コロナ質量放出（CME）
コロナ質量放出（CME）は、太陽のコロナからプラズマと磁場が大きく放出される現象である。CMEは数十億トンのコロナ物質を放出し、背景の太陽風惑星間磁場（IMF）の強さよりも強い磁場を内蔵している（磁束の凍結）。CMEは太陽から外側に向かって、秒速250kmより遅いものから3000km近いものまで様々な速度で移動する。最速で地球に到達するCMEは、最短で15～18時間で到達する。それよりも遅いCMEは数日かけて到達する。CMEは太陽から遠ざかるにつれてサイズが拡大し、大きなCMEは地球に到達するまでに地球と太陽の間の空間のほぼ4分の1を占める大きさになることもある。
爆発性の高いCMEは、太陽の下部コロナに含まれる非常にねじれた磁場構造（フラックスロープ）がストレスを受け、緊張感のない構成に再調整されたときに発生するのが一般的である（磁気リコネクションと呼ばれるプロセス）。その結果、電磁エネルギーが太陽フレアの形で突然放出され、それに伴ってプラズマが太陽から離れる方向に爆発的に加速されるのがCMEである。この種のCMEは通常、黒点群に関連する活動領域のような、局所的に強いストレスを受けた磁束の場がある太陽の領域から発生する。また、比較的温度が低く密度の高いプラズマが、コロナの内側まで伸びる磁束（フィラメントやプロミネンス）に捕捉されて浮遊している場所からもCMEは発生する。これらの磁束のロープが再構成されると、密度の高いフィラメントやプロミネンスは太陽表面に折り返されて静かに再吸収されるか、またはCMEが発生することがある。背景の太陽風の速度よりも速く進むCMEは、衝撃波を発生させることができる。この衝撃波は、先行する荷電粒子を加速させ、放射線ストームの可能性や強度を高める原因となります。
CMEの解析に使用される重要なパラメータは、サイズ、速度、および方向です。これらの特性は、SWPCの予報担当者が軌道上の衛星のコロナグラフ画像から推測し、地球に衝突する可能性を判断します。米航空宇宙局（NASA）の太陽・太陽圏観測衛星（SOHO）には、コロナグラフ（Large Angle and Spectrometric Coronagraph：LASCO）という装置が搭載されています。この装置には、太陽のコロナを光学的に観測するための2つのレンジがあります。C2（1.5～6太陽半径）とC3（3～32太陽半径）の2つの範囲をカバーしています。現在、CMEの解析や分類には、主にLASCO観測装置が用いられていますが、NASAのSTEREO-A宇宙船には、別のコロナグラフが搭載されています。
CMEの到着が間近に迫ると、まず、L1軌道上にある深宇宙気候観測衛星（DSCOVR）が観測します。DSCOVR衛星の密度、全惑星間磁場（IMF）強度、太陽風速度の急激な上昇は、CMEに付随する惑星間ショックが磁気雲の前に到着したことを示している。これにより、地球上の磁力計に記録されている、地球への衝撃の到着と、突然のインパルスや突然の嵐の発生を、15分から60分前に警告することができます。
CMEの到着と、より激しい地磁気嵐を引き起こす可能性についての重要な点は、衝撃の到着に始まるIMFの強さと方向、続いてプラズマ雲の到着と通過、そして凍りついた磁界である。CMEが強化されたIMFが南方向に向かって顕著になり、長く続く場合には、より強いレベルの地磁気嵐が発生する可能性がある。CMEの中には、通過中に一方向の磁場を示すものもあるが、ほとんどのCMEは地球上を通過する際に磁場の方向が変化する。一般に、地球の磁気圏に衝突するCMEは、いずれかの時点で地磁気嵐の発生に有利なIMFの向きになる。地磁気嵐は5段階のNOAA Space Weather Scaleで分類されます。SWPCの予報担当者は、CMEの分析と地磁気嵐の可能性について予報ディスカッションで議論し、3日後の予報で地磁気嵐のレベルを予測します。
*画像提供：NASA、SOHOおよびSTEREOミッション
Coronal Mass Ejections (CMEs) are large expulsions of plasma and magnetic field from the Sun’s corona. They can eject billions of tons of coronal material and carry an embedded magnetic field (frozen in flux) that is stronger than the background solar wind interplanetary magnetic field (IMF) strength. CMEs travel outward from the Sun at speeds ranging from slower than 250 kilometers per second (km/s) to as fast as near 3000 km/s. The fastest Earth-directed CMEs can reach our planet in as little as 15-18 hours. Slower CMEs can take several days to arrive. They expand in size as they propagate away from the Sun and larger CMEs can reach a size comprising nearly a quarter of the space between Earth and the Sun by the time it reaches our planet.
