太陽コロナ

コロナでは、プラズマや塵粒子によって電磁放射が放出、散乱、吸収されます。コロナは密度が低いため、ほとんどの波長に対して透明であり、コロナ、彩層、光球で放出される放射の大部分は散乱や吸収されずに通過します。しかし、光球からの光のごく一部が散乱されることで、可視光域におけるコロナからの全放射の大部分が占めます。コロナで散乱された光は、散乱機構に基づいて通常2つの成分に分けられます。^{[ 6 ] : 366–367 [ 12 ] : 4 [ 13 ] : 68–69 [ 14 ] : 18}

皆既日食の際に太陽の近くで見える光は、主にKコロナから発せられる。

惑星間塵によって散乱された太陽光の黄道光は、太陽近傍のFコロナと融合する。

• Kコロナ（K はドイツ語で「連続的な」を意味するkontinuierlichの略）は、コロナ内の自由電子による光球からのトムソン散乱によって生じる。散乱された光球吸収線はドップラー効果によって大きく広がり、吸収線が完全に隠されてしまうため、吸収線のない連続スペクトルのように見える。
• Fコロナ（Fはフラウンホーファー の略）は、光球から約1太陽半径以上離れた位置にある塵粒子による光球光散乱によって生じる。これらの塵粒子は電子よりもはるかに遅いため、ドップラー広がりは無視できる。その結果、光球スペクトルで観測されるフラウンホーファー吸収線は、Fコロナスペクトルでも観測される。Fコロナは太陽から非常に大きな離角まで広がり、黄道光と合流する。^{[ 15 ]}

コロナ放射のこの白色光成分は、光球に比べて極めて微弱である。可視光縁直上の光球とコロナの最大輝度比は10⁻⁶程度であり^、光縁から太陽直径以内では10⁻⁹まで減少する。さらに、^空の明るさはコロナの明るさよりも3～5桁以上大きい場合があり、皆既日食がない限り肉眼でコロナを観測することはできない。^{[ 12 ]： 4}

コロナからの可視光全体のごく一部は、高温で希薄なコロナプラズマ中のイオンから放出されるスペクトル線に由来する。電磁スペクトル全体から放出されるコロナスペクトル線は、まとめてEコロナ（Eは放出を意味する）を形成する。可視光領域では、連続的なKコロナとFコロナからの積分光はEコロナからの光をはるかに上回るが、孤立した輝線は連続的な背景光に比べて強く、狭帯域フィルターで観測できる。^{[ 12 ]： 6-7} Eコロナの輝線の多くは、準安定エネルギー準位からの禁制遷移によって生成される。^{[ 6 ]： 368 [ 16 ]： 55}

コロナは電波、赤外線、極端紫外線、X線領域の放射線も放出する。^{[ 6 ]： 369 [ 16 ]}

コロナループは、太陽の磁気コロナの基本構造です。これらのループは、コロナホールや太陽風に見られる開いた磁束の閉じた磁束の仲間です。磁束のループは太陽体から湧き上がり、高温の太陽プラズマで満たされます。^{[ 21 ]}

これらの構造に供給される太陽プラズマは、光球から遷移領域を経てコロナに至るまで、6,000 K未満から10⁶ Kをはるかに超える温度まで加熱されます。多くの^場合、 太陽プラズマはこれらのループをある点から満たし、フットポイントと呼ばれる別の点に排出します（圧力差によるサイフォン流^{[ 22 ]}、または他の要因による非対称流）。

コンパクトフレアの初期段階で必ず起こるように、プラズマがループの足元からループの頂上に向かって上昇する場合、それは彩層蒸発と呼ばれます。プラズマが急速に冷却されて光球に向かって落下する場合、それは彩層凝縮と呼ばれます。また、ループの足元両方から対称的な流れが生じ、ループ構造内に質量が蓄積される場合もあります。この領域ではプラズマが急速に冷却され（熱不安定性のため）、その暗いフィラメントが太陽円盤や太陽縁のプロミネンスに対して明瞭に見えることがあります。

コロナループの寿命は、数秒（フレア現象の場合）、数分、数時間、数日のオーダーになることがあります。ループのエネルギー源とシンクのバランスが取れている場合、コロナループは長期間持続し、定常状態または静穏コロナループとして知られています（例）。

