| 激発する泉 AR 10486 |
| Credit: SOHO - EIT Consortium, ESA, NASA |
| 写真の説明 |
私たちの素敵な惑星からの眺めでほぼ外になる太陽の西の端周辺を循環するもう１つの巨大な太陽黒点AR
10486は、世界時の１１月４日火曜日の１９時５０分ころに激しい太陽面爆発で大きいコロナの大規模な放出（CME）を伴い後に続いて襲いました。
フレアは、太陽を凝視するソーホー宇宙船のEITカメラより、過激な紫外線像で右下のここに見ることができます。
EITカメラ画素と他の衛星の探知器を飽和状態にするこの巨大なX-クラスのフレアは、１９７０年代以降でこれまでに記録された中でも最も強力で、この２週以内のAR
10486よりの爆発は、歴史的に３番目になりました。
フレアからの精力的な粒子放射が、相当な電波干渉を引き起こす一方、関連するCMEは磁気圏をかすめる程度なので先週のCMEsの直撃と違って、とても広範囲にわたるオーロラ現象を引き起こす予想はありません。
さしあたって、強力なAR 10486に別れを告げます。
次の２週の間、太陽黒点範囲は、太陽の向こう側にあります。 |
今日の宇宙画像は、まさに記録を更新する太陽面爆発です。
先週１０月２８日の爆発よりも大規模でした。太陽黒点地域は、同じところです。
幸いにも地球に面していない方向での爆発でしたから、惑星地球生物にさほどの影響もないようです。
けれども相当な電磁障害を引き起こしています。
関連画像は、３種類の１１月４日の太陽面爆発のソーホー観測動画、２０００年のフレア活動データです。
そして、関連の説明としてフレア･クラスの分類と太陽面爆発の概要についてです。 2003-11-08
t.sasaki |
| Flare Well AR 10486 |
| Credit: SOHO - EIT Consortium, ESA, NASA |
| Explanation |
| Almost out of view from our fair planet, rotating around the Sun's western
edge, giant sunspot region AR 10486 lashed out with another intense solar
flare followed by a large coronal mass ejection (CME) on Tuesday, November
4th at about 1950 Universal Time. The flare itself is seen here at the
lower right in an extreme ultraviolet image from the sun-staring SOHO spacecraft's
EIT camera. Saturating the EIT camera pixels and detectors on other satellites,
this giant X-class flare was among the most powerful ever recorded since
the 1970s, the third such historic blast from AR 10486 within the last
two weeks. While energetic particle radiation from the flare did cause
substantial radio interference, the associated CME is not expected to trigger
extremely widespread aurorae as it glances off the magnetosphere, unlike
the direct hits from last week's CMEs. Say farewell to the mighty AR 10486,
for now. For the next two weeks, the sunspot region will be on the Sun's
far side. |
2003年11月06日号
記録更新の太陽面爆発の輝き
雑記帳
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2003年01月01日からの宇宙画像
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３Ｄ立体画像の付録です。交差法で立体的に見るには、左右の画像の中間(画像下の真ん中の黒点の上)に両目の焦点を合わせます。いわゆる、寄り目にします。平行法で立体的に見るには、左右のそれぞれの画像の下にある黒点の上の真ん中あたりに視線を持っていきます。このときには、両方の画像が、ぼんやりと見えるように画面をつき抜いてその先に焦点を当てるつもりで見ます。
ほとんどを交差法にしています。平行法で見たい方は、画像をコピーして左右の画像を入れ替えてください。２００２年４月３０日ページに立体視の方法について掲載しています。
Credits: SOHO/EIT (ESA & NASA)
Credit: NOAA, SEC
Credit: Yohkoh Soft X-Ray Telescope
太陽観測の科学者が先週の太陽面爆発分析で一息ついていたちょうどそのとき、活発な黒点地域の10486がさらにもう一度超激しく爆発して鳴り響きました。
これは、NOAAのGOES衛星によるＸ線探知器を飽和させて、フレアの分類確定で科学者の決断を遅らせました。
