太陽フレア

フレアは、主に電子などの加速された荷電粒子がプラズマ媒体と相互作用するときに発生します。証拠は、磁気リコネクション現象が荷電粒子のこの​​極端な加速につながることを示唆しています。^{[ 10 ]}太陽では、磁気リコネクションは、磁力線に沿って密集した一連のコロナループからなる一種のプロミネンスであるソーラーアーケードで発生する可能性があります。 ^{[ 11 ]}これらの磁力線はすぐにループの下のアーケードに再接続し、磁場のらせんがアーケードの残りの部分に接続されずに残ります。この再接続でのエネルギーの突然の放出が、粒子加速の起源です。接続されていない磁気らせんフィールドとそれに含まれる物質は、激しく外側に膨張してCMEを形成する可能性があります。^{[ 12 ]}これはまた、太陽フレアが通常、磁場がはるかに強い太陽の活動領域から噴出する理由も説明しています。

フレアのエネルギー源については概ね合意が得られているものの、そのメカニズムは十分に解明されていない。磁気エネルギーがどのように粒子の運動エネルギーに変換されるのかは不明であり、一部の粒子がどのようにして GeV 範囲 (10 ⁹電子ボルト) 以上に加速されるのかも分かっていない。また、加速された粒子の総数についても矛盾があり、コロナループ内の粒子の総数よりも多いように見える場合もある。^{[ 13 ]}

太陽フレアの噴火後、フレアの発生源付近の反対の磁極領域を隔てる中性線に沿って、高温プラズマからなる噴火後ループが形成され始めます。これらのループは光球からコロナまで伸び、時間の経過とともに発生源からますます遠ざかる中性線に沿って形成されます。 ^{[ 15 ]}これらの高温ループの存在は、噴火後およびフレアの減衰段階中に存在する長時間の加熱によって継続されると考えられています。^{[ 16 ]}

十分に強力なフレア、典型的にはCクラス以上のフレアでは、ループが結合して、噴火後アーケードとして知られる細長いアーチ状の構造を形成することがあります。これらの構造は、最初のフレアの後、数時間から数日間続くことがあります。^{[ 15 ]}場合によっては、これらのアーケードの上に、太陽に向かって移動する暗いプラズマの空洞である、スーパーアーケードダウンフローが形成されることがあります。^{[ 17 ]}

太陽フレアの現代的な分類システムでは、静止軌道上のGOES衛星によって測定された、波長0.1 ～0.8ナノメートル（1～8^{オングストローム}）^の軟X線のワット/平方メートル（W/m ²）のピークフラックスに応じて、A、B、C、^{M 、またはXの文字を使用します[ 24} ] [ 25 ]。

クラス内のイベントの強さは、1 から 9 までの数値の接尾辞で示されます。したがって、X2 フレアは X1 フレアの 2 倍の強さであり、X3 フレアは X1 の 3 倍の強さです。M クラス フレアは、同じ数値の接尾辞を持つ X クラス フレアの 10 分の 1 の大きさです。^{[ 26 ]} X2 は M5 フレアの 4 倍の強さです。^{[ 27 ]ピーク フラックスが 10 −3} W/m ²を超える X クラス フレアは、10 以上となる数値の接尾辞で示される場合があります。^{[ 24 ]}

このシステムは元々1970年に考案され、C、M、Xの文字のみが含まれていました。これらの文字は、他の光学分類システムとの混同を避けるために選ばれました。1990年代には、機器がより弱いフレアにも感度が高くなったため、AクラスとBクラスが追加されました。ほぼ同時期に、Mクラスのフレアにはmoderate 、Xクラスのフレアにはextremeというバクロニムが 使われるようになりました。^{[ 28 ]}

以前の分類システム（フレア重要度と呼ばれることもある）は、 Hαスペクトル観測に基づいていた。この方式では、強度と放射面の両方を使用する。強度の分類は定性的なもので、フレアを「かすかな（f）」、「普通（n）」、「明るい（b）」と呼ぶ。放射面は半球の百万分の一単位で測定され、以下に示す（半球全体の面積A _H = 15.5 × 10 ¹² km ²）。

フレアは、その大きさを表すSまたは数字と、ピーク強度を表す文字で分類されます。例えば、Snは通常の太陽フレアです。^{[ 29 ]}

フレアの継続時間を測る一般的な指標は、軟X線帯におけるフラックスの半値全幅（FWHM）時間である。GOESで測定された0.05～0.4 nmと0.1～0.8  nm。FWHM時間は、フレアのフラックスが最大フラックスと背景フラックスの中間値に初めて達した時点から、フレアが減衰するにつれて再びこの値に達するまでの時間です。この測定値を使用すると、フレアの継続時間は約数十秒から数時間までで、中央値は約6分と11分です。それぞれ0.05～0.4 nmと0.1～0.8  nmのバンドである。^{[ 30 ] [ 31 ]}

フレアは、その継続時間に基づいて、突発的なイベントまたは長時間継続イベント( LDE ) に分類することもできます。この 2 つの境界となる時間閾値は明確に定義されていません。SWPC は、最大値の半分まで減衰するのに 30 分以上かかるイベントを LDE とみなしていますが、ベルギーの太陽地球卓越センターは、継続時間が 60 分を超えるイベントを LDE とみなしています。^{[ 32 ] [ 33 ]}

