アクティブ領域

太陽物理学において、活動領域とは、太陽大気中に一時的に出現する、強力かつ複雑な磁場を特徴とする現象を指します。活動領域はしばしば太陽黒点と関連しており、コロナ質量放出や太陽フレアといった激しい爆発の源となることがよくあります。[ 1 ]太陽面上の活動領域の数と位置は、太陽活動周期に依存します。[ 2 ] [ 3 ] [ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]

地域番号

太陽面上で新たに観測された活動領域には、最初の観測の翌日に宇宙天気予報センター（SWPC）によって4桁の領域番号が割り当てられます。特定の活動領域に割り当てられる領域番号は、以前に割り当てられた番号に1を加えたものです。例えば、活動領域8090（AR8090）の最初の観測では、AR8091が続きました。

SWPCによれば、地域が以下の基準の少なくとも1つを満たしている場合、番号が割り当てられます。[ 7 ]

  1. 修正チューリッヒクラスの黒点分類システムに基づくクラス C 以上の黒点群が含まれています。
  2. 少なくとも 2 人の観測者によって確認され、できれば 1 時間以上の間隔をあけて観測されたクラス A または B の太陽黒点群が含まれます。
  3. X線バーストを伴う太陽フレアが発生しました。
  4. 白色光の明るさが少なくとも 2.5 (線形スケール 1 ～ 5、5 はフレア) のプラージュが含まれており、広がりは少なくとも 5日照度です。
  5. 西側の縁の近くには明るいプラージュがあり、成長していると思われます。

地域番号は2002年7月に10,000に達した。しかし、SWPCは先頭にゼロを付けた4桁の番号を使い続けた。[ 8 ] [ 9 ]

磁場

アクティブ領域の磁場の双極性特性を示す、非常に簡略化された図。

ウィルソン山の磁気分類

マウント・ウィルソン磁気分類システム（ヘール磁気分類システムとも呼ばれる）は、活動領域の磁場を分類する方法である。1919年に、マウント・ウィルソン天文台のジョージ・エラリー・ヘールとその同僚によって初めて導入された。[ 10 ]当初はα、β、γの磁気分類のみが含まれていたが、1965年にH. キュンツェルによってδの分類も含まれるように改訂された。[ 11 ] [ 9 ]

分類説明[ 12 ] [ 9 ] [ 13 ]
α単一の黒点、またはすべて同じ磁気極性を持つ黒点群を含む活動領域。反対極性の黒点も存在するが、黒点を形成するほど弱いか、集中していない。
β少なくとも2つの黒点または黒点群が反対の磁気極性を持つ活動領域。また、2つの極性の間には単純な中性線が存在します。
γ完全に混合した磁気極性を持つ太陽黒点のある活動領域。
β-γ反対の磁気極性を持つ (したがって β) 少なくとも 2 つの黒点または黒点群があるが、反対の極性を分割する明確な中性線がない (したがって γ) 活動領域。
δ他のクラスに対する修飾語で、太陽距離で最大 2° 離れた単一の半影内に反対極性の本影が存在することを示します。
β-δβ 磁場を持ち、単一の半影内に少なくとも 1 組の反対極性の本影を持つ活動領域 (したがって δ)。
β-γ-δβ-γ 磁場を持ち、単一の半影内に少なくとも 1 組の反対極性の本影を持つ活動領域 (したがって δ)。
γ-δγ 磁場を持ち、単一の半影内に少なくとも 1 組の反対極性の本影を持つ活動領域 (したがって δ)。

太陽黒点

可視光線で観測された太陽黒点の集団を示す活動領域。
太陽黒点群の時間的変化。

活動領域に見られる強い磁束は、しばしば対流を阻害するほど強力です。太陽内部から光球へエネルギーを輸送する対流がなければ、表面温度は低下し、放出される黒体放射の強度も低下します。このような低温のプラズマ領域は太陽黒点と呼ばれ、しばしば集団で現れます。[ 14 ]しかし、すべての活動領域に黒点が存在するわけではありません。[ 8 ]

磁束の出現

活動領域は、太陽ダイナモによって生成された磁場が太陽内部から出現する磁束出現のプロセスを通じて形成される。[ 15 ] [ 16 ] [ 17 ] : 118

上昇流領域

FeXIIなどの特定のスペクトル線で太陽コロナを観測するひので/EIS観測装置によるドップラー速度マップの解析によると、太陽の活動領域の端には、コロナからプラズマ（高温の電離ガス）が上昇する領域が常に存在することが明らかになっています。[ 18 ]これらの上昇流は、ドップラー速度画像において青方偏移として現れます。これらの上昇流領域は、太陽の磁力線が開いている部分、つまり宇宙空間に伸びている部分に位置しており、この関係が上昇流の駆動に寄与していると考えられます。[ 18 ]

上昇流領域は、太陽から宇宙空間へ絶えず流れ込む荷電粒子の流れである低速太陽風[ 18 ] [ 19 ] [ 20 ]の発生源である可能性がある。上昇流領域は、活動領域の発達初期に形成され、その寿命を通じて持続する傾向がある。[ 21 ]

しかし、これらの上昇流が発生する正確な理由は未だ完全には解明されていません。コロナを通過する波動[ 22 ]や、活動領域の中心部で磁力線が開いた状態で磁力線が途切れて再結合する磁気再結合[ 23 ]など、いくつかの仮説が検討されています。また、複数のプロセスが同時に作用してこれらの上昇流を生み出している可能性もあります。[ 24 ]

参照

参考文献

  1. ^ Zell, Holly (2015年4月20日). 「太陽の活動領域」 NASA . 2021年7月18日閲覧。
  2. ^ウォーレン、ハリー・P.、ワインバーガー、エイミー・R.、ブルックス、デイビッド・H. (2012年11月10日). 「太陽活動領域における高温放射の系統的調査」.アストロフィジカル・ジャーナル. 759 (2): 141. arXiv : 1204.3220 . Bibcode : 2012ApJ...759..141W . doi : 10.1088/0004-637X/759/2/141 . S2CID 119117669 . 
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