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| - No.262 目次 |
| - 新年の御挨拶 |
| - ISAS事情 |
| - 特集にあたって |
| - 第１章 はじめに |
| - 第２章 「ひのとり」から「ようこう」へ |
| - 第３章 「ようこう」の観測装置 |
| + 第４章 「ようこう」の科学成果 |
| - 4.1 概観 |
| - 4.2 硬X線で見た新しい太陽フレアの姿 |
| - 4.3 フレアの磁気リコネクションモデル |
| - 4.4 フレアに伴うX線プラズモイド噴出現象 |
| - 4.5 S字マークは要注意 |
| + 4.6 X線ジェット |
| - 4.7 活動的なコロナ |
| - 4.8 コロナ加熱 |
| - 4.9 コロナの観測から分かった磁気周期活動 |
| - 第５章 国内の共同観測 |
| - 5.1 太陽を波長10Åと波長108Å(=１cm)で見る |
| - 5.2 フレア望遠鏡との協力 |
| - 5.3 飛騨天文台との協力観測 |
| - 第６章 「ようこう」からSOLAR-Bへ：新しい挑戦 |
| - 日本的発想と国際協力 |
| - 水星の日面通過 |
| - 太陽フレアと磁気圏サブストームの比較リコネクション学の発展 |
| - 全世界への「ようこう」データの配信 |
| - 「ようこう」と世界の科学者たち |
| - 日食観測は鬼門！ |
| - 英語になったTOHBAN(当番) |
| - 「ようこう」関連の国際会議，成果出版物 |
| - 「ようこう」関係受賞一覧 |
| - BackNumber |
4.6 X線ジェット
太陽コロナの下にある彩層では，Hα線での太陽観測が始まった当初からジェット現象が発見されていました。サイズの小さいほうから列挙すると，スピキュール(長さ：5,000〜8,000km)，サージ(数万km)，スプレイ(10万km)と言われる現象です。これらは温度約１万度という比較的低温のプラズマで，Hα線のドップラーシフトを測定することにより速度が30〜100km/s程度であることが知られていました。一方，X線をつかった太陽コロナ観測がロケット等によって始まりましたが，「ようこう」以前には，彩層ではいたる所に見ることができるジェット現象がコロナでは発見されていませんでした。しかし「ようこう」搭載の軟X線望遠鏡では，今までとは比較にならないほどの高空間・時間分解能が実現し，とうとう太陽コロナでのジェット現象が見つかりました。
図4.16：太陽X線ジェットの典型例。
右側はジェット発生領域の拡大写真。
ネガ画像なので黒い領域がX線強度の強い領域を示している。
図4.16が，典型的なX線ジェットの連続写真です。X線ジェットは，図にあるようなX線輝点(XBP)や活動領域で発生する小さなフレア(マイクロフレア)に伴って発生しており，これらのフレアを起こした構造を足元として時間と共に細長く延びていきます。なかには小さなフレアではなく，GOESクラスでXクラスのフレア(もっともX線強度が大きいレベルのフレア)に伴って発生するX線ジェットもあります。X線ジェットのサイズは，長さが数万km〜数十万km，幅が1,000km〜１万kmです。図4.17は「ようこう」が観測した中でも最も大きいX線ジェットで，長さは太陽半径程度です。X線ジェットの平均的な速度は約200km/s程度で，ジェット内のプラズマの音速程度であることがわかっています。また，多くのジェットが活動領域の端に存在するXBPから発生します。ただし，静穏領域やコロナホールと呼ばれるX線強度の弱い領域でもジェットは発生していますので，太陽のいたる所でX線ジェットは起きているといってもよいでしょう。
図4.17：「ようこう」で観測されたもっとも大きいX線ジェット
では，このジェット現象を発生させているメカニズムは何なのでしょうか？ 図4.18の１行目はX線のジェットがの発生前・発生中・発生後の画像です。よく見ると，X線ジェット発生前は小さい１つのアーケード状だった足元の構造が，X線ジェット発生後は２つのアーケード構造になっているのが良くわかります。これは，ジェット発生前と発生後で磁場構造が変わっていることを意味します。この磁場構造の変化を基に作られたモデルが図4.18の２，３行目の線画です。このモデルは，光球下から現れた磁気ループがもともと存在していたコロナ中の磁場と磁気リコネクションを起こし，磁気エネルギーの解放によりジェットが発生するというシナリオになっています。このモデルを基に２次元のMHDシミュレーションが行われ，高温のジェットが発生することが確認されました(図4.19)。観測的には更に，X線ジェットが発生する領域の光球磁場が調べられ，モデルにあるような＋と−の磁極が混在し，磁場強度が変化している領域でX線ジェットが発生していることがわかりました。これらの結果，コロナ中の磁場と太陽大気下層からコロナへ出てきた磁場との磁気リコネクションによってX線ジェットが発生している，ということが明らかになったと思います。
図4.18：磁気リコネクションを基にしたX線ジェットのモデル
図4.19：X線ジェットの２次元MHDシミュレーション結果。
カラーは温度分布，線は磁力線，矢印は流れを示している。
左上に向かって高温のジェットが噴出している。
X線ジェットのエネルギーは磁気リコネクションで解放された磁気エネルギーであることがわかりました。では，X線ジェットは解放されたエネルギーをどのように使って加速されたプラズマ流なのでしょうか？ X線ジェットの速度がプラズマの音速程度であるという所に謎を解く鍵があります。温度や密度の解析をくわしく行った結果，その生成メカニズムが明らかになりました。温度が低く密度が高い下層の大気(彩層・遷移層)へ，磁気リコネクションで発生した熱が伝導して高温高密のプラズマを生成し，このプラズマとコロナとの圧力勾配で加速された高温プラズマ流(彩層蒸発流)がX線ジェットだったのです。圧力勾配で加速されたプラズマですから，基となる高温プラズマの音速以上の速度にはなりません。最近，熱伝導を含んだ２次元MHDシミュレーションによって，磁気リコネクションによる彩層蒸発ジェットモデルの検証が行われ，観測と同じような特徴がシミュレーションで再現できることが示されました。
「ようこう」で発見されたX線ジェットですが，「ようこう」の観測とMHDシミュレーションにより，発生メカニズムから成長過程までの全容がほぼ明らかになったと思います。また，「ようこう」以降の太陽衛星観測により極紫外領域でもジェット現象が発見され，これらのX線・極紫外線ジェット現象が太陽半径の数倍程度まで伸びていることがコロナグラフの観測によりわかっています。X線・極紫外線ジェットは太陽のいたる所で発生していますので，今後は太陽風や太陽コロナ加熱とジェット現象の関係が研究課題となっていくでしょう。
(下条 圭美，柴田 一成)
