ナノフレア

ナノフレアは、太陽の外部大気であるコロナで発生する、非常に小さな断続的な加熱現象です。

コロナ加熱の可能性のある説明として、小さな衝撃的な加熱イベントの仮説は、トーマス・ゴールド^[2]によって最初に提案され 、その後ユージン・パーカーによって発展され、「ナノフレア」と名付けられました。^{[3] [4]}

パーカーによれば、ナノフレアは、太陽の磁場に蓄えられたエネルギーをプラズマの運動に変換する磁気再結合の出来事から生じる。プラズマの運動（流体運動と考えられる）は、長さのスケールが非常に小さいため、すぐに乱流によって、次に粘性によって減衰される。このようにして、エネルギーは急速に熱に変換され、ナノフレアがオンになる場所に近い磁力線に沿って自由電子によって伝導される。太陽の1平方秒角の領域にわたって非常に高いX線放射領域を加熱するには、10 ^{17 Jのナノフレアが20秒ごとに発生し、10 5} x 10 ⁵ km ²の大きな活動領域で毎秒1000個のナノフレアが発生する必要がある。この理論に基づくと、大きなフレアからの放射は、個別には観測できない一連のナノフレアによって引き起こされる可能性がある。

ナノフレアモデルは長い間、観測証拠の欠如に悩まされてきた。シミュレーションでは、ナノフレアは放射測定の微弱で高温（約10 MK）成分を生成すると予測されている。^[5]ひので搭載の極端紫外線イメージング分光計などの現在の機器は、この微弱な放射が発生する範囲に十分な感度がなく、確実な検出が不可能である。^[6] EUNIS探査ロケットからの最近の証拠は、活動領域コアで9 MK近くの温度でフレアが発生していないプラズマのスペクトル証拠を提供している。^[7]

望遠鏡による観測では、理論的には光球内のプラズマのガスに「凍結」されている太陽の磁場が、コロナ内でほぼ半円形の構造に拡大していることが示唆されています。EUV および X 線画像で確認できるこれらのコロナ ループ(左の図を参照) は、100 万度から数百万度の温度特性を持つ放射を伴う非常に高温のプラズマを閉じ込めることがよくあります。

多くの磁束管は、軟X線画像で見られるように比較的安定しており、一定の速度で放射しています。しかし、ちらつき、増光、小規模な爆発、輝点、フレア、大規模な噴火が、特に活動領域で非常に頻繁に観測されています。これらの太陽活動の巨視的な兆候は、天体物理学者によって、応力を受けた磁場の緩和イベントに関連する現象であると考えられています。この緩和イベントでは、蓄積されたエネルギーの一部が最終的に粒子の運動エネルギー（加熱）として放出されます。これは、電流の散逸、ジュール効果、またはいくつかの非熱的プラズマ効果のいずれかを介して行われます。

理論研究では、これらの爆発を説明するために磁気再結合の概念がよく用いられます。しかし、現代の考え方では、このようなプロセスの単一の大規模なエピソードではなく、多数の小規模な再結合が連鎖的に起こるという説明の方が適切かもしれません。ナノフレアの理論では、コロナのどこであれ、小さな長さスケールでほぼ同時に発生するこれらの磁気再結合イベントは非常に多く、それぞれがマクロ的なイベントに必要な総エネルギーのごくわずかな部分しか提供しないと想定しています。これらのナノフレア自体は、時間的にも空間的にも互いに近接した非常に小さなフレアに似ており、コロナを効果的に加熱し、太陽の磁気活動の多くの現象の根底にある可能性があります。

活動領域で頻繁に観測される断続的な加熱、特にフレアやコロナ質量放出などの大現象は、大災害の数学的理論で説明されるものと同様のカスケード効果によって引き起こされる可能性がある。太陽コロナが自己組織化臨界状態にあるという仮説では、磁場のストレスが増大し、小さな摂動が多数の小さな不安定性を引き起こし、雪崩のように同時に発生するはずである。

ナノフレア理論を支持するためによく引用される実験結果の 1 つは、硬 X 線で観測されるフレアの数の分布がエネルギーの関数であり、負のスペクトル指数を持つべき乗則に従うという事実です。十分に大きなべき乗則指数であれば、最小のイベントが全エネルギーを支配することができます。通常のフレアのエネルギー範囲では、指数の値はおよそ -1.8 です^{[8] [9] [10]} 。^{[11]これは、ナノフレア仮説によって}太陽コロナ の加熱を維持するために必要なべき乗則指数を下回っています。^[12]コロナで観測される温度を維持するには、-2 よりも大きなべき乗則指数が必要です。

