オーロラについて知っておくべきことすべて

オーロラを理解するために

オーロラの神秘を探求する。

星に触れる

夜に鑑賞されるオーロラは、私たちの太陽のおかげです :)。オーロラ形成に必要な「燃料」を与えてくれるのは、太陽の絶え間ない活動です。巨大なプラズマの球である太陽のエネルギーは、熱核融合反応によって生まれます。この反応では、（極度の圧力条件下で）水素原子核が結合してヘリウム原子を形成します。その際、莫大な量の熱と光が放出されます。

恒星表面でうねるプラズマと、太陽の不均一な自転（太陽はガスの球体です）が、磁力線を乱れた状態で振る舞わせます。

それらは次第にねじれ、ある瞬間に磁気リコネクションと呼ばれる現象が起こります。これは磁力線がつながる、あるいは実質的に破壊されることを意味します。こうして太陽フレアが生まれます――電磁スペクトル全域にわたる放射の放出です。フレアには、強力なプラズマを宇宙空間へ放出する大規模な爆発を伴うことがあります。これらのうち最大規模のものを**CME（コロナ質量放出）**と呼びます。かなり頻繁に、開いた磁場を持つコロナホールからも太陽風（荷電した陽子と電子の流れ）が吹き出し、プラズマ雲をさらに支え、その速度を高めます。

宇宙の三位一体

太陽の観測とオーロラ予報は、宇宙へ送り出したさまざまな探査機なしには不可能です。

GOES衛星: まず、X線フラックスを測定することでフレアの強さを知らせてくれます。光速のおかげで、この情報はフレア発生からわずか数分で得られます。これらの米国の気象衛星は地球上空35,790 kmに位置し、側方から宇宙天気を監視しています。

SOHO探査機: 同時に、SOHO探査機はフレアの観測を可能にします。搭載機器には、たとえばコロナグラフ（太陽の直接光を遮り、より暗い詳細を観測できる円盤）や、太陽表面とヘリオスフィアを研究するための一連の装置が含まれます。

DSCOVR探査機VR探査機: この探査機はラグランジュ点L1を周回しており、地球から約150万 kmの位置にあります。この地点では、太陽と地球の重力が釣り合います。ここにDSCOVR（Deep Space Climate Observatory）が配置されています。その任務は、太陽風を測定し（その危険を警告し）、プラズマを解析することです。オーロラハンターである私たちにとって、その働きは非常に貴重です。では、なぜそれほど重要なのでしょうか。

宇宙風

CMEが地球に「向いた」状態で発生すると、オーロラ・ボレアリスが形成される可能性があります。ただし、実際にそれを見る前には、いくつもの条件を満たす必要があります。

まず――フレアは十分に強いのでしょうか。私たちはその強度を4つのクラスに分類します。最も弱いB、C、M、そして最も強く（かつ最も稀な）Xです。さらに各カテゴリ内には9段階があります。GOES衛星のおかげで、私たちはほぼ即座に、どの程度の強さなのかを知ることができます。より強いものには、プラズマ放出を伴うことがあります。

太陽から放出された物質は、それ自体が磁場の源となり、独自の極性と宇宙空間での向きを持ちます。これをIMF – 惑星間磁場と呼びます。これはDSCOVR探査機によって解析され、その情報は私たちにとって最も重要です。

DSCOVRは主に3つの属性を測定します。

粒子速度: 平均は約450 km/sですが、範囲はかなり広く（約250〜最大2000 km/s）。
粒子密度。
強度: 一般値Btと、その向き（成分Bz、正または負）で表されます。

速度と密度を合わせて、雲の総エネルギーを把握します（地球の極域に到達するのに十分な強さが必要です）。一方、磁力計で測定される強度は、その雲が地球の磁場にどれほど「進んで」結びつくか（どの程度の力で）を示唆します。この測定では、宇宙空間での向きが極めて重要です。雲の粒子と私たちの大気との相互作用は、南向きの向きの場合にのみ起こります。IMFが北向きであれば、その粒子は地球から「反発」され、残念ながら――オーロラは起こりません！ただし、あまり簡単すぎないように――IMFの空間的な向きはいつでも反転し得るため、オーロラの捉えどころのなさがいっそう際立ちます :)

DSCOVR探査機に到達した瞬間から、地球磁気圏内の電磁力の影響を受けて粒子の流れは大きく加速しますが、それでも私たちには、着替えてカメラを準備するための数十分が残されています。

あの有名なKp指数

ほとんどの「オーロラ警報」系アプリは、Kp指数を用いています。これは、これまで述べてきたすべての過程を最終的に要約したものにすぎません。NOAA宇宙天気予報センター（SWPC）によって「ライブ」で提供され、すでに地表に設置されている磁力計の測定値を考慮しています。

Kpは10段階（0〜10）で示され、地磁気擾乱を定義します。重要: 地磁気擾乱はオーロラ・ボレアリスそのものを意味するわけではありません。オーロラ形成の可能性を示すものです。Kpが5を超えると、オーロラの可能性があると考えます。

スウェーデン天体物理学研究所の全天カメラ

このフレームは、まるで仰向けに寝て頭を北に向け、空全体を見上げているかのような位置に設定されています。

画像の端に見えるオーロラ・ボレアリスは、約300 kmの距離で天頂にあります。

画像は1分ごとに更新されます。

NOAAによる30分予報

このモデルは、北半球におけるオーロラ楕円帯の強度について、短期予報を提供します。

これは、ACE宇宙機によって測定された太陽風および惑星間磁場（IMF）の条件に基づいています。

地図には、地図右上に示された時刻におけるオーロラ楕円帯の強度と位置が表示されます。

オーロラ楕円帯の北または南1,000キロメートル以内の地点でも、観測条件が最適であれば、地平線付近でオーロラが見える場合があります