高温の太陽コロナの中に「低温」の中性金属原子が隠れているのはなぜでしょうか?

制作：中国科学普及協会

著者: 屈忠全 (中国科学院雲南省天文台)

プロデューサー: 中国科学博覧会

編集者注：中国の先端技術プロジェクトは、認識の限界を広げるために、「未知の領域」と題する一連の記事を立ち上げ、深宇宙、深地球、深海などの分野で限界を突破した探査結果を概観しています。科学的発見の旅に出て、驚くべき世界を知りましょう。

太陽は私たちに最も近い星であり、したがって私たち人間が最も包括的かつ注意深く観察できる星でもあります。現在、太陽を長期間にわたって途切れることなく観測するための装置が、上空（宇宙太陽望遠鏡）、地上（地上太陽望遠鏡）、さらには地下（太陽ニュートリノ検出など）に設置されています。したがって、新たな重要な発見をするのは容易ではありません。

太陽の特異な構造：中心から離れるほど温度が低くなる

地球と同様に、太陽にも構造があり、均一な楕円体ではありません。

図 1 太陽は核、放射層、対流層、大気で構成されています。太陽の大気は、内側から外側に向かって、光球、彩層、遷移層、コロナで構成されています。

（画像提供：中国科学院光電子技術研究所）

最も外側の層は太陽の大気であり、これにも構造があります。内側から外側に向かって、肉眼で見える光球、肉眼では見えない彩層、遷移層、コロナで構成されています（図1参照）。

太陽の中心部の温度は1500万度にも達し、そこで熱核反応が起こり、これが太陽の最も基本的な熱エネルギー源となっています。温度は、光球と彩層の境界層、つまり温度最低層（ゾーン）に達するまで、内側から外側に向かって下がり続けます。この時、外側に行くほど温度が異常に上昇します。温度最低層（ゾーン）に近い光球内の物質の温度は5600度以下であるのに対し、光球より上の彩層物質の温度は徐々に数万度まで上昇し、その後、上方に極めて薄い遷移層を通過した後、コロナ内で温度が突然100万度以上に上昇します。同時に、太陽の大気の密度は高度とともに減少します。

上記は、地球に活気ある生命をもたらす太陽の構造についての私たち人間の理解の枠組みです。

しかし、現時点では、人間は比較的密度の高い太陽大気の内部に機器を送り込んで直接測定することはできないため（近年、米国のパーカー太陽探査機は、最も外側の拡張コロナでの検出を実施しました）、太陽大気のすべての構造と物理的特性は、太陽の電磁放射と高エネルギー粒子の検出データを推測することによって決定されます。

例えば、コロナが高温であるという上記の判断は、もともとは19世紀の皆既日食の観測中にコロナの緑色輝線、すなわちコロナグリーンライン（FeXIV530.3nm、13番目に電離した鉄線、波長530.3ナノメートル）を記録した人々によってなされたものである。数十年後、原子とイオンのスペクトルの起源に関する量子論に基づいて、コロナの温度は100万度を超える可能性があると推測されました。その後、赤線、黄線、青線など複数のコロナ輝線が発見され、コロナの温度は数百万度にも達するという理解が深まりました。

これが、コロナの温度が100万度を超えるという教科書的な考えの根拠です。これは、太陽の中心（核）から離れるほど温度が低くなるという「常識」に反します。

観測機器の発達により、コロナは温度の異なる多くのプラズマ（部分的に電離したガスまたは完全に電離したガス）で構成されているが、その温度は数十万度以上であることが徐々にわかってきました。例えば、太陽観測衛星SDO/AIAの各種紫外線スペクトル画像観測や、中国の先進的宇宙太陽観測衛星ASO-SのX線望遠鏡など、上空の衛星に搭載された太陽観測機器による観測では、コロナの温度は実際には数十万度から数百万度、活動時には数千万度に達することもある一定の範囲に及ぶことが示されています。

しかし、太陽の大気の温度が光球では数千度だがコロナでは百万度以上に上昇するのはなぜかは、天体物理学における100年来の謎の一つとなっている。現在、この不思議な現象は太陽の磁場の存在によって引き起こされるというのが一般的な見解です。太陽物理学者はいくつかの可能性のあるメカニズムを提案していますが、特定のメカニズムに関する研究はまだ進行中です。私たちの皆既日食観測は、多くの取り組みのうちのひとつです。

しかし、コロナの温度範囲に関する上記の理解は、皆既日食観測データの分析結果によって疑問視されています。

フラウンホーファーラインとは何ですか?