太陽フレア時のXUV放射の増加は、地球や地球型惑星の電離層における電離、解離、加熱の増加をもたらす可能性があります。地球上では、これらの上層大気の変化は、まとめて電離層突然擾乱と呼ばれ、短波無線通信やGPSなどの全地球航法衛星システム（GNSS）に干渉する可能性があります^{[ 38 ]。}また、上層大気のその後の膨張は、低地球軌道上の衛星に対する抗力を増加させ、時間の経過とともに軌道減衰につながる可能性があります^{[ 39 ] [ 40 ] 。}

フレアに伴う極端紫外線（XUV）光子は、光電離の過程を経て惑星大気のニュートラル成分と相互作用し、電離させる。この過程で放出される電子は、周囲の電離層電子と区別するために光電子と呼ばれ、電離閾値を超える光子エネルギーに等しい運動エネルギーを持つ。フレアの影響が最も大きく、輸送現象があまり重要でない下部電離層では、新たに放出された光電子は、主に周囲の電子やニュートラル種との熱平衡化、および後者との衝突による二次電離（いわゆる光電子衝突電離）によってエネルギーを失う。熱平衡化の過程で、光電子はニュートラル種にエネルギーを伝達し、その結果、ニュートラル大気が加熱され膨張する。^{[ 41 ]}電離の増加が最も大きいのは、放射照度の相対的な増加が最も大きい波長、つまり透過力の高いX線波長が吸収される下部電離層であり、これは地球のE層とD層、火星のM ₁層に相当する。^{[ 34 ] [ 38 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ]}

太陽フレアの影響

太陽フレアが発生していない、または太陽活動が静穏な状態では、電離層の昼側のE層に電流が流れ、地磁気に小振幅の日周変動を引き起こします。これらの電離層電流は、E層とD層の電離が強化されることによる電気伝導率の増加により、大規模な太陽フレア中に強まることがあります。その結果生じる地磁気変動の増加は、太陽フレア効果（sfe）または歴史的には磁気クロシェと呼ばれています。後者の用語は、地上の磁力計で観測される磁場強度のフック状の擾乱を反映した、フックを意味するフランス語のcrochetに由来しています。これらの擾乱は数ナノテスラ程度の大きさで、数分間続きますが、地磁気嵐中に発生する擾乱に比べると比較的小さいです。^{[ 45 ] [ 46 ]}

太陽フレアは、1859年9月1日にリチャード・キャリントンとリチャード・ホジソンによって、光学望遠鏡で撮影した太陽円盤の像を広帯域フィルターを通して投影することで初めて独立して観測された。^{[ 53 ] [ 54 ]}それは非常に強烈な白色光のフレアであり、可視光スペクトルで大量の光を放出するフレアであった。^{[ 53 ]}

フレアはHα線で大量の放射線を放出するため、^{[ 55 ]}この波長を中心とする狭い（約1Å）通過帯域フィルターを光学望遠鏡に追加することで、小型望遠鏡で明るくないフレアを観測することが可能になります。長年にわたり、Hα線は太陽フレアに関する情報の主要な、あるいは唯一の情報源でした。他の通過帯域フィルターも使用されています。

第二次世界大戦中の1942年2月25日と26日、イギリスのレーダー操作員が、スタンリー・ヘイが太陽放射と解釈した放射線を観測した。^{[ 56 ]}彼らの発見は、戦争が終わるまで公表されなかった。同年、サウスワースも電波で太陽を観測したが、ヘイと同様、彼の観測結果が知られるようになったのは1945年以降だった。1943年、グロート・レーバーは160MHzでの太陽の電波天文学的観測を初めて報告した 。^{[ 57 ]}電波天文学の急速な発展により、嵐やフレアに関連したバーストなど、太陽活動の新たな特徴が明らかになった。今日では、地上電波望遠鏡が約15MHzから400GHz までの太陽を観測している 。

地球の大気は太陽から放出される波長300nm以下の電磁波の大部分を吸収する ため、宇宙望遠鏡によって、これまで観測されていなかった高エネルギーのスペクトル線で太陽フレアを観測することが可能になった。1970年代以降、GOES衛星シリーズは軟X線で太陽を継続的に観測しており、その観測結果はフレアの標準的な測定基準となり、Hα線による分類の重要性は低下している。さらに、宇宙望遠鏡は、電離層を透過できない数キロメートルにも及ぶ極めて長い波長の観測も可能にする。

これまで観測された中で最も強力なフレアは、1859年のキャリントンイベントに関連するフレアであると考えられている。^{[ 59 ]}当時は軟X線測定は行われなかったが、フレアに関連する磁気クロシェットは地上の磁力計によって記録され、イベント後にフレアの強度を推定することができた。これらの磁力計の読み取り値を使用して、その軟X線クラスはX10以上^{[ 60 ]}、X45（±5）前後^{[ 61 ] [ 62 ]と推定されている。}

現代において、観測機器で測定された最大の太陽フレアは、2003 年 11 月 4 日に発生した。このイベントは GOES 検出器を飽和させたため、その分類は近似的なものにすぎない。当初、GOES 曲線を外挿して X28 と推定された。^{[ 63 ]}後に電離層の影響を分析した結果、この推定値を X45 に引き上げることが示唆された。^{[ 64 ] [ 65 ]}このイベントは、100 GHz を超える新しいスペクトル成分の最初の明確な証拠をもたらした 。^{[ 66 ]}