コロナループは、現在のコロナ加熱問題の理解において非常に重要です。コロナループはプラズマの放射源として非常に高いため、TRACEなどの観測機器で容易に観測できます。これらの構造は遠隔観測されているため、コロナ加熱問題の説明には多くの曖昧さ（例えば、視線伝播に沿った放射寄与）が残っています。決定的な答えを出すにはその場での測定が必要ですが、コロナ内のプラズマ温度が高いため、現状ではその場での測定は不可能です。NASAのパーカー・ソーラー・プローブは太陽に非常に接近するため、より直接的な観測が可能になります。

活動領域とは、光球内の反対の磁極を持つ点を結んだループ構造の集合体であり、いわゆるコロナループと呼ばれる。これらは一般的に太陽赤道に平行な2つの活動領域に分布している。平均温度は200万～400万ケルビンで、密度は1立方センチメートルあたり10⁹ ^～ 10¹⁰^個の粒子である。

活動領域には、太陽表面のさまざまな高さで発生する磁場に直接関連するすべての現象が含まれます。^{[ 20 ]}光球には黒点と白斑があり、彩層にはスピキュール、Hαフィラメント、プラージュがあり、彩層と遷移領域にはプロミネンスがあり、コロナと彩層にはフレアとコロナ質量放出（CME）があります。フレアが非常に激しい場合、光球を擾乱し、モートン波を生成することもあります。一方、静穏なプロミネンスは、太陽円盤上で暗い「蛇のような」Hαリボン（フィラメントのように見える）として観測される、大きくて低温で密度の高い構造です。その温度は約5,000 ～ 8,000 Kであるため、通常は彩層の特徴と考えられています。

2013年、高解像度コロナ撮像装置からの画像により、これらの活動領域の外層内にこれまで見たことのないプラズマの「磁気編み込み」が明らかになった。^{[ 23 ]}

ヘルメットストリーマーは、太陽黒点や活動領域の上に通常存在する、長く尖ったピークを持つ大きな帽子状のコロナ構造です。コロナストリーマーは、低速太陽風の発生源と考えられています。^{[ 24 ]}

輝点は太陽面上に見られる小さな活動領域である。X線輝点は1969年4月8日、ロケット飛行中に初めて検出された。^{[ 25 ]}

太陽表面のうち明るい点が占める割合は、太陽活動周期によって変化する。これらは磁場の小さな双極領域と関連している。平均温度は1.1  MKから3.4  MKの範囲である。温度の変化は、X線放射の変化と相関していることが多い。^{[ 26 ]}

コロナホールは、放射線をあまり放出しないため、X線では暗く見える単極性領域です。^{[ 27 ]}これらは、磁場が単極性で惑星間空間に向かって開いている太陽の広い領域です。高速の太陽風は主にこれらの領域から発生します。

コロナホールの紫外線画像では、太陽風に浮かんでいる細長い泡のような小さな構造がよく見られます。これらはコロナプルームです。より正確には、太陽の北極と南極から外側に向かって伸びる細長いストリーマーです。^{[ 28 ]}

活動領域やコロナホールに含まれない太陽領域は、一般的に静穏太陽と呼ばれている。

赤道域は極域よりも回転速度が速い。太陽の差動回転の結果、活動領域は常に赤道に平行な2つの帯状に現れ、太陽活動周期の極大期にはその範囲が拡大し、極小期にはほぼ消滅する。したがって、静穏な太陽は常に赤道域と一致し、太陽活動周期の極大期にはその表面の活動は低下する。太陽活動周期の極小期（バタフライサイクルとも呼ばれる）に近づくと、静穏な太陽の範囲は拡大し、半球と極にあるコロナホールの明るい点を除いて、太陽円盤表面全体を覆うようになる。

アルヴェーン面は、コロナと太陽風を隔てる境界であり、コロナプラズマのアルヴェーン速度と大規模な太陽風速度が等しい点で定義される。^{[ 29 ] [ 30 ]}

研究者たちは、太陽のアルヴェーン臨界面が正確にどこにあるのか確信が持てなかった。コロナの遠隔画像に基づくと、太陽表面から10～20太陽半径のどこかにあると推定されていた。2021年4月28日、NASAのパーカー・ソーラー・プローブは、太陽への8回目のフライバイ中に、 18.8太陽半径でアルヴェーン面を貫通したことを示す特定の磁場と粒子条件に遭遇した。^{[ 31 ]}

太陽フレアは活動領域で発生し、コロナの小さな領域から放出される放射束が急激に増加するのが特徴です。フレアは非常に複雑な現象で、さまざまな波長で観測されます。太陽大気の複数の領域が関与し、熱的および非熱的な多くの物理的効果、そして時には磁力線の広範囲にわたる再結合と物質の放出を伴います。

