太陽風

太陽風は、太陽の最も外側の大気層であるコロナから放出される荷電粒子の流れです。このプラズマは主に電子、陽子、アルファ粒子で構成されており、運動エネルギーは太陽風プラズマの成分には、太陽プラズマで見つかる粒子種の混合物も含まれています。微量の重イオンと、炭素 、窒素、酸素、ネオン、マグネシウム、ケイ素、硫黄、鉄などの元素の原子核です。リン、チタン、クロム、ニッケルの同位体である⁵⁸ Ni、⁶⁰ Ni、⁶² Niなどの他の原子核や同位体の痕跡もまれに存在します。 ^[2]太陽風プラズマに重ね合わされているのが惑星間磁場です。^[3]太陽風は、時間の経過や太陽の緯度と経度によって、密度、温度、速度が変わります。太陽風の粒子は、コロナの高温によって生じる高エネルギーのために太陽の重力から逃れることができ、コロナの高温はコロナ磁場の結果です。コロナと太陽風を隔てる境界はアルヴェーン面と呼ばれています。

太陽から数太陽半径以上の距離では、太陽風の速度は太陽風は秒速250～  750kmで超音速であり^[4]、高速磁気音波よりも速く移動する。太陽風の流れは終端衝撃波では超音速ではなくなる。その他の関連現象には、オーロラ（北極光と南極光）、常に太陽から遠ざかる彗星の尾、磁力線の方向を変える可能性のある地磁気嵐などがある。

太陽から地球に向かって流れ出る粒子の存在は、イギリスの天文学者リチャード・C・キャリントンによって初めて示唆された。1859年、キャリントンとリチャード・ホジソンはそれぞれ独立して、後に太陽フレアと呼ばれる現象を初めて観測した。これは太陽面の明るさが突然局所的に増加する現象で、現在では^{[5]太陽の大気圏から物質と磁束が断続的に噴出する}コロナ質量放出と関連して頻繁に発生することが知られている。翌日、強力な地磁気嵐が観測され、キャリントンは何らかの関連があるのではないかと疑った。現在では、地磁気嵐はコロナ質量放出が地球近傍空間に到達し、その後地球の磁気圏と相互作用したことによるものとされている。アイルランドの学者ジョージ・フィッツジェラルドは後に、物質が太陽から定期的に加速されて遠ざかり、数日後に地球に到達していると示唆した。^[6]

1910年、イギリスの天体物理学者アーサー・エディントンは、モアハウス彗星に関する論文の脚注で、太陽風の存在を本質的に示唆したが、名前は挙げなかった。^{[7]エディントンの提案は、前年の}王立研究所での講演でも同様の提案をしており、放出された物質は電子で構成されていると仮定していたが、モアハウス彗星の研究ではイオンであると想定していたにもかかわらず、完全に受け入れられることはなかった。^[7]

放出された物質がイオンと電子の両方で構成されているという考えは、ノルウェーの科学者クリスティアン・ビルケランドによって最初に提唱されました。^[8]彼の地磁気調査では、オーロラ活動がほぼ途切れることなく行われていることが示されました。これらの現象やその他の地磁気活動は太陽からの粒子によって発生しているため、彼は地球が「太陽から放出される電粒子の光線」によって絶えず攻撃されていると結論付けました。^[6]彼は 1916 年に、「物理的な観点から、太陽光線は負の光線と正の光線のどちらか一方ではなく、両方の種類である可能性が最も高い」と提唱しました。言い換えれば、太陽風は負の電子と正のイオンの両方で構成されているということです。^[9] 3 年後の 1919 年、英国の物理学者フレデリック・リンデマンも、太陽は陽子と電子の両方の極性の粒子を放出していると提唱しました。^[10]

