽活動極大期には、太陽の磁場が逆転するまでコロナホールの数は減少します。その後、新しい極の近くに新しいコロナホールが出現します。その後、コロナホールは大きさと数が増加し、太陽が再び極小期に向かうにつれて極からさらに離れていきます。^[5]

太陽風は主に、低速太陽風と高速太陽風と呼ばれる2つの交互の状態で存在します。後者はコロナホールで発生し、低速太陽風の速度250～450 km/sに対して、450～800 km/sの半径方向の流速を持ちます。^{[6] [7]}高速太陽風と低速太陽風の相互作用により、太陽風相互作用領域が生成されます。この領域は、太陽の自転後に存在する場合、共回転相互作用領域（CIR）と呼ばれます。^{[8] [9]}

CIR は地球の磁気圏と相互作用し、中程度から中程度の強度の磁気嵐を引き起こす可能性があります。中程度の強度の磁気嵐の大部分は CIR に起因します。通常、CIR に起因する磁気嵐は徐々に始まり (数時間かけて)、通常は突然始まるコロナ質量放出(CME) によって引き起こされる嵐ほど深刻ではありません。コロナホールとそれに伴う CIR は太陽の数回の自転 (つまり数か月) にわたって続くことがあるため、^{[8] [9]}この種の擾乱の再発を予測することは、CME 関連の擾乱の場合よりもかなり前から可能であることがよくあります。^{[2] [10] [3]}

• コロナ質量放出 § コロナの特徴- コロナの減光（一時的なコロナホールとも呼ばれる）を含む
• 太陽黒点– 太陽の光球上の暗い点
• 太陽嵐のリスト

1. ゴンボシ、タマス（1998年）。宇宙環境の物理学。ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 0-521-59264-X。
2. Jiang, Y., Chen, H., Shen, Y., Yang, L., & Li, K. (2007年1月). 静穏太陽におけるコロナシグモイドの噴出に伴うHα減光. Solar Physics , 240 (1), 77–87.

• ウィキメディア・コモンズのコロナホール関連メディア