コロナのさまざまな部分の温度を決定する方法について詳しく説明する前に、フラウンホーファー線とは何かを理解する必要があります。

皆さんご存知の通り、17世紀、イギリスの偉大な科学者アイザック・ニュートンは、太陽光を小さな穴に通し、プリズムを使って太陽光の7色の部分を分離し（このプロセスは現在では分散と呼ばれ、分離後に出てくるさまざまな色の集まりはスペクトルと呼ばれています）、その後、機器を使って7色の太陽光を白色光に合成しました。これは、白色光が複数の色の光で構成されていることを証明しています。

図2 分散実験

（写真提供：VEERギャラリー）

残念ながら、ニュートンは分光プリズムの分散能力を向上させるために、ピンホールの代わりに狭いスリットを使用しませんでした。同胞のウォラストンは 1802 年に太陽の虹スペクトルに暗い特性スペクトル線を観測しました。しかし、1814 年にドイツのフラウンホーファーが体系的な観測を行い、合計 576 本のそのようなスペクトル線を発見しました (図 3 を参照)。そして、これらのスペクトル線は太陽大気中の元素による背景連続放射の吸収によって生成されたものであることを正しく認識しました。

図 3 フラウンホーファーが 1814 年に記録した太陽吸収スペクトル (画像には多数の垂直の黒い線が密集して分布している)。

(画像出典: ScienceNet)

そのため、この特徴を持つスペクトル線は後世にフラウンホーファー線と名付けられました。物理原理に基づいたフラウンホーファー線の解析により、天体物理学の物理的特性を定量的に決定することができます。この発見は天体物理学への扉を開いた。

人類の絶え間ない発明と創造により、太陽のフラウンホーファー線の記録はますます詳細になり、言い換えれば、スペクトル分散の分解能はますます高くなっています。図4は中程度のスペクトル分解能を持つ太陽吸収スペクトルです。

図4 太陽のフラウンホーファースペクトル

カメラによって記録された上記の太陽のフラウンホーファー（吸収）線（各列の暗い短い垂直線）の列は、波長が長い赤色の領域から波長が短い紫色の領域までの範囲です。これらのフラウンホーファースペクトル線は、線分のない周囲の明るい背景よりもはるかに暗く、連続スペクトル、つまり放射強度がはるかに小さいことがわかります。

(画像クレジット: NASharp、NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF)

一般的に、解像度が高いほど、混合されたスペクトル線を分離できるため、より多くのスペクトル線を見ることができます。天文学者は、波長などの特性に基づき、また地球上の研究室で得られたスペクトルと比較することで、スペクトル線を生成する原子またはイオンを特定できます。また、これらの粒子が基底状態、励起状態、またはイオン化状態にあるかどうかを判定できるため、スペクトル線を生成する粒子の周囲温度を事前に判定できます。

階段と同様に、原子やエネルギーレベルも不連続です。これは人が階段を登るようなものです。高く登るほど、より多くのエネルギーが必要になります。原子核の外側にある束縛電子の最低エネルギー状態（基底状態）から励起状態への励起またはイオン化がランダムな熱運動によって生成される場合、エネルギーレベルが高くなるほど、必要な温度も高くなります。水素原子のエネルギー準位によって生成されるスペクトル線が不連続であったからこそ、ボーアは原子の量子モデルを与えたのです。

さらに、スペクトル線が特定された後、これらのスペクトルの形状 (線プロファイル) を変える可能性のあるさまざまな物理的な理由があることがわかっています。たとえば、前述のスペクトル線の線芯幅は、より定量的な温度情報を提供します。天体物理学者は、これらの輪郭の形状とその変化に基づいて、対応する物理的状態を定量的に分析します。たとえば、スペクトルの研究（スペクトル診断）では、スペクトル線核の幅からスペクトル線の形成温度を推測することもできます。

実際、これらのフラウンホーファー線は主に、前述の太陽の光球で生成されており、その温度は低く、平均温度は約 6000 度です。太陽の大気中の粒子のほとんどは中性状態にあり、これは原子核の外側の電子が電離過程によって剥ぎ取られていないことを意味しています。

しかし、異常なことに、これらの物質粒子が太陽の中心核（熱源）から離れて彩層へと移動すると、これらの粒子の温度は低下せず、むしろ上昇し、ほとんどの粒子はより高い温度でのみ到達できる高度に励起された状態またはイオン化された状態になります。より多くの原子またはイオンがこれらの不安定な状態になり、原子核の外側の電子が高エネルギー状態から低エネルギー状態に移行し、輝線が生成されます。同時に、物質の密度が減少すると、高度とともに吸収が大幅に減少し、彩層の輝線はますます多くなり、強くなります。遷移領域とコロナでは、通常の状況下で観測できるスペクトル線は輝線のみです (図 5 を参照)。上半分の吸収線と下半分の輝線の比較。それらの違いは、吸収線の放射強度が背景連続スペクトルよりも低いのに対し、発光線の強度は連続スペクトル背景放射よりも高いことです。