1930年代頃、科学者たちは太陽コロナの温度は宇宙空間にまで広がっている様子（皆既日食のときに見られる）から、 100万度はあるに違いないと結論づけていた。その後の分光学的研究により、この異常な温度が事実であることが確認された。1950年代半ば、英国の数学者シドニー・チャップマンは、その温度でのガスの特性を計算し、コロナは熱伝導率が非常に高いため、地球の軌道を超えて宇宙空間にまで広がっているに違いないと判定した。また1950年代には、ドイツの天文学者ルートヴィヒ・ビアマンが、彗星の尾が、彗星の進行方向に関係なく、常に太陽から遠ざかる方向を向いているという事実に興味を持った。ビアマンは、これは太陽が一定の粒​​子の流れを放出し、それが彗星の尾を押しのけるためだと仮説を立てた。 [ ^11]ドイツの天文学者ポール・アーネルトは、ホイップル・フェドケ彗星の観測に基づいて、太陽風と彗星の尾の方向を関連付けた最初の人物として（ヴィルフリート・シュレーダーによって）評価されている（1942g）。^[12]

アメリカの天体物理学者ユージン・パーカーは、チャップマンのモデルで太陽から流れる熱と、ビアマンの仮説で太陽から吹き飛ばされる彗星の尾は、彼が「太陽風」と名付けた同じ現象の結果に違いないと気づいた。^{[13] [14]} 1957年、パーカーは、太陽コロナは太陽の重力に強く引きつけられているが、熱伝導率が非常に高いため、太陽から遠く離れていても非常に高温であることを示した。太陽からの距離が増すにつれて太陽の重力が弱まるため、コロナの外側の大気は超音速で星間空間に逃げることができる。パーカーはまた、太陽の重力の弱まる影響が流体力学的流れにラバルノズルと同じ効果をもたらし、亜音速から超音速の流れへの移行を引き起こすことに気づいた最初の人物でもあった。^[15]パーカーの太陽風仮説には強い反対があった。1958年に天体物理学ジャーナルに投稿した論文^{[15]は2人の査読者に拒否されたが、編集者の}スブラマニアン・チャンドラセカールに受け入れられた^{[16] [17]}。

1959年1月、ソ連の宇宙船ルナ1号は、半球状のイオントラップを使用して、初めて太陽風を直接観測し、その強さを測定した^{[18] [19] [20] 。コンスタンチン・グリンガウズ} [ru]によるこの発見は、ルナ2号、ルナ3号、そしてより遠いベネラ1号の測定によって検証された。3年後、アメリカの地球物理学者マルシア・ノイゲバウアーと協力者により、マリナー2号宇宙船を使用して同様の測定が行われた^{[21] 。}

閉じた磁力線と開いた磁力線を含む太陽コロナ内の太陽風の最初の数値シミュレーションは、1971年にPneumanとKoppによって行われた。定常状態の磁気流体力学方程式は、初期の双極子構成から始めて反復的に解かれた。^[22]

1990年、太陽の高緯度から太陽風を調査するためにユリシーズ探査機が打ち上げられた。これまでの観測はすべて太陽系の黄道面またはその付近で行われていた。^[23]

1990 年代後半、SOHO宇宙船に搭載された紫外線コロナ分光計 (UVCS) は、太陽の極から発せられる高速太陽風の加速領域を観測し、熱力学的膨張だけでは説明できないほど風が加速していることを発見しました。パーカーのモデルでは、風は光球(表面)から約 4太陽半径(約 3,000,000 km)の高度で超音速流に遷移すると予測されていましたが、現在では遷移 (または「音速点」) ははるかに低く、光球からわずか 1 太陽半径 (約 700,000 km) 上空で発生すると考えられています。これは、太陽風を太陽から遠ざけるために何らかの追加メカニズムが働いていることを示唆しています。高速風の加速は未だ解明されておらず、パーカーの理論では完全に説明できません。しかし、この加速の重力と電磁気学による説明は、1970年のノーベル物理学賞受賞者であるハンネス・アルヴェンの以前の論文で詳しく説明されています。^{[24] [25]}

1999年5月10日から12日にかけて、NASAの先進的組成探査機（ACE）とWIND宇宙船は、太陽風の密度が98％減少したことを観測した。これにより、太陽からのエネルギーの高い電子が「ストロール」と呼ばれる細いビームで地球に流れ込み、非常に珍しい「極雨」現象を引き起こし、北極に目に見えるオーロラが現れた。さらに、地球の磁気圏は通常の5～6倍の大きさに拡大した。^[26]