The more explosive CMEs generally begin when highly twisted magnetic field structures (flux ropes) contained in the Sun’s lower corona become too stressed and realign into a less tense configuration – a process called magnetic reconnection. This can result in the sudden release of electromagnetic energy in the form of a solar flare; which typically accompanies the explosive acceleration of plasma away from the Sun – the CME. These types of CMEs usually take place from areas of the Sun with localized fields of strong and stressed magnetic flux; such as active regions associated with sunspot groups. CMEs can also occur from locations where relatively cool and denser plasma is trapped and suspended by magnetic flux extending up to the inner corona - filaments and prominences. When these flux ropes reconfigure, the denser filament or prominence can collapse back to the solar surface and be quietly reabsorbed, or a CME may result. CMEs travelling faster than the background solar wind speed can generate a shock wave. These shock waves can accelerate charged particles ahead of them – causing increased radiation storm potential or intensity.
Important CME parameters used in analysis are size, speed, and direction. These properties are inferred from orbital satellites’ coronagraph imagery by SWPC forecasters to determine any Earth-impact likelihood. The NASA Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) carries a coronagraph – known as the Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO). This instrument has two ranges for optical imaging of the Sun’s corona: C2 (covers distance range of 1.5 to 6 solar radii) and C3 (range of 3 to 32 solar radii). The LASCO instrument is currently the primary means used by forecasters to analyze and categorize CMEs; however another coronagraph is on the NASA STEREO-A spacecraft as an additional source.
Imminent CME arrival is first observed by the Deep Space Climate Observatory (DSCOVR) satellite, located at the L1 orbital area. Sudden increases in density, total interplanetary magnetic field (IMF) strength, and solar wind speed at the DSCOVR spacecraft indicate arrival of the CME-associated interplanetary shock ahead of the magnetic cloud. This can often provide 15 to 60 minutes advanced warning of shock arrival at Earth – and any possible sudden impulse or sudden storm commencement; as registered by Earth-based magnetometers.
Important aspects of an arriving CME and its likelihood for causing more intense geomagnetic storming include the strength and direction of the IMF beginning with shock arrival, followed by arrival and passage of the plasma cloud and frozen-in-flux magnetic field. More intense levels of geomagnetic storming are favored when the CME enhanced IMF becomes more pronounced and prolonged in a south-directed orientation. Some CMEs show predominantly one direction of the magnetic field during its passage, while most exhibit changing field directions as the CME passes over Earth. Generally, CMEs that impact Earth’s magnetosphere will at some point have an IMF orientation that favors generation of geomagnetic storming. Geomagnetic storms are classified using a five-level NOAA Space Weather Scale. SWPC forecasters discuss analysis and geomagnetic storm potential of CMEs in the forecast discussion and predict levels of geomagnetic storming in the 3-day forecast.
