コロナ（太陽・恒星の外層大気）

物理的特徴

コロナは、その下にある光球と比べて、きわめて高温である一方、きわめて希薄である。典型的なコロナの温度は約100万～数百万ケルビンで、約5,800 Kの光球よりはるかに高い。同時に、コロナの粒子密度は可視表面より何桁も低いため、放出する可視光ははるかに少ない。コロナはさらに外側の広がった領域へと連続しており、そこでは恒星磁場が荷電粒子を導く。太陽の場合、この領域は太陽風としてヘリオスフィアへと開いている。

コロナが高温となる理由

コロナが光球を大幅に上回る温度まで加熱される仕組みは、現在も活発に研究されている。主要な説明では恒星の磁場が重視される。磁気リコネクションによる小規模なエネルギー放出と、波動エネルギー、すなわち磁気流体力学的波動の熱への変換は、いずれも寄与すると考えられている。極端紫外線やX線による観測では、急速で局所的な加熱現象と動的構造が示され、これらの考え方を裏づけている。ただし、完全で定量的な説明はなお洗練が進められている。

代表的なコロナ構造と現象

• コロナルループ：活動領域の上空で、磁力線によって閉じ込められたアーチ状のプラズマ。
• ストリーマーとヘルメットストリーマー：日食画像やコロナグラフのデータで見られる、明るく広がった構造。
• コロナホール：開いた磁場をもち、高速の太陽風流を通す、より暗く低温の領域。
• 太陽フレアとコロナ質量放出（CME）：磁気エネルギーが突発的に放出され、プラズマを宇宙空間へ放出して宇宙天気を駆動する現象。

これらの特徴は、磁化プラズマにおける複雑な過程が可視化されたものである。極端紫外線やX線の撮像装置など、異なる波長に感度をもつ機器は、コロナ活動の相補的な側面を明らかにする。

コロナの観測と研究

歴史的には、日食がコロナを初めて明瞭に観測する機会となった。現代の観測は、宇宙配備の観測所と専門的な機器に依存している。コロナグラフは恒星の直接光を遮り、その近くの微弱なコロナ放射を見えるようにする。分光器はコロナの組成と流速を記録する。宇宙ミッションは、高分解能画像の反復取得と太陽風のその場測定によって知識を進展させてきた。近年は、加熱・加速過程をその発生源で研究するため、探査機が太陽により近づき、コロナ近傍の環境を採取している。

重要性と影響

コロナを理解することは、基礎天体物理学と実用上の課題の双方にとって重要である。コロナ活動は恒星の高エネルギー放射の変動性と恒星風の性質を左右し、それらは惑星大気に影響を及ぼしうる。また、地球における地磁気嵐やオーロラなどの宇宙天気現象を生じさせることもある。したがって太陽コロナの研究は、恒星磁気、惑星環境の進化、そして社会的な影響をもたらす宇宙天気の予測に関するモデルに情報を与える。

用語上の区別と歴史的事項

「コロナ」は太陽の場合を特に指すことも、より一般的に恒星コロナを指すこともある。コロナの性質は恒星の型や磁気活動によって異なる。太陽コロナの初期の体系的研究は、写真観測、分光観測、日食観測遠征によって進展した。現在も、加熱、構造、太陽風とのつながりに関する未解決の問題を明らかにすることを目指し、専用の宇宙観測所や探査機による研究が続けられている。

詳しい参考資料と観測機器については、プラズマ物理学、太陽磁気、観測技術に関する資料を参照。光球、温度、ケルビンのほか、主要な宇宙機関や天文台が掲げるカタログに記載された研究アーカイブおよびミッションのページにある技術的な概要も有用である（プラズマの概要、太陽研究）。