図5 吸収線（上）と発光線（下）の模式図。吸収線の放射強度は背景連続スペクトルの強度よりも低く、一方、輝線強度は連続スペクトルの背景放射よりも高くなります。上の図では、波長は左から右に向かってナノメートル単位で増加します。

(画像出典: ScienceNet)

上記に基づいて、同じスペクトル線であっても、高エネルギーレベルから低エネルギーレベルへの下降遷移であるため、発光線を生成するために必要な温度は吸収線よりも高いと推測することは難しくありません。

また、前世紀初頭の皆既日食の際にかすかなフラウンホーファー線が観測されたことも注目すべきである。このスペクトル線は、太陽の端から 200 万キロメートル以上の高度にある塵によって散乱された太陽光球のフラウンホーファー線によって生成され、太陽の周囲に楕円形に分布しています。したがって、この部分の放射線はフラウンホーファーコロナ、または略して F コロナと呼ばれます。これらの塵が光球に近すぎると、太陽放射と熱によってプラズマに昇華されることに注目すべきです。 Fコロナの最も外側の部分は、私たちが観測する黄道光と関連しています。

太陽の端から数万キロメートル上空の高度にある内部コロナで中性金属原子を発見したことは、現在広く信じられているコロナの組成と温度分布に疑問を投げかけるものです。

太陽コロナで暗黒冷物質が発見される

中国科学院雲南省天文台のファイバーアレイ太陽望遠鏡（FASOT）チームは、権威ある国際太陽物理学者JOStenflo氏から新しいタイプの太陽観測装置への扉を開くものとして評価されているFASOTの開発に取り組んでいます。中国国家自然科学基金と中国科学院天文学共同重点基金からの支援を得て、2013 年初頭に小型の FASOT プロトタイプの開発に成功しました。

太陽の最外層大気であるコロナの物理的特性を解明するため、研究グループは2012年12月にオーストラリアのケアンズで、2013年7月にイギリスのダラム大学と共同で、中英合同皆既日食観測を組織した。目標は、FASOTプロトタイプを使用して、コロナ輝線と彩層輝線（ブレズスペクトル）の偏光スペクトル画像化を世界で初めて実現し、コロナの新たな物理的特性を明らかにすることでした。その後、FASOTのプロトタイプは2017年に米国、2019年にチリで実施され、多くのコロナ現象の発生と発展の謎を解明するために、より詳細で複雑な観測が行われました。中国国家自然科学基金の国家主要科学研究機器開発プロジェクト「ファイバーアレイ太陽光学望遠鏡FASOTの開発」からの資金提供を受けて、FASOTプロトタイプが2024年7月に開発に成功しました。後者は、太陽多層大気の磁場ベクトル、熱力学量、動力学量に関する3次元の正確な情報をリアルタイムで取得します。

2013年11月3日にアフリカのガボンで発生した皆既日食の観測帯域（516.3～531.6nm）で得られたデータを解析したところ、予想外にも、これらの輝線に対応するフラウンホーファー線が、一部の中性金属原子輝線が形成される領域（彩層および遷移層）でも観測されていることが判明しました（図6参照）。

図 6: 2013 年にアフリカのガボンで発生した皆既日食中に FASOT プロトタイプによって収集された生の偏光スペクトル データ (まだ復調されていません)。

上: 輝線 (垂直の明るい線) が生成される領域の上には、フラウンホーファー線 (画像内の垂直の暗い線) もあり、これは視覚投影領域内の 100 万度の高温スペクトル線、つまりコロナの緑色の線 (右側の最も幅の広い垂直の明るい輝線) と共存しています。下: 比較のために、内側コロナに輝線のみが存在し、フラウンホーファー線は存在しない観測結果。図からわかるように、フラウンホーファー線は輝線よりもはるかに暗いです。

(画像提供: FASOT チーム)

データの分析により、太陽の光球から高度3万キロメートル以内のコロナには中性金属原子（鉄Fe、マグネシウムMg、クロムCr、チタンTiなど）が存在することが分かりました。これらの中性原子は光を散乱させ、私たちが検出する吸収線（フラウンホーファー線）を生じます。励起電位は 3eV (電子ボルト) 未満で、25,000 度未満の温度に相当します。温度などの要因によって生じるスペクトル線のドップラー広がりから判断すると、一部の中性粒子の温度は光球の典型的な温度である 6000 度に近づく可能性があります。したがって、これらの中性粒子は、コロナ内の他の粒子の数百万倍も高い温度と比較すると冷たい物質と呼ぶことができます。さらに、これらの中性原子の散乱によって生成されるフラウンホーファー線放射は、同じ時間に同じ方向の投影領域で検出されたコロナの緑線放射よりもはるかに暗いです (図 6 を参照)。

