コロナ放射損失

天文学および天体物理学において、太陽コロナの放射損失とは、太陽の外部大気（伝統的に彩層、遷移層、コロナに分けられる）から放射されるエネルギー流束 、特にプラズマが光学的に薄い太陽コロナおよび遷移層からの放射の生成過程を意味する。対照的に、彩層では温度が光球温度の6000 Kから最低の4400 Kまで低下し、光学的厚さは約1であり、放射は熱的である。

コロナは光球から太陽半径よりはるかに遠くまで広がっており、衛星が撮影したX線画像では非常に複雑で不均一に見えます（ひので搭載のXRTが撮影した右の図を参照）。コロナの構造とダイナミクスは太陽の磁場によって支配されています。数百万度の高温の原因となる加熱メカニズムさえも太陽の磁場に関連しているという強力な証拠があります。

コロナから放射されるエネルギー流束は、活動領域、静穏太陽、コロナホールで変化する。実際には、エネルギーの一部は外側に放射されるが、ほぼ同じ量のエネルギー流束が急峻な遷移領域を通って彩層に向かって伝導される。活動領域でのエネルギー流束は約10 ⁷ erg cm ⁻² sec ⁻¹、静穏太陽ではおよそ8 10 ⁵  – 10 ⁶ erg cm ⁻² sec ⁻¹、コロナホールでは太陽風による損失を含めて 5 10 ⁵ - 8 10 ⁵ erg cm ⁻² sec ^{−1である。 [1]} 必要な電力は太陽から放射される全流束のわずかな部分であるが、密度が非常に低く、放射の過程が光球で発生するものと異なるため、このエネルギーはプラズマを数百万度の温度に維持するのに十分であり、次のセクションで詳しく説明する。

太陽コロナから発せられる電磁波は、主にX線で放射されます。この放射線は大気によってフィルタリングされるため、地球からは見えません。最初のロケットミッション以前は、コロナは日食の間に白色光でしか観測できませんでしたが、過去50年間で、太陽コロナは多くの衛星（パイオニア5、6、7、8、9、ヘリオス、スカイラブ、SMM、NIXT、ようこう、SOHO、TRACE、ひので）によってEUVとX線で撮影されています。

放射プラズマはほぼ完全に電離しており非常に軽く、密度は約 10 ⁻¹⁶ - 10 ⁻¹⁴ g/cm ³です。粒子は非常に孤立しているため、ほぼすべての光子が光球の上の物質と相互作用することなく太陽の表面から出ることができます。言い換えると、コロナは放射線を透過し、プラズマの放射は光学的に薄いのです。太陽の大気はX 線源の唯一の例ではありません。高温のプラズマは恒星のコロナから薄い銀河のハローまで、宇宙のあらゆる場所に存在しているからです。これらの恒星環境がX 線天文学の対象です。

光学的に薄いプラズマでは、粒子と光子の衝突は非常にまれであり、実際のところ、光子、電子、陽子、イオンの平均速度の平方根は同じではないため、物質は放射線と熱力学的に平衡状態ではありません。これらの粒子集団ごとに温度を定義する必要があります。その結果、放出スペクトルは黒体放射のスペクトル分布に適合せず、非常に希薄なプラズマで発生する衝突プロセスのみに依存します。

光球から発せられるフラウンホーファー線は吸収線であり、主にイオンから放出され、イオンは高エネルギーレベルへの遷移と同じ周波数の光子を吸収しますが、コロナ線は衝突プロセスによって優れた状態に励起された金属イオンによって生成される輝線です。多くのスペクトル線は、カルシウムや鉄など、外部電子のほとんどを失った高度にイオン化された原子によって放出されます。これらの輝線は特定の温度でのみ形成されるため、太陽スペクトルにおけるそれらの個別化は、放射プラズマの温度を決定するのに十分です。

これらのスペクトル線の一部は、地球上では禁制である可能性があります。実際、粒子間の衝突によりイオンが準安定状態に励起されることがあります。高密度ガス内では、これらのイオンはすぐに他の粒子と衝突し、中間レベルへの遷移が許可されて脱励起しますが、コロナ内では、より低い状態への禁制遷移と同じ周波数の光子に遭遇するまで、このイオンは準安定状態に留まる可能性が高くなります。この光子は、誘導放出によってイオンが同じ周波数で放出するように誘導します。準安定状態からの禁制遷移は、しばしば衛星線と呼ばれます。