*Images courtesy of NASA and the SOHO and STEREO mission
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コロナ質量放出
フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』より
コロナ質量放出（CME）とは、太陽コロナからプラズマとそれに伴う磁場が大量に放出される現象である。CMEは、太陽フレアに続いて発生することが多く、通常は太陽プロミネンスの噴火時に発生する。プラズマは太陽風に放出され、コロナグラフ画像で観測することができます[1][2][3]。
コロナ質量放出は、他の太陽活動と関連していることが多いが、これらの関係を理論的に理解する方法は確立されていない。CMEは、太陽表面の活動領域から発生することが多く、フレアが頻発する黒点群などがそれにあたる。太陽の極大期には1日に3回程度、極小期には5日に1回程度の頻度でCMEが発生している[4]。
記録されている最大の地磁気擾乱は、おそらくCMEが地球の磁気圏に衝突したことによるもので、1859年の太陽嵐（キャリントン事件）である。この太陽嵐は、創設されたばかりのアメリカの電信網の一部を破壊し、火事を起こし、一部の電信員にショックを与えた[5]。
コロナ質量放出は、大量の物質と電磁波を太陽表面の上空、コロナの近く、または惑星系の遠く、あるいはそれ以上の宇宙空間に放出する（惑星間CME）。放出された物質は、主に電子と陽子からなる磁化されたプラズマである。太陽フレアの地上への影響が光速の制限を受けて非常に速いのに対し，CMEはアルフベン速度で発生するため比較的遅い[6]．
コロナ質量放出は、コロナの磁場の巨大な変化や乱れを伴う。コロナ質量放出は、通常、白色光コロナグラフで観測されます[要出典]。
原因
CMEや太陽フレアには、磁気リコネクションという現象が深くかかわっている[7][8]。磁気リコネクションでは、応力を受けた元の磁場に蓄えられていたエネルギーが解放される。この磁力線は、「右ねじれ」や「左ねじれ」のように、らせん状にねじれた状態になることがある。太陽の磁力線がますますねじれてくると、CMEは、CMEのらせん構造からもわかるように、蓄積されている磁気エネルギーを放出する「バルブ」のように見える。さもなければ、太陽周期ごとに連続的に更新され、最終的には太陽を引き裂いてしまうだろう[9]。
太陽では、磁気リコネクションは太陽のアーケード（磁力線のループが連続して密接に発生している状態）で起こる可能性がある。これらの力線はすぐに低いループのアーケードに再接続され、残りのアーケードに接続されていない磁場のらせんが残る。この過程でエネルギーが急激に放出されることにより、太陽フレアが発生し、CMEが放出される。螺旋状の磁場とそれに含まれる物質は、CMEを形成しながら外側に激しく膨張することがある[10]。このことは、CMEや太陽フレアが、平均的に磁場がはるかに強い太陽の活動領域と呼ばれる場所から一般的に噴出する理由にもなっている[要出典]。
太陽表面の活動領域の上に弧（アーク）を描く。
地球への影響
噴出物が地球に向かい、惑星間CME（ICME）として地球に到達すると、質量が移動する衝撃波により地磁気嵐が発生し、地球の磁気圏が乱れて昼側が圧縮され、夜側の磁気の尾が伸びることがある。夜側の磁気圏が再びつながると、テラワット級の電力が放出され、それが地球の上層大気に向かって戻ってくる[要出典]ため、1989年3月の地磁気嵐のような現象が起こる。
太陽の高エネルギー粒子は、地球の磁極周辺の広い範囲で特に強いオーロラを引き起こすことがある。これは、北半球ではオーロラ、南半球ではサザンライツとして知られている。コロナ質量放出は、他の起源の太陽フレアとともに、無線通信を妨害し、人工衛星や送電線施設に損害を与え、大規模かつ長期的な停電を引き起こす可能性がある[11][12]。
CMEによって放出された高エネルギーのプロトンは、電離層、特に高緯度の極域において自由電子の数を増加させる。この自由電子の増加は、特に電離層のD領域での電波吸収を促進し、極冠吸収現象を引き起こす可能性がある[13]。
飛行機や宇宙ステーションのように高高度にいる人間は、比較的強い太陽粒子イベントにさらされるリスクがある。宇宙飛行士が吸収するエネルギーは、一般的な宇宙船のシールド設計では低減されず、もし保護されるとすれば、エネルギー吸収イベントの微視的な不均一性の変化に起因することになる[要出典]。
典型的なコロナ質量放出は、電子密度の低い空洞、密度の高いコア（コロナグラフ画像では、この空洞に埋め込まれた明るい領域として現れるプロミネンス）、明るい前縁という3つの特徴のいずれかまたはすべてを備えている[要出典]。
噴出物の多くは、太陽表面の活動的な領域から発生します。これらの領域には閉じた磁力線があり、プラズマを閉じ込めるのに十分な大きさの磁力線が存在する。CMEが太陽から脱出するためには、これらの磁力線が壊れるか弱まる必要がある。しかし、CMEは静かな表面領域でも発生することがあるが、多くの場合、静かな領域は最近活動していた。太陽の最小期には、CMEは主に太陽の磁気赤道付近のコロナ・ストリーマー・ベルトで形成される。太陽の極小期には、CMEは主に太陽磁場の赤道付近のコロナ・ストリーマー・ベルトで形成され、太陽の極大期には、より均一な緯度分布を持つ活動領域から発生する。
コロナ質量放出の速度は、1996年から2003年までのSOHO/LASCOの観測によると、20～3,200km/sで、平均速度は489km/sである。この速度は、太陽から地球の平均公転半径までの通過時間に相当し、約13時間から86日（極値）、平均は約3.5日である。放出された質量の平均は1.6×1012kgである。しかし、コロナグラフによる観測では2次元的なデータしか得られないため、CMEの質量の推定値は下限値に過ぎません。CME の発生頻度は太陽周期の位相に依存しており、極小期には1日あたり約0.2回、極大期には1日あたり約3.5回となっています[14]。 また、地球から遠ざかる方向に発生するCME（裏側CME）はコロナグラフでは通常検出できないため、これらの値も下限値となります。
コロナ質量放出の運動学に関する現在の知見によると、放出は最初にゆっくりとした上昇運動を特徴とする予備加速段階から始まり、その後、ほぼ一定の速度に達するまで太陽から離れる方向に急激に加速する期間が続く。しかし、気球CMEの中には、このような3段階の進化を経ずに、ゆっくりと連続的に加速するものがあります。加速段階が明確に定義されているCMEでも、加速前の段階は存在しないか、おそらく観測できないことが多い[要出典]。