STEREOミッションは、2 つの離れた撮像システムからの立体画像を使用して、コロナ質量放出と太陽コロナを研究するために 2006 年に開始されました。各STEREO宇宙船には、自由電子による太陽光のトムソン散乱を介して太陽風自体を撮像できる高感度広視野カメラである 2 つの太陽圏撮像装置が搭載されていました。STEREO からの動画では、黄道付近の太陽風が大規模な乱流として明らかにされました。

2010年12月13日、ボイジャー1号は、地球から108億マイル（174億キロメートル）離れた場所で太陽風の速度がゼロになったことを突き止めた。「これまで常に外向きに動いていた太陽からの風が、もはや外向きに動いておらず、横向きに動いているだけなので、最終的には彗星のような形をした太陽圏の尾部を下って行くことになる」とボイジャー計画科学者のエドワード・ストーンは述べた。^{[27] [28]}

2018年、NASAはアメリカの天体物理学者ユージン・パーカーにちなんで名付けられたパーカー・ソーラー・プローブを打ち上げ、太陽コロナの構造とダイナミクスを調査し、粒子が加熱され太陽風として加速されるメカニズムを解明するミッションを遂行した。7年間のミッション中、この探査機は太陽の周りを24周し、各軌道の近日点を通過するたびにコロナの奥深くまで進み、最終的には太陽表面から0.04天文単位以内を通過する。これはNASAの宇宙船としては初めて存命人物にちなんで名付けられ、91歳のパーカーが打ち上げを見守った。^[29]

太陽風の初期のモデルは主に熱エネルギーによって物質を加速していたが、1960年代までには熱加速だけでは太陽風の高速を説明できないことが明らかになった。追加の未知の加速メカニズムが必要であり、それは太陽大気の磁場と関係している可能性が高い。 ^[30]

太陽のコロナ、つまり拡張された外層は、1メガケルビン以上に加熱されたプラズマ領域です。熱衝突の結果、内側コロナ内の粒子は、マクスウェル分布で記述される速度の範囲と分布を持ちます。これらの粒子の平均速度は約145 km/sで、太陽からの脱出速度よりはるかに低い。618 km/s。しかし、いくつかの粒子は終端速度に達するのに十分なエネルギーを獲得します。400 km/sの速度で太陽風を供給できる。同じ温度で、電子は質量がはるかに小さいため脱出速度に達し、電場を形成してイオンを太陽からさらに加速させる。^[31]

太陽風によって太陽から運び去られる粒子の総数はおよそ1.3 × 10 ³⁶ /秒である。^[32]したがって、年間の総質量損失は約(2–3) × 10 ⁻¹⁴ 太陽質量、^[33]または毎秒約130万〜190万トンです。これは、1億5000万年ごとに地球と同等の質量を失っていることに相当します。^[34]しかし、太陽の形成以来、太陽風によって失われた質量は、初期質量の約0.01％にすぎません。^[6]他の恒星ははるかに強い恒星風を持っているため、質量損失率が大幅に高くなります。

2023年3月の太陽極端紫外線観測により、小規模な磁気再結合が太陽風の原動力となり、太陽コロナの底で短命の高温プラズマとアルヴェン波を生成するジェットレットとも呼ばれる遍在するジェット噴出活動の形でナノフレアの群れを形成する可能性があることが示された。この活動は、太陽風の磁気スイッチバック現象にも関連している可能性がある。 ^{[35] [36]}

太陽風は、低速太陽風と高速太陽風と呼ばれる2つの基本的な状態で存在することが観測されているが、その違いは速度をはるかに超えている。地球近傍の宇宙空間では、低速太陽風の速度は300～500 km/s、気温は約100 キロケルビンで、コロナとほぼ一致する組成です。対照的に、高速太陽風の典型的な速度は750 km/s、温度800キロケルビン^[要出典]であり、太陽の光球の組成とほぼ一致しています。^[37]低速太陽風は高速太陽風の2倍の密度があり、性質がより変化に富んでいます。^{[32] [38]}

低速太陽風は、太陽の赤道帯周辺の「ストリーマーベルト」と呼ばれる領域から発生しているようで、ここでは太陽圏に開いた磁束が閉じた磁気ループを覆うことでコロナストリーマーが生成されます。^{[説明が必要]}低速太陽風の形成に関与する正確なコロナ構造と物質の放出方法は、まだ議論中です。^{[39] [40] [41] 1996年から2001年までの太陽観測では、低速太陽風の放出は太陽活動}極小期（太陽活動が最も低い期間）に緯度30～35度までで発生し、その後、太陽活動周期が極大期に近づくにつれて極に向かって拡大しました。太陽活動極大期には、極も低速太陽風を放出していました。^[1]

