コロナホール
極端紫外線で観測すると、コロナホールは太陽コロナに比較的暗い斑点として現れます。この写真では、北半球に大きなコロナホールが見られます。

コロナホールは太陽コロナの一部で、そのプラズマは周囲のコロナよりも低温で希薄であるため、極端紫外線(EUV) や軟X 線の画像では暗く見える。 [ 1 ]その名前にもかかわらず、コロナホールは太陽コロナにある実際の物理的な穴や空洞ではない。その暗闇によって開いた磁力線が現れ、それがプラズマを惑星間空間に直接導き、太陽風の高速成分を生み出す。それらは比較的低温で希薄なプラズマで構成され、磁場は惑星間空間に開いている。[ 2 ]その結果、コロナホールの場所のプラズマの温度と密度が低下し、惑星間空間で測定される平均太陽風の速度が増加する。

コロナホールは、1973年のスカイラブミッションの軟X線画像で初めて明確に特定されましたが、20世紀初頭には日食の写真で極地の暗黒領域の存在が示唆されていました。[ 3 ]現在、日常的なマッピングでは、フルディスクEUVイメージャーと地上の総観磁図計を組み合わせて、コロナホールの進化を追跡し、宇宙天気予報に役立てています。[ 4 ]

コロナホールから発生する高速太陽風は、低速太陽風と相互作用して共回転相互作用領域（CIR）を形成することがあります。これらの領域は地球の磁気圏と相互作用し、軽度から中程度の強度の磁気嵐を引き起こす可能性があります。太陽活動極小期には、CIRが磁気嵐の主な原因となります。

歴史

皆既日食やコロナグラフ（写真）によって太陽の円盤が隠されると、通常は見えないコロナ構造が太陽の縁の上に観測される。[ 5 ]

コロナホールの初期観測は、1901年から1954年にかけての皆既日食にまで遡ります。当時、天文学者たちは明るいヘルメット状の流星雲に隣接する極域の暗化現象に気づきました。これらの暗い領域は、後に詳細な分析によって磁気的に開いた領域であることが特定されました。[ 6 ]コロナホールの最初の定量的観測は、1956年と1957年にマックス・ヴァルトマイヤーによって行われました。彼は5303Åの緑色輝線のコロナグラフ画像を用いて、これらの特徴を特定しました。[ 5 ]

1960年代には、観測ロケットによるX線画像やシドニー・クリス・クロス電波望遠鏡による電波波長観測でコロナホールが観測されるようになりました。しかし、当時はその性質は未解明でした。コロナホールの真の理解は、1970年代にスカイラブ計画に搭載されたX線望遠鏡が地球の大気圏上で観測され、詳細なコロナ構造が明らかになったことで明らかになりました。[ 4 ] [ 7 ]

SOHO /EITとSDO /AIAによる連続的な極端紫外線の観測により、太陽活動周期23～25（1996～2019年）を通じてコロナホールの自動検出と、その面積、緯度、磁束の体系的な解析が可能になった。[ 8 ]

特徴

コロナホールとは、放出が低く、主に開いた磁束を持つコロナの領域を指します。極コロナホールは、太陽黒点極小期に優勢となり、太陽の極で数か月から数年間持続する大きく安定した地形で、周囲の高速太陽風の主な発生源として機能します。対照的に、中緯度および赤道コロナホールは太陽活動サイクルを通じて発生および消滅し、より小さく、より一時的な地形です。衛星ホールは、開いた磁力線の狭い回廊を介して極コロナホールとの磁気的な接続を維持する低緯度コロナホールです。[ 9 ]この区別は宇宙天気予報にとって重要です。衛星ホールは、安定した極風よりも頻繁に地球の軌道面を横切る可変の高速太陽風ストリームを生成する可能性があるためです。

ポテンシャル場源表面外挿と全球磁気流体力学シミュレーションを用いたコンピュータモデルは、コロナホール内部に根ざした磁場が開いたままであり、約2.5  R ☉太陽半径。しかし、 1 AUにおける太陽圏磁場の測定は、ほとんどのモデルが予測するよりも多くの開いた磁束を一貫して示しており、この矛盾はオープンフラックス問題として知られています。[ 10 ]この問題の解決策として提案されているのは、観測における極磁場の不完全なカバーと、低解像度の磁場マップでは未解決のままであるコロナホール境界に沿った狭い開いた通路です。[ 1 ]

極コロナホールの電子温度は0.7～1.0メガケルビン（MK）の範囲で、1.1  R ☉であり、隣接するヘルメット型ストリーマーの約1.4 MKよりも大幅に低い。[ 11 ]同様の高度における電子密度は、静穏太陽領域の約半分である。紫外線分光観測では、磁気ネットワークレーンの輝線が青方偏移しており、プラズマ流出の発生を示唆している。[ 11 ]化学組成分析では、低い電離状態と低い第一電離ポテンシャルを持つ元素のわずかな増加が示されており、これは高速風プラズマが惑星間空間に逃げる前にコロナに滞在する時間が短いことを反映している。[ 12 ]

形成と太陽周期

軟X線で観測された太陽の北極のコロナホール

コロナホールは太陽活動周期と密接な関係があります。太陽の磁場が 11 年周期で変化するにつれて、その大きさ、数、位置が劇的に変化するためです。太陽活動極小期には、コロナホールが最も顕著で広範囲に広がります。太陽活動極大期には、太陽の極磁場が逆転し、既存の開いた磁力線が閉じて、反対極性の新しい磁束が発生します。このプロセスにより、太陽活動周期の下降期と太陽活動極小期に極コロナホールが形成されます。[ 7 ] [ 13 ]太陽活動極大期には、太陽の磁場が逆転するまでコロナホールの数は減少します。その後、新しい極の近くに新しいコロナホールが出現します。その後、コロナホールは大きさと数が増加し、太陽が再び太陽活動極小期に向かうにつれて、極からさらに離れて広がります。[ 14 ]