コロナ加熱の問題は未だ解決されていないが、研究は進行中であり、太陽コロナでナノフレアの他の証拠が見つかっている。太陽磁場に蓄えられたエネルギーの量は、プラズマをこの温度に維持し、コロナの放射損失を相殺するために必要なコロナ加熱を説明することができる。^[13]

コロナにおけるエネルギー損失のメカニズムは放射だけではありません。プラズマは高度に電離しており、磁場は整然としているため、熱伝導は競合的なプロセスです。熱伝導によるエネルギー損失は、コロナの放射損失と同程度です。コロナで放出されたエネルギーのうち外部に放射されなかったものは、アークに沿って彩層に向かって伝導されます。温度が約 10 ⁴ -10 ^{5 K の}遷移領域では、放射損失が大きすぎて、いかなる形態の機械的加熱でもバランスをとることができません。^[14] この温度範囲で観測される非常に高い温度勾配により、照射された電力を供給するために伝導フラックスが増加します。言い換えれば、遷移領域が非常に急峻である（100 km 程度の距離で温度が 10kK から 1MK に上昇する）のは、イオン化された原子（酸素、炭素、鉄など）から形成される多数の輝線に示されているように、上部のより高温の大気からの熱伝導が、高い放射損失とバランスを取らなければならないためです。

太陽対流は必要な熱を供給できますが、その方法はまだ詳しくわかっていません。実際、このエネルギーが彩層（吸収または反射される可能性がある場所）からどのように伝達され、太陽風に拡散するのではなくコロナに消散するかはまだ不明です。さらに、それは正確にどこで発生するのでしょうか？低コロナ、または主に高コロナで、磁力線が宇宙太陽圏に開き、太陽風を太陽系に押し上げます。

磁場の重要性はすべての科学者によって認識されており、照射されたフラックスが高い（特にX線）活動領域と強力な磁場の領域との間には厳密な対応関係がある。^[15]

コロナ加熱の問題は、コロナの特徴によって必要なエネルギー量が大きく異なるという事実によって複雑になっています。フレアやコロナ質量放出などの非常に動的でエネルギーの大きい現象が、太陽の非常に広い領域を覆う安定した構造と同じエネルギー源を共有しているとは信じがたいことです。ナノフレアがコロナ全体を加熱するのであれば、安定した加熱のように見えるほど均一に分布しているはずです。フレア自体は、そして詳細に研究すると同じ物理的性質を持つと思われるマイクロフレアは、空間的にも時間的にも非常に断続的であるため、連続加熱の要件とは関係ありません。一方、太陽フレアなどの非常に急速でエネルギーの大きい現象を説明するには、磁場をメートル単位の距離で構造化する必要があります。

光球の対流運動によって生成されたアルヴェン波は、コロナを維持するのに必要なエネルギー流に匹敵するエネルギー流を運びながら、彩層と遷移層を通過することができる。いずれにせよ、高彩層と下層遷移層で観測される波列周期は、3～5分程度である。これらの時間は、アルヴェン波が典型的なコロナループを横切るのにかかる時間よりも長い。これは、ほとんどの散逸メカニズムが、太陽コロナから離れた距離でのみ十分なエネルギーを提供できる可能性があることを意味する。より可能性が高いのは、アルヴェン波がコロナホールでの太陽風の加速の原因であるということだろう。

パーカーが最初に開発したマイクロナノフレアの理論は、コロナの加熱を、磁場がより低エネルギーの構成に向かう自発的な緩和によって生成される電流の散逸として説明する理論の 1 つです。磁気エネルギーは、このようにしてジュール熱に変換されます。コロナの磁束管の磁力線の編み込みにより、磁気再結合イベントが誘発され、その結果、小さな長さスケールでの磁場が変化しますが、大きな長さスケールでの磁力線は同時に変化しません。このようにして、コロナ ループが安定していると同時に非常に高温である 理由を説明できます。

電流によるオーム散逸は、コロナ活動を説明する有効な代替案となり得る。長年、磁気再結合は太陽フレアの主なエネルギー源として引き合いに出された。しかし、この加熱メカニズムは大きな電流シートではあまり効率的ではなく、一方、ナノフレアがはるかに小さなスケール長で発生する乱流領域では、非線形効果が無視できないほど多くのエネルギーが放出される。^[16]

2020年にネイチャー誌に掲載された研究^[17]では、ナノフレアの完全なライフサイクルの初めての観測が報告されました。研究者らは、これまで解明されていなかった低高度の太陽コロナループ内での磁気再結合による選択的イオン加熱のプロセスを記録しました。これらのループは、数十秒以内に数千度から数百万度まで急速に加熱され、その後徐々に冷却されることが観測され、^[18]コロナを数百万度まで加熱するのに十分なエネルギーを供給しました。

• NASA ニュース、太陽の大気の異常な熱の原因は小さなフレア。