金属原子の輝線が形成される領域より上の対応する吸収線（フラウンホーファー線）の性質を考慮しない場合、その生成には 2 つの原因が考えられます。投影効果によってダストの散乱が観測されるか、または内部コロナに中性金属原子が存在し、光球のフラウンホーファー線を散乱させます。しかし、分析の結果、観測されたフラウンホーファー線には次のような特性があることがわかりました。

1) その直線偏光度は、これまでほとんどの研究者が塵の散乱に基づいて推定した理論値や観測値よりもはるかに小さい。これは、散乱を生成する粒子が内部コロナにあることを示しています。

2) それらの相対強度は、光球に対応するフラウンホーファー線の相対強度と比較して大きく変化しています。いくつかの吸収線は周囲の他の吸収線よりも強いのですが、光球ではその逆になります。塵によって散乱されたスペクトル線と光球面のフラウンホーファー線の間の相対的な強度は変化しませんが、

3) ドップラー効果によって生成されるさまざまな中性粒子スペクトル線の中心波長シフトは異なります。これは、これらの原子が塵の中に集まって同じ相対速度を持っているのではなく、互いに分散して独立して動いていることを示しています。

上記の 3 点から検出されたフラウンホーファー線の特性から、塵の散乱を排除し、内側コロナ内で比較的独立して移動する中性金属原子の散乱によって生成されたものであることがわかります。

太陽コロナにおける暗黒の冷たい物質の発見は何を意味するのでしょうか?

上記の発見により、太陽コロナの組成に関する私たちの理解は変化しました。この発見は、高温で完全に電離した自由電子とイオンに加えて、太陽の内部コロナには低温の中性金属原子も存在することを示しています。これらの中性原子は、彩層と遷移層の加熱を逃れて光球から出てきます。これにより、彩層と遷移領域における加熱源の分布に制約が課せられます。これらの加熱源は、常にこの空間全体でアクティブであるわけではありません。

コロナは依然として数十万度から数百万度に及ぶ高温物質で主に構成されていることに留意すべきである。この発見を受けて私たちが企画した、2023年4月の東ティモールでの皆既日食観測によれば、これらの暗黒の冷たい物質は観測空間内の全物質密度の1％未満を占めるという。しかし、この非常に小さな割合がコロナ加熱の謎を解明する上で重要な役割を果たす可能性があります。

まず、これらの暗く冷たい物質は非常に薄いため、コロナ物質の温度を下げることはありませんが、周囲の物質と物質自体の温度を上昇させます。その理由は、コロナの基本構造がさまざまなサイズのコロナループであるためです。コロナ内の物質の大部分（イオンと自由電子）は、高速道路を整然と走る車（自由電子）やトラック（イオン）のように、磁気リングの軸の周りを螺旋運動します。コロナ磁気ループは閉回路の一部と見なすことができ、中性原子が存在しない場合は抵抗がゼロに近くなります。

しかし、磁場によって制約されていない少数の中性原子が光球からコロナループに上昇すると、これらの移動イオンや自由電子と衝突し、この回路の抵抗が百万倍に増加する可能性があります。この突然の抵抗変化のメカニズムはカウリング伝導と呼ばれます。それはまるで、落石によって高速道路が時折通行止めになり、深刻な交通事故を引き起こしているようなものです。このとき、磁気リング内のジュール熱により、電流のエネルギーが熱の形で放出され、これらの中性粒子、イオン、自由電子が加熱されます。

内部コロナには暗黒冷物質がさらに存在し、研究は継続されるだろう

上空の内側コロナで検出された暗く冷たい中性金属原子は、局所的な領域にのみ存在します。内側コロナには暗くて冷たい中性金属がもっとあるのでしょうか、それとも内側コロナ全体がまばらな暗くて冷たい金属原子で覆われているのでしょうか?この質問には観察を通じて答える必要があります。

実際、FASOTチームが2023年4月8日に東ティモールで皆既日食の観測を企画したのは、この疑問に答えるためでした。観測機器は、コロナの広い領域を撮影できる小型の双眼鏡になりました。これらの観測装置を使用することで、同じ空間でありながら 2 つの異なる帯域での同時観測が可能になります。

予備的な解析結果では、659.4nmと660.1nmの2つの帯域での観測データを統合した結果、暗黒冷物質が内コロナのほとんどの領域に分布している可能性があるという結果が出ています。

今後は、より多くのバンドでの観測を利用して、内部コロナ内の暗黒冷物質の密度と分布を計算し、内部コロナの物理的特性を完全に把握し、100年来のコロナ加熱問題の解決を目指します。

参考文献

1.Markus J. Aschwanden、太陽コロナの物理学、入門、2005年、Springer、Praxis-Publishing、ISBN:3-540-22321-5

2.ZQ Qu、L. Chang、GT Dun、他、2024、「局所上層太陽大気におけるフラウンホーファー線の分光偏光測定」、天体物理学ジャーナル、974:63