中緯度コロナホールは、通常、ある極性の活動領域が減衰し、その磁束が特定の領域で反対極性の磁束よりも優勢になったときに形成されます。この不均衡な磁束は、その後、太陽圏と再結合し、開放磁場領域を形成します。[ 15 ]

コロナホールの境界に沿って、開いた磁力線と閉じた磁力線の間で交換再結合が起こります。このプロセスは太陽表面を横切って開いた磁束を輸送し、コロナホールの縁付近にゆっくりとした太陽風の流れを生み出します。[ 16 ]

太陽風

宇宙天気の影響

コロナホールは高速太陽風の主な発生源であり、コロナ内の他の場所でプラズマを閉じ込める閉じたループに比べて、開いた磁力線を通ってより容易に太陽風が逃げ出します。

波動による乱流加熱とアルヴェン波の圧力により、コロナホール内部に根ざした弱発散フラックスチューブに沿ってプラズマが加速され、1天文単位（AU）付近で650～800 km/sの流速が生じる。[ 17 ] [ 18 ]太陽風は主に、低速太陽風と高速太陽風と呼ばれる2つの交互の状態で存在する。高速流はコロナホール内部から発生するのに対し、350～450 km/sの低速成分は、開閉境界、活動領域流出流、擬似ストリーマー頂部から発生することが多い。[ 19 ] [ 20 ] [ 18 ]

高速の流れは前方の低速の風を追い越し、太陽と共回転する流れの相互作用領域を作り出し、2 AUを超えると前方衝撃波と後方衝撃波に急峻になることがあります。[ 21 ] [ 22 ] [ 23 ]

宇宙天気の影響

CIRは地球の磁気圏と相互作用し、小規模から中規模の磁気嵐を引き起こす可能性があります。中規模規模の磁気嵐の大部分はCIRに起因します。CIRに起因する磁気嵐は通常、数時間かけて徐々に発生し、通常は突然発生する コロナ質量放出（CME）によって引き起こされる磁気嵐ほど深刻ではありません。

G1およびG2の磁気嵐は、 NOAA宇宙天気スケールにおける軽度および中程度の地磁気活動レベルを表します。G1嵐は電力網に弱い変動を引き起こし、衛星の運用に軽微な異常をもたらします。一方、G2嵐は高緯度電力系統に電圧警報を発し、衛星の軌道抵抗計算に影響を与える可能性があります。[ 24 ]

持続的なコロナホールから吹き出す高速太陽風は、G1-G2領域で地磁気活動を反復的に引き起こし、コロナ質量放出に特徴的な突発的で激しいスパイクではなく、持続的な擾乱を生み出します。[ 25 ]これらの地磁気擾乱はジュール熱を引き起こし、上層大気を膨張させ、衛星に対する大気抵抗を増加させます。さらに、共回転相互作用領域内の圧縮領域は、地球の放射線帯外縁部における相対論的電子密度を高め、電力網にさらなる負担をかけます。[ 26 ]

コロナホールとそれに伴うCIRは太陽の複数の回転にわたって数ヶ月間続くことがあるため[ 22 ] [ 23 ]、この種の擾乱の再発を予測することは、CME関連の擾乱の場合よりもはるかに早い段階で可能であることが多い。[ 4 ] [ 27 ] [ 5 ]

予測と監視

予報官は、測定されたコロナホールの境界を時間的に前方に投影する持続技術を使用し、多視点EUVイメージングは​​、太陽の回転に伴って蓄積される経度方向の不確実性を低減します。[ 28 ]

ワン・シーリー・アルゲモデルは、総観磁図を3次元エンリル太陽圏モデルの太陽風境界条件に変換し、予報官が高速流が地球に到達する時期を予測し、その最大速度を推定することを可能にする。[ 29 ]現代の畳み込みニューラルネットワークは、EUV画像でコロナホールを自動的に識別してマッピングするとともに、その境界の不確実性推定値を提供し、太陽風の状況のアンサンブル予報の改善と、地磁気嵐のより信頼性の高い確率的警報につながる。[ 30 ]

パーカー太陽探査機

パーカー・ソーラー・プローブは、太陽に接近するたびにコロナホール内部を通過し、高速太陽風の発生源となる領域のプラズマ状態を初めて直接測定します。搭載された機器は、粒子分布、磁場、波動活動を測定し、太陽風加速の理論モデルの検証に役立ちます。

最接近時には13.4キロメートル、2024年と2025年に太陽半径9.9  R ☉の領域で、探査機はコロナホールのアルヴェン臨界面内で広範囲にわたるスイッチバックとインターチェンジ・リコネクションの兆候を検出した。これらの観測結果は、乱流活動と新たに開いた磁束管との関連性を示している。[ 31 ]

ソーラー・オービター・ミッションによる極端紫外線画像を用いた補完的な観測により、極域コロナホール内に多数の小規模ピコフレアジェットが存在することが明らかになった。これらの発見は、小規模磁気再結合イベントが高速太陽風と低速太陽風のアルヴェニック成分の両方に寄与するという理論モデルを裏付けている。 [ 32 ] 2024年から2025年にかけて、経度30°に及ぶ一連の赤道コロナホールがG2レベルの地磁気嵐を繰り返し発生させ、太陽の複数回の自転周期にわたって地上の電力網に影響を与えた。[ 33 ]

参照

参考文献

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さらに読む

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