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太陽物理学において、プロミネンス（フィラメントとも呼ばれる）[ a ]は、太陽表面から外側に向かって伸びる大きなプラズマと磁場の構造であり、多くの場合ループ状をしています。プロミネンスは、はるかに明るい光球の太陽表面に固定され、外側に向かって太陽コロナへと伸びています。コロナは極めて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で構成されています。コロナと同様に、太陽プロミネンスは皆既日食の時のみ肉眼で見ることができます。
プロミネンスは約1日という時間スケールで形成され、コロナ内で数週間から数ヶ月間持続し、数十万キロメートルも宇宙空間にループ状に広がることがあります。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っており、記録されている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、太陽半径の約100万キロメートルに相当する。[ 2 ]
太陽プロミネンスの最初の詳細な記述は、14世紀のローレンツィア写本にあり、1185年5月1日の日食について記述している。それらは「燃え盛る炭火のような舌」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を検出することができた。水素線の検出により、プロミネンスがガス状であることが確認された。ピエール・ヤンセンは、当時未知の元素であったヘリウムに対応する輝線も検出した。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。これはそれまで誰も行ったことのない作業であった。彼の新しい技術を用いることで、天文学者は毎日プロミネンスを研究できるようになった。[ 7 ]
歴史的には、太陽表面から突き出ている目に見える特徴はすべて、太陽スピキュール、コロナループ、および一部のコロナ質量放出を含め、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、プロミネンスという言葉は主に、より大きく低温の特徴を指すために使用されています。[ 8 ]
現在、様々なプロミネンス分類法が用いられている。最も広く用いられている基本的な分類法の一つは、プロミネンスが形成された際の磁気環境に基づいて分類するものである。分類は以下の3つに分けられる。
活動領域プロミネンスと静止プロミネンスは、放出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、強いHe II線と非常に弱い電離金属線を持つ上部彩層のスペクトルと同一です。一方、静止プロミネンスのスペクトルは、強いH、He I、および電離金属線を持つ彩層の1,500 km (930 mi)で測定されたスペクトルと同一ですが、He II線は弱いです。[ 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内で形成され、周囲のコロナから熱的に遮蔽され、重力に抗して支えられています。これらのチャネルは、極性反転線（PIL）として知られる反対の光球磁極の領域間の境界の上にある彩層と下部コロナに存在します。[ 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ずに存在することも可能です。チャネルの寿命の間に、1つのフィラメントチャネル内で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方向であり、PILの両側で同じ方向を向いています（§ キラリティを参照）。[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]
プロミネンス物質はフィラメントチャネルの幅全体を占めているわけではなく、コロナよりも密度が低いトンネル状の領域（コロナ空洞と呼ばれる）がプロミネンスと上層の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、フィラメントチャネルに沿って伸びる、スパインと呼ばれる細長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形成し、一般的には両端で光球に向かって広がる垂直なシート状になっています。多くのプロミネンスには、スパインから同様に彩層と光球に向かって広がる、バーブと呼ばれるより小さな構造もあります。スパインとバーブはどちらも、彩層のフィブリルと同様に磁場をトレースする細い糸で構成されています。[ 15 ]
棘や棘状突起を構成する低温のプロミネンス物質（プロミネンスコア）は、急激な温度勾配を持つ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的放射の大部分を担っています。[ 7 ]
フィラメントチャネルの上には、コロナに50,000～70,000 km (31,000～43,000マイル)まで伸びる巨大な磁気アーケードが存在する。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伸び、ヘルメットストリーマーと呼ばれるものを形成することがある。[ 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る。 [ 7 ]
フィラメントチャネルとその突出部（存在する場合）は、キラリティを示す。フィラメントチャネルを正の磁極側から観察した場合、水平磁場が右向きであれば右旋性、左向きであれば左旋性である。右旋性のチャネルは太陽の北半球でより多く発見され、左旋性のチャネルは南半球でより多く発見されている。
水平方向に配向した磁場により、フィラメントチャネルに沿った彩層フィブリルはPILにほぼ平行になり、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の配向方向はチャネルのカイラリティに依存します。正の磁極性を持つPIL側では、右巻きチャネルではフィブリルが右方向に流れ、棘が右に傾きますが、左巻きチャネルではフィブリルが左方向に流れ、棘が左に傾きます。さらに、右巻きチャネルの上にある磁気アーケードは左に歪み、左巻きチャネルの上にある磁気アーケードは右に歪みます。[ 7 ]
太陽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不明である。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らない。[ 7 ]
太陽から噴出されるプロミネンスは、プロミネンス噴火として知られています。これらの噴火の速度は、600 km/s から 1000 km/s を超える場合があります。[ 1 ]プロミネンス噴火の少なくとも 70% は、コロナ質量放出として知られる太陽風へのコロナ物質の噴出に関連しています。[ 18 ]
ウィキメディア・コモンズにあるプロミネンス関連のメディア