フレアは突発的な現象で、平均持続時間は15分程度ですが、最も激しいものは数時間続くこともあります。フレアが発生すると、大気中の密度と温度が急激に上昇します。

白色光での放射はめったに観測されない。通常、フレアは極端紫外線波長からX線領域にかけてのみ観測され、これは彩層やコロナからの放射に典型的なものである。

コロナでは、フレアの形態は紫外線、軟X線、硬X線、Hα波長での観測によって記述され、非常に複雑です。しかし、2種類の基本的な構造を区別することができます。 ^{[ 32 ]}

• コンパクトフレアとは、現象が発生している2つのアーチがそれぞれその形態を維持する場合で、構造的な大きな変化はなく、放射の増加のみが観測されます。放出されるエネルギーは^10²² ～10²³ ^J程度です。
• 長時間続くフレアは、プロミネンスの噴火、白色光の過渡現象、および2リボンフレアに関連しています。^{[ 33 ]}この場合、磁気ループはイベント中にその構成を変えます。これらのフレア中に放出されるエネルギーは非常に大きく、10 ²⁵ Jに達することがあります。

時間的な変化に関しては、一般的に3つの異なる段階が区別され、それぞれの期間は比較できない。これらの期間の期間は、現象を観測するために使用される波長の範囲によって異なる。

• 初期の衝動的な段階では、その持続時間は数分程度で、マイクロ波、極端紫外線波長、硬X線周波数においても強いエネルギー放出がしばしば観測される。
• 最大位相
• 数時間続くこともある減衰期。

フレアに先行する段階が観測される場合もあり、これは通常「プレフレア」段階と呼ばれます。

大規模な太陽フレアやプロミネンスには、コロナ質量放出（CME）が伴うことが多い。これらは、太陽から最大 3000  km/s の速度で外向きに放出されるコロナ物質と磁場の巨大な放出であり、^{[ 34 ]}それに付随する太陽フレアやプロミネンスの約 10 倍のエネルギーを含んでいる。より大きな CME の中には、数億トンの物質を時速 600,000～2,000,000 マイル (時速 970,000～3,220,000 km)で惑星間空間に放出するものもある。^{[ 35 ]} 

コロナにおいては、熱伝導は外部の高温大気から内部の低温層へと起こる。熱の拡散過程を担うのは電子であり、電子はイオンよりもはるかに軽く、より速く移動する。

磁場が存在する場合、プラズマの熱伝導率は磁力線に平行な方向の方が垂直方向よりも高くなります。 ^{[ 36 ]} 磁力線に垂直な方向に移動する荷電粒子は、速度と磁場によって定義される平面に垂直なローレンツ力を受けます。この力は粒子の軌道を曲げます。一般に、粒子は磁力線に沿った速度成分も持っているため、ローレンツ力は粒子を曲げ、サイクロトロン周波数で磁力線の周りの螺旋に沿って移動するように制約します。

粒子間の衝突が非常に頻繁に起こると、粒子はあらゆる方向に散乱されます。これは、プラズマが磁場を運動に伴って移動する光球で起こります。一方、コロナでは、電子の平均自由行程は数キロメートル、あるいはそれ以上にも及ぶため、各電子は衝突後に散乱されるずっと前にらせん運動を行うことができます。したがって、熱伝達は磁力線に沿って促進され、それに垂直な方向では抑制されます。

磁場に垂直な方向におけるコロナの熱伝導率は^{[ 36 ]である。}$${\displaystyle k=20\left({\frac {2}{\pi }}\right)^{3/2}{\frac {\left(k_{\text{B}}T\right)^{5/2}k_{\text{B}}}{m_{e}^{1/2}e^{4}\ln \Lambda }}\approx {\frac {T^{5/2}}{\ln \Lambda }}\times 1.8\times 10^{-10}~\mathrm {Wm^{-1}K^{-1}} }$$ どこ${\displaystyle k_{\text{B}}}$はボルツマン定数です。${\displaystyle T}$ケルビンでの温度は、${\displaystyle m_{e}}$は電子の質量です。${\displaystyle e}$は電子の電荷であり、 $${\displaystyle \ln \Lambda =\ln \left(12\pi n\lambda _{D}^{3}\right)}$$ はクーロン対数であり、 $${\displaystyle \lambda _{D}={\sqrt {\frac {k_{\text{B}}T}{4\pi ne^{2}}}}}$$は粒子密度を持つプラズマの デバイ長 である。${\displaystyle n}$クーロン対数${\displaystyle \ln \Lambda }$コロナでは平均温度が 1 MK、密度が 10 ¹⁵粒子/m ^{3で約 20 であり、彩層では温度が約 10 kK、粒子密度が 10 18}粒子/m ³のオーダーで約 10 であり、実際には一定とみなすことができます。