高速太陽風はコロナホールから発生する。^{[42]コロナホールは太陽の}磁場の中にある漏斗状の開いた磁力線の領域である。^{[43]このような開いた磁力線は太陽の磁極の周囲に特に多く見られる。プラズマ源は太陽大気中の}対流細胞によって作り出される小さな磁場である。これらの磁場はプラズマを閉じ込め、光球からわずか 20,000 km 上空にあるコロナ漏斗の狭い首に輸送する。これらの磁力線が再結合すると、プラズマは漏斗に放出される。^[44]

地球の軌道の1天文単位（AU）付近では、プラズマは250～750km/sの速度で流れ、密度は1立方センチメートルあたり3～10個の粒子、温度は104 ^～ 106^ケルビン の範囲です。^[45]

平均すると、プラズマ密度は太陽からの距離の2乗に比例して減少します。^{[46] : セクション2.4}一方、速度は減少し、1 AUで平坦になります。^{[46] : 図5}

ボイジャー1号と2号は、 80～120AUの距離でプラズマ密度nが0.001～0.005粒子/cm ³であると報告し、120AUを超えるヘリオポーズでは0.05～0.2粒子/cm ³に急速に増加した。^[47]

で1  AUでは、風は通常、1～6nPa（(1–6) × 10 ⁻⁹  N/m ²）^[48]の範囲外でも容易に変化することがある。

ラム圧は風速と密度の 関数です。式は次のようになります。

${\displaystyle P=m_{\text{p}}\cdot n\cdot V^{2}=\mathrm {1.6726\times 10^{-27}\,kg} \cdot n\cdot V^{2}}$

ここでm _pは陽子の質量、圧力PはPa（パスカル）、nは粒子/cm ³での密度、Vは太陽風の速度（km/s）である。^[49]

高速太陽風も低速太陽風も、コロナ質量放出（CME）と呼ばれる大規模で高速移動するプラズマの爆発によって中断される可能性がある。CMEは太陽の磁気エネルギーの放出によって引き起こされる。CMEは、一般メディアでは「太陽嵐」または「宇宙嵐」と呼ばれることが多い。CMEは、太陽の磁気エネルギー放出の別の現れである太陽フレアと関連している場合もあるが、常にそうであるとは限らない。CMEは、太陽圏の薄いプラズマに衝撃波を引き起こし、電磁波を発射して粒子（主に陽子と電子）を加速し、 CMEに先立って電離放射線のシャワーを形成する。 ^[50]

CME が地球の磁気圏に衝突すると、地球の磁場が一時的に変形し、方位磁針の方向が変わり、地球自体に大きな地電流が誘導されます。これは磁気嵐と呼ばれ、地球規模の現象です。CME の衝突により、地球の磁気圏尾部(磁気圏の真夜中側)で磁気再結合が誘導され、陽子と電子が地球の大気圏に向かって下方に発射され、そこでオーロラが形成されます。

CME は宇宙天気の唯一の原因ではありません。太陽のさまざまな場所では、局所的な状況に応じて、わずかに異なる風速と密度が発生することが知られています。これらのさまざまな風の流れは、それぞれが単独で、わずかに異なる角度で螺旋を形成し、高速の流れはより直接的に外へ出て、低速の流れは太陽の周りをより回り込みます。高速の流れは、太陽上で西側から発生する低速の流れを追い越す傾向があり、乱流の共回転相互作用領域を形成します。これにより、波動と加速粒子が発生し、CME と同じように、しかしより穏やかに地球の磁気圏に影響を及ぼします。

CMEは複雑な内部構造を持ち、高温で圧縮されたプラズマの非常に乱流のある領域（シースと呼ばれる）の後に、比較的低温で強く磁化されたプラズマ領域（磁気雲または噴出物と呼ばれる）が到来する。 ^[51]シースと噴出物は、地球の磁気圏や、ヴァン・アレン放射線帯の挙動など、さまざまな宇宙天気現象に非常に異なる影響を及ぼします。^[52]