NOAA SECの宇宙天気ページと、その中の関連で見つかるデータに基づいて、推測はX20、X40、X50までかなり変動しました。
そして、１１月６日に最高の推定が、X28であったとSECが報告しました。
これが僅かに修正される可能性がまだありますけれども、現在は公認となっています。この爆発は、記録を更新してこれまでの最大になりそうです。
２００１年４月４日にもGOES探知器を飽和状態にする太陽面爆発があり、そのフレアは後にX20として再分類されました。
関連するCMEの３つの画像に基づくきわめて事前の推定は、2300km/秒前後でした。
CMEの一部が地球に向かうけれども、地球から見ると源の地域は太陽のリムの右で、私たちの惑星はかすめるほどの打撃だけを受けると予想しています。
動画クリックでそれぞれの拡大した性画像を見られます。
太陽面暴発は、ねじられた磁場が通常太陽黒点より上に蓄積したエネルギーを突然、発散することで起こる太陽の爆発です。
電波からＸ線、ガンマ線まで、フレアは電磁スペクトル全体で突然の放射を起こします。
科学者は、1から8オングストロームまでの波長範囲でＸ線明るさに従って太陽面暴発を３つの種類に分類します。
X-クラスのフレアは、大きくて、惑星全体にわたる電波障害と長期にわたる放射嵐を誘発する大きな事象です。
M-クラスのフレアは、中型で、一般に地球の極地の地域に影響を及ぼす短い電波障害を引き起こします。小さい放射嵐が、時々M-クラスのフレアの後にやってきます。
XとMクラス事象と比較して、C-クラスのフレアは、地球上で少し目立つ影響力だけで小さい太陽面爆発です。
この図は、2000年7月にNOAA衛星によって検出できた一連の太陽面暴発を示しています。
Ｘ線フレアはさらに３種類を９つの細目に分類でき、例えばC1からC9、M1からM9、X1からX9まで幅があります。
この図にある３つのフレアは、左から右にX2、M5、X6として登録しました。X6フレアは、フランス革命記念日イベントと愛称をつけられて地球周辺で、放射嵐を誘発しました。
| クラス |
1と8オングストロームの間のピーク（W/m2） |
| B |
I < 10-6 |
| C |
10-6 < = I < 10-5 |
| M |
10-5 < = I < 10-4 |
| X |
I > = 10-4 |
フレアとは、明るさにおける突然の急速な激しい変化として定義されています。
太陽の大気圏で積み重なった磁気エネルギーが突然、解き放たれるとき、太陽面暴発が起こります。
放射は、実質的に全ての電磁スペクトルにわたって放たれ、長い波長端の電波、Ｘ線、私たちが視覚できる光の放射そして短波長端のガンマ線にわたります。
解き放されるエネルギー量は、同時に、100メガトンの何百万もの水素爆弾が爆発する量に相当します。
天文文献で記録される最初の太陽面暴発は、1859年9月1日にありました。リチャード・C・キャリントンとリチャード・ホジソンの２人の科学者は、その時にそれぞれが太陽黒点を観察して、彼らは大きいフレアを白色光で見ました。
磁気エネルギーが解き放たれ、電子、陽子と重い核を含む粒子が熱されて、太陽の大気圏で加速します。
フレアの間、解き放たれるエネルギーは、一般的に1秒につき1027エルグ（エネルギー単位）よりも上です。
大きいフレアは、エネルギーとして最高1032エルグを放射することができます。
このエネルギーは、火山の爆発で解き放たれるエネルギーより1000万倍以上も大きいです。
他方、それは毎秒太陽によって放射される全体のエネルギーの10分の1より少ないです。
３つの過程が、概して太陽面暴発にあります。
磁気エネルギーの放出が引き起こされる先駆物質段階が、最初になります。弱いＸ線放射が、この段階に認められます。
第二または推進的な過程では、陽子と電子が、1MeVを越えるエネルギーまで加速されます。推進的な過程の間、電波、激しいＸ線とガンマ線を発します。
第三過程の衰退過程では、弱いＸ線の段階的な発達と衰退が認められます。
これらの過程の継続時間が、短いならば数秒、また長いならば時間単位で起こることがありえます。
太陽面暴発は、コロナと呼ばれている太陽の層に至る外へと広がります。
コロナは太陽の最も外部の大気圏です。そして、非常に希薄なガスから成ります。このガスは、通常で数百万度ケルヴィンの熱があります。
フレアの中での温度は、概して1000万Kまたは2000万Kさらには１億Kと同じくらい高熱に達することがありえます。
この画像の場合のように、コロナは弱いＸ線で見えます。右側の上の白い最も明るい地域は、ポスト・フレア・ループで太陽面暴発の後に残る熱いループを示しています。
コロナが一様に明るくないループ形の特徴で太陽の赤道周辺に集中していることに注目します。
これらの明るいループは、居住が定まっていて活発な地域と呼ばれている強い磁場の領域をつなぎます。太陽黒点は、これらの活発な地域の中に位置します。太陽面暴発は、活発な地域で起こります。
フレアの頻度は、太陽の11年周期と同時に起こります。
太陽の周期が最低限であるとき、活発な地域は小さくまばらで、ほとんど太陽面暴発を見つけられません。
太陽の黒点番号の増加は、その周期の最大の部分に接近します。太陽は、2000年から2001年に最近の最大に達しました。
私たち人は、直接太陽面暴発を見ることができません。仮に、直接太陽を見ることができるとしても、目に損傷を起こすことがありえます。
フレアは、実際光の球からの明るい放出に対して見るのが難しいです。その代わりに科学的な専門の計器を、フレアの間に発する放射サインを見つけるために用います。
フレアからの電波と光の放射は、地球上でも望遠鏡で観察することができます。
Ｘ線とガンマ線のような精力的な放出は、これらの放射が大気に浸透しないので、宇宙にある望遠鏡を必要とします。
