太陽フレアは、太陽大気が急激に明るくなる現象です。放出されたエネルギーは、電波波長から高エネルギー X 線および γ 線まで、電磁スペクトル全体にわたって放出されます。これらの壮大なイベントには、コロナ質量放出 (CME) と呼ばれるコロナ プラズマの放出と、高エネルギー粒子の加速が伴うことがよくあります。
私たちの惑星上の生命は太陽の噴火によって脅かされていませんが、宇宙の機器やいくつかの地上のインフラストラクチャはこれらの現象に対して脆弱です.このため、世界中の科学者は、太陽フレアとそれに関連する現象を予測することに多大な努力を払っています。
太陽フレアや噴火を起こすエネルギーは、太陽大気の非常にねじれた磁気構造に蓄えられていることがわかっています。これらの構造は、磁化された材料のストランドとオーバーレイアクティブ領域、つまり強い磁気の領域で構成され、太陽黒点もホストしています。太陽コロナでは、これらの複雑な磁場が再結合し、構成が変化し、蓄積された磁気エネルギーの一部がフレアとして放出されます。
理論によれば、2 種類の電流が各磁気ループに沿って流れ、一方はねじれを維持し、もう一方は分離を維持します。これらの電流は各ループに沿って互いに中和するはずですが、観察により、常にそうであるとは限らないことが示されています。中和されていない (または中和されていない) 電流は、正味の電流がコロナに注入され、そこで太陽フレアに電力を供給する可能性があることを意味します。
残念ながら、現時点では、コロナの磁場を正確かつ体系的に測定することはできません。代わりに、太陽の目に見える表面である光球での測定に依存しています。そこでは、磁化されたループのフットプリントが、逆極性の強力な磁束のパッチとして現れます。
光球マグネトグラム、つまり光球の磁場の大きさおよび/または方向のマップを使用して、太陽活動領域の噴火の可能性を定量化するパラメーターを推測します。これらのパラメータは、例えば、蓄えられたエネルギー、磁場のサイズと強さ、電流、ねじれなどであり、いくつかの予測モデルで使用されています。
SDO (Solar Dynamics Observatory) ミッションに搭載された HMI (Helioseismic Magnetic Imager) 機器によって定期的に提供されるマグネトグラムを使用して、光球内の中和されていない電流の大きさを推測しました。私たちの方法には、詳細なエラー分析と現在の非中立性に関する厳密な選択基準が含まれています。このように、中性化されていない電流の総量によって太陽活動領域を特徴付けました。
フレアを生成しなかった活動領域には、フレアを生成する領域よりも中和されていない電流が 10 倍以上含まれていました。実際、同じ活動領域内であっても、この領域がフレア生成フェーズに入ると、中性化されていない電流の量が劇的に増加します。これらの強い電流は、隣接する強く相互作用する反対極性の磁気パッチ間の境界で、光球での強い剪断運動にのみ関連しています。これらの動きは、太陽フレアに先行することが長い間知られています。
現在の太陽周期の約 10,000 の関心領域の代表的なサンプルを調べて、中和されていない電流の総量がフレアの発生とどのように関連しているかを調べました。中性化されていない電流は、翌日以内に高いフレア確率を生み出し、他のよく知られているフレア予測因子よりも優れていることを示しました.
中性化されていない電流は、フレア予測の作成を目的とした自動スキームで役立ちます。これらは、革新的で完全に検証された予測サービスを生み出すことを目的としたヨーロッパの 9 つの機関のコンソーシアムである FLARECAST の他の予測因子とともに使用されています。
これらの調査結果は、Solar Physics 誌に掲載された、Solar Active Regions および Flare Productivity における非中和電流と題する記事で説明されています。この作業は、アテネ アカデミーの Ioannis Kontogiannis と Manolis Georgoulis によって主導されました。