磁気スイッチバックは、太陽風の磁場が突然反転することです。^[53]太陽風の移動性擾乱によって磁場が元に戻る現象とも言えます。これは、太陽の両極上を飛行した最初の宇宙船であるNASA-ESAミッション「ユリシーズ」^{によって初めて観測されました。 [54] [55]}パーカー太陽探査機は2018年に最初のスイッチバックを観測しました。^[54]

太陽の一生を通じて、表面層と逃げていく太陽風との相互作用により、太陽表面の自転速度は大幅に低下した。^[56]太陽風は太陽の放射とともに、彗星の尾の原因であると考えられている。^{[57]太陽風は、}惑星間シンチレーションと呼ばれる効果を通じて、地球上で観測される天体 電波の変動に寄与している。^[58]

太陽風が磁場の発達した惑星（地球、木星、土星など）と交差する場所では、粒子はローレンツ力によって偏向する。この領域は磁気圏と呼ばれ、粒子は大気や表面に衝突するのではなく、惑星の周りを回る。磁気圏は太陽に面した側ではおおよそ半球形をしており、反対側では長い航跡状に引き伸ばされている。この領域の境界は磁気圏界面と呼ばれ、粒子の一部は磁力線の部分的な再結合によってこの領域を通って磁気圏を貫通することができる。^[31]

太陽風は地球の磁気圏の全体的な形状を決定します。太陽風の速度、密度、方向、および巻き込まれた磁場の変動は、地球の局所的な宇宙環境に強い影響を与えます。たとえば、電離放射線と電波干渉のレベルは数百から数千倍に変化します。また、磁気圏界面とその上流の弓状衝撃波の形状と位置は地球の半径の数倍変化する可能性があり、静止衛星が太陽風に直接さらされることになります。これらの現象は総称して宇宙天気と呼ばれます。

欧州宇宙機関のClusterミッションから、太陽風が磁気圏に侵入するのはこれまで考えられていたよりも簡単であるという新しい研究が行われました。科学者のグループが、予想されていなかった太陽風の特定の波の存在を直接観測しました。最近の研究では、これらの波により、太陽風の荷電粒子が磁気圏界面を突破できることが示されています。これは、磁気バブルが連続した障壁というよりもフィルターとして形成されることを示唆しています。この最新の発見は、地球近傍空間を制御された構成で飛行する 4 機の同一の Cluster 宇宙船の独特な配置によって実現しました。磁気圏から惑星間空間へと往復するこの艦隊は、太陽と地球をつなぐ現象に関する優れた 3 次元の洞察を提供します。

この研究では、境界層の厚さやその他の多くの特性の違いにより、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性（2つの流体の界面で発生する）の影響を大きく受けた惑星間磁場（IMF）の形成における差異を特徴づけた。専門家は、これが磁気圏界面でのケルビン・ヘルムホルツ波の出現が、高緯度でIMFの下向きの向きで示された初めての事例であると考えている。これらの波は、以前はその発生には望ましくないと考えられていた太陽風条件下で、予期せぬ場所で見られている。これらの発見は、特定のIMF状況下で太陽粒子が地球の磁気圏を貫通する方法を示している。この発見は、他の惑星体の周りの磁気圏の進行に関する研究にも関連している。この研究は、ケルビン・ヘルムホルツ波が、さまざまなIMFの向きで太陽風が地球の磁気圏に入るための、ある程度一般的な、そしておそらく一定の手段である可能性があることを示唆している。^[59]

太陽風は、惑星の大気と相互作用する他の入射宇宙線に影響を与えます。さらに、磁気圏が弱い、または存在しない惑星は、太陽風による大気の剥離の影響を受けます。

地球に最も近く、最も似ている惑星である金星は、地球の100倍の密度の大気を持ち、地磁気はほとんどまたは全くありません。宇宙探査機は、地球の軌道まで伸びる彗星のような尾を発見しました。^[60]