したがって、${\displaystyle q}$体積単位あたりの熱量（J m⁻³で表される）は^、フーリエ熱伝達方程式によって計算され、方向のみに沿って計算される。${\displaystyle x}$磁力線の $${\displaystyle {\frac {\partial q}{\partial t}}=0.9\times 10^{-11}~{\frac {\partial ^{2}T^{7/2}}{\partial x^{2}}}.}$$

数値計算によると、コロナの熱伝導率は銅の熱伝導率に匹敵することが示されている。

コロナ地震学は、磁気流体力学（MHD）波を用いて太陽コロナのプラズマを研究する手法です。MHDは電気伝導性流体のダイナミクスを研究する学問であり、この場合、流体はコロナプラズマです。理論的には、コロナ地震学は地球地震学、太陽地震学、実験室プラズマ装置のMHD分光法と類似しています。これらの手法すべてにおいて、様々な種類の波を用いて媒質を調査します。コロナ地震学がコロナ磁場、密度スケールハイト、微細構造、加熱の推定に有効であることは、様々な研究グループによって実証されています。

1949年にエヴリー・シャッツマンによって提唱された波動加熱理論は、波が太陽内部から太陽彩層とコロナにエネルギーを運ぶと提唱している。太陽は通常のガスではなくプラズマでできているため、空気中の音波に類似したいくつかの種類の波を支えている。最も重要な種類の波は、磁気音波とアルヴェーン波である。^{[ 44 ]}磁気音波は磁場の存在によって変化した音波であり、アルヴェーン波はプラズマ中の物質との相互作用によって変化した超低周波電波に似ている。どちらの種類の波も、太陽光球の粒状斑と超粒状斑の乱流によって発生し、どちらの種類の波も、エネルギーを熱として散逸させる衝撃波に変わる前に、太陽大気をある程度の距離にわたってエネルギーを運ぶことができる。

波動加熱の問題の一つは、熱を適切な場所に届けることである。磁気音波は、彩層内の圧力が低いことと、光球に反射されやすいことから、彩層を通ってコロナまで十分なエネルギーを運ぶことができない。アルヴェーン波は十分なエネルギーを運ぶことができるが、コロナに入るとそのエネルギーを十分に速く散逸させることができない。プラズマ中の波動は、解析的に理解し記述することが非常に難しいことで知られているが、2003年にトーマス・ボグダンらが実施したコンピュータシミュレーションでは、アルヴェーン波がコロナの基底部で他の波動モードに変換され、光球から彩層と遷移領域を通って最終的にコロナに大量のエネルギーを運び、そこで熱として散逸させる経路を提供することが示されているようだ。

波動加熱のもう一つの問題は、1990年代後半まで、太陽コロナを伝播する波動の直接的な証拠が全くなかったことである。太陽コロナに波動が伝播する様子を初めて直接観測したのは、1997年に太陽・太陽圏観測衛星（SOHO）によるもので、これは長期間にわたって安定した測光で極端紫外線（EUV）で太陽を観測できる最初のプラットフォームである。それらは周波数が約1ミリヘルツ（mHz、波周期1000秒に相当）の磁気音波であり、コロナを加熱するのに必要なエネルギーの約10%しか運んでいない。太陽フレアによって発生するアルヴェーン波のような局所的な波動現象の観測は数多く存在するが、これらの現象は一時的なものであり、均一なコロナの熱を説明することはできない。

コロナを加熱するために利用できる波動エネルギーが正確にどれくらいあるかはまだわかっていません。2004年にTRACE衛星のデータを使用して発表された結果は、太陽大気には100mHz （10秒周期）もの高周波数の波動が存在することを示唆しているようです。SOHOに搭載されたUVCS機器による太陽風中のさまざまなイオンの温度測定は、人間の可聴域に十分近い200Hzもの高周波数の波動が存在するという強力な間接的証拠を与えています。これらの波動は通常の状況下では検出が非常に困難ですが、ウィリアムズ大学のチームが日食中に収集した証拠は、1～ 10Hzの範囲にそのような波動が存在することを示唆しています。