コロナの分光法によって、放射プラズマの多くの物理的パラメータを決定できる。同じ元素の異なるイオンの線の強度を比較することで、温度と密度を良好な近似値で測定できる。異なるイオン化状態は、サハ方程式によって規定される。ドップラーシフトは、視線に沿った速度の良好な測定値を与えるが、垂直面内の測定値は与えない。線幅は、線形成温度での速度のマクスウェル・ボルツマン分布（熱線広がり）に依存するはずであるが、予測よりも大きくなることが多い。広がりは、粒子間の衝突が頻繁な場合の圧力広がりによる場合もあれば、乱流による場合もある。この場合、線幅を使用して太陽表面の巨視的速度も推定できるが、不確実性は大きい。磁場は、ゼーマン効果による線分裂のおかげで測定できる。

光学的に薄いプラズマにおける最も重要な放射過程 ^{[2] [3] [4]} は

• イオン化された金属の共鳴線における放射（結合-結合放射）
• 最も豊富なコロナイオンによる放射再結合（自由結合放射）
• 10 MK を超える非常に高い温度では、制動放射(自由放射) が発生します。

したがって、放射フラックスは次の 3 つの項の合計として表すことができます。

${\displaystyle L_{r}=n_{e}\sum n_{l}C_{lk}h\nu _{lk}+L_{rec}+L_{brems}}$

ここで、は単位体積あたりの電子数、はイオン数密度、はプランク定数、 はエネルギージャンプに対応する放射の周波数 、はイオン遷移に対する衝突脱励起係数、はプラズマ再結合の放射損失、および制動放射線の寄与です。 ${\displaystyle n_{e}}$${\displaystyle n_{k}}$${\displaystyle h}$${\displaystyle \nu}$${\displaystyle h\nu}$${\displaystyle C_{lk}}$${\displaystyle L_{rec}}$${\displaystyle L_{brems}}$

最初の項は、各スペクトル線における放出によるものである。近似的に、上位レベルの占有状態の数 と下位エネルギーレベルの状態の数は、衝突励起と自然放出の平衡によって与えられる。${\displaystyle n_{u}}$${\displaystyle n_{l}}$

${\displaystyle n_{l}n_{e}C_{lu}=n_{u}A_{ul}}$

ここで、 自然放出の遷移確率です。 ${\displaystyle A_{lu}}$

2 番目の項は、自由電子がイオンから捕獲されて中性原子に再結合するときに (二電子捕獲)、単位体積および時間あたりに放出されるエネルギーとして計算されます。 ${\displaystyle L_{rec}}$

3 番目の項は、クーロン力による陽子とイオンによる電子の散乱によるものです。加速された電荷はすべて、古典的な電気力学に従って放射線を放出します。この効果は、10 MK を超える最高温度でのみ、連続スペクトルに顕著な影響を及ぼします。 ${\displaystyle L_{brems}}$

準安定状態からの衛星線を含むすべての主要な放射過程を考慮すると、光学的に薄いプラズマの放射は次のようにより簡単に表現できる。

${\displaystyle L_{r}=n_{e}n_{H}P(T)~~{W~m^{-3}}}$

ここで、 は温度のみに依存します。すべての放射メカニズムは衝突プロセスを必要とし、基本的に密度の二乗 ( ) に依存します。視線に沿った密度の二乗の積分は放射測度と呼ばれ、 X 線天文学でよく使用されます。この関数は多くの著者によってモデル化されていますが、プラズマの想定される元素存在比、そしてもちろん原子パラメータとその推定値に大きく依存する違いがあります。 ${\displaystyle P(T)}$${\displaystyle n_{e}=n_{H}}$${\displaystyle P(T)}$

光学的に薄いプラズマからの放射フラックスを便利な解析形式で計算するために、ロスナーら(1978) ^{[5]はP(T) (erg cm 3} s ⁻¹ )の次の 式を提案した。

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-21.85}~~~~~~~~~~~(10^{4.3}<T<10^{4.6}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-31}~T^{2}~~~~~~~~~(10^{4.6}<T<10^{4.9}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-21.2}~~~~~~~~~~~~~(10^{4.9}}}T<10^{5.4}}}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-10.4}~T^{-2}~~~~~~(10^{5.4}‹T<10^{5.75}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-21.94}~~~~~~~~~~~(10^{5.75}}}T<10^{6.3}K)}$

${\displaystyle P(T)\approx 10^{-17.73}~T^{-2/3}~~~(10^{6.3}<T<10^{7}K)}$

• Güdel M (2004). 「恒星コロナのX線天文学」(PDF) . Astron Astrophys Rev . 12 (2–3): 71–237. arXiv : astro-ph/0406661 . Bibcode :2004A&ARv..12...71G. doi :10.1007/s00159-004-0023-2. S2CID 119509015. 2011-08-11に オリジナル(PDF)からアーカイブ。
• タッカー WH (1977)。 『天体物理学における放射過程』MIT出版。ISBN 978-0262700108。