地球自体は磁場によって太陽風から大部分守られており、磁場が荷電粒子のほとんどを逸らすが、荷電粒子の一部はヴァン・アレン放射線帯に閉じ込められる。太陽風からの少数の粒子は、あたかも電磁エネルギー伝送線に乗っているかのように、地球の上層大気やオーロラ帯の電離層まで移動する。太陽風が地球上で観測できるのは、オーロラや磁気嵐などの現象を引き起こすほど強いときだけである。明るいオーロラは電離層を強く加熱し、そのプラズマを磁気圏内に膨張させてプラズマ地圏のサイズを拡大し、大気中の物質を太陽風に注入する。磁気嵐は、磁気圏内に含まれるプラズマの圧力が十分に大きくなって地磁気を膨張させ、それによって地磁気を歪ませたときに発生する。

火星は水星よりも大きく、太陽から4倍も遠いが、太陽風によって元々の大気の最大3分の1が剥がれ落ち、地球の100分の1の密度の層が残っていると考えられている。この大気の剥がれのメカニズムは、磁場の泡に捕らえられたガスが太陽風によって剥がれるためだと考えられている。^[61] 2015年、NASAの火星大気と揮発性物質の進化（MAVEN）ミッションは、火星を通過する太陽風によって運ばれる磁場によって引き起こされる大気の剥がれの速度を測定した。この磁場は、地球のタービンを使用して発電するのと同じように、電界を生成する。この電界は、火星の上層大気でイオンと呼​​ばれる電荷を帯びたガス原子を加速し、宇宙に放出する。^[62] MAVENミッションは、大気の剥がれの速度を毎秒約100グラム（≈1/4ポンド）と測定した。^[63]

太陽に最も近い惑星である 水星は、太陽風の猛烈な影響を受けており、その大気は痕跡的で一時的なものであるため、その表面は放射線に浸されています。

水星には固有の磁場があるため、通常の太陽風条件下では、太陽風は水星の磁気圏を貫通できず、粒子はカスプ領域の表面のみに到達します。ただし、コロナ質量放出中は、磁気圏界面が水星の表面に押し込まれる可能性があり、このような条件下では、太陽風は水星の表面と自由に相互作用する可能性があります。

月には大気も固有磁場も存在せず、その結果、月の表面は太陽風に完全にさらされている。アポロ計画では太陽風のサンプルを採取するために受動型アルミニウムコレクターが配備され、研究のために持ち帰られた月の土壌から、月の表土には太陽風から堆積した原子核が豊富に含まれていることが確認された。これらの元素は、将来の月探査にとって有用な資源となる可能性がある。^[64]

アルヴェン面はコロナと太陽風を分ける境界であり、コロナプラズマのアルヴェン速度と大規模太陽風の速度が等しい場所として定義される。^{[65] [66]}

研究者たちは、太陽のアルヴェ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いて、太陽表面から太陽半径の10〜20倍の距離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、太陽半径の18.8倍の特定の磁気および粒子条件に遭遇し、アルヴェン面を貫通したことを示唆した。^[67]

太陽風は星間物質(銀河に浸透する希薄な水素とヘリウムのガス)に「泡を吹き出す」 。太陽風の強さが星間物質を押し戻すのに十分でなくなる地点はヘリオポーズと呼ばれ、太陽系の外縁とみなされることが多い。ヘリオポーズまでの距離は正確にはわかっておらず、おそらく太陽風の現在の速度と星間物質の局所的な密度によって決まるが、冥王星の軌道からはるか外側にある。科学者たちは、2008 年 10 月に打ち上げられた 星間境界探査機(IBEX) ミッションで取得したデータから、ヘリオポーズに関する見通しを得ることを期待している。

ヘリオポーズは、カイパーベルトや太陽の重力の影響が他の恒星に及ぶ半径とともに、太陽系の範囲を定義する方法の1つとして知られています。 ^[68]その影響の最大範囲は50,000 AUから2光年の間と推定されており、ボイジャー1号宇宙船によって約120 AUで検出されたヘリオポーズ（太陽圏の外側の境界）と比較されています。^[69]

ボイジャー2号は、2007年8月30日から12月10日の間に終端衝撃波を5回以上通過した。 ^[70] ボイジャー2号は、ボイジャー1号が終端衝撃波に遭遇した13.5 Tmの距離よりも約1 Tm太陽に近い距離で衝撃波を通過した。^{[71] [72]}宇宙船は終端衝撃波を通過してヘリオシースに入り、星間物質に向かって前進した。

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太陽風と惑星電離層の相互作用

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