最近、太陽下層大気^{[ 45 ] [ 46 ]}および太陽ダイナミクス観測衛星搭載のAIAによる観測で静穏太陽、コロナホール、活動領域でもアルフベン運動が発見された^{[ 47 ]}。 これらのアルフベン振動は大きなパワーを持ち、ひので衛星で以前に報告された彩層のアルフベン振動と関連していると思われる^{[ 48 ]}。

ウィンド衛星による太陽風観測は最近、アルヴェーン・サイクロトロン散逸の理論を裏付ける証拠を示し、局所的なイオン加熱につながっていることが明らかになった。^{[ 49 ]}

磁気リコネクション理論は、太陽磁場が太陽コロナに電流を誘起することに基づいています。^{[ 50 ]}その後、電流は突然崩壊し、コロナで熱と波動エネルギーとしてエネルギーを放出します。このプロセスは、プラズマ（または水銀や海水などの電気伝導性流体）における磁場の特異な振る舞いのため、「リコネクション」と呼ばれます。プラズマでは、磁力線は通常、個々の物質に結び付けられているため、磁場のトポロジーは同じままです。特定の北磁極と南磁極が1本の磁力線で接続されている場合、プラズマが攪拌されたり磁石が移動されたりしても、その磁力線はそれらの特定の磁極を接続し続けます。接続は、プラズマで誘起される電流によって維持されます。特定の条件下では、電流が崩壊し、磁場が他の磁極に「再接続」して、その過程で熱と波動エネルギーを放出することができます。

太陽系最大の爆発現象である太陽フレアのメカニズムは、磁気リコネクションであると仮説が立てられている。さらに、太陽の表面は、直径50～1,000kmの小さな磁化領域が数百万個も存在する。これらの小さな磁極は、絶え間ない粒状化によって揺さぶられ、かき混ぜられている。太陽コロナの磁場は、この「磁気カーペット」の動きに合わせるために、ほぼ絶えずリコネクションを起こさなければならない。そのため、リコネクションによって放出されるエネルギーは、コロナの熱源として自然な候補であり、おそらく個々のエネルギーはごくわずかだが、それらが合わさることで必要なエネルギーを賄う一連の「マイクロフレア」として放出されると考えられる。

ナノフレアがコロナを加熱する可能性があるという考えは、1980年代にユージン・パーカーによって提唱されましたが、依然として議論の的となっています。特に、TRACEやSOHO /EITなどの紫外線望遠鏡は、極端紫外線の小さな明るさとして個々のマイクロフレアを観測できますが、^{[ 51 ]}コロナに放出されるエネルギーを説明するには、これらの小さなイベントの数が少なすぎるようです。説明できない追加のエネルギーは、波動エネルギー、またはマイクロフレアよりも滑らかにエネルギーを放出する緩やかな磁気リコネクションによって補われる可能性があります。そのため、TRACEのデータではよく現れません。マイクロフレア仮説のバリエーションでは、磁場にストレスを与えたりエネルギーを放出したりする他のメカニズムを使用しており、2005年現在、活発な研究の対象となっています。

数十年にわたり、研究者たちはスピキュールがコロナに熱を送り込むことができると信じていた。しかし、1980年代の観測研究の結果、スピキュールのプラズマはコロナの温度に達しないことが判明し、この理論は否定された。

コロラド州の国立大気研究センターがロッキード・マーティンの太陽・天体物理学研究所（LMSAL）およびオスロ大学理論天体物理学研究所と共同で2010年に実施した研究によると、2007年に発見された新しいクラスのスピキュール（タイプII）は、より速く（最大100 km/s）移動し、寿命が短いため、この問題の原因となっている可能性がある。^{[ 52 ]}これらのジェットは、加熱されたプラズマを太陽の外層大気に注入する。 

この仮説を検証するために、NASAの太陽力学観測衛星（SDO）に搭載された大気撮像装置（AIA）と、日本のひので衛星に搭載されたNASAの太陽光望遠鏡焦点面パッケージ（FPSP）が使用された。これらの新しい観測機器の高い空間分解能と時間分解能により、コロナからの質量供給が明らかになった。

2011年にde Pontieuらが行った分析によると、これらの観測結果は、数百万度まで加熱されたプラズマと、このプラズマをコロナに挿入するスピキュールとの間に1対1の関係があることを示している。^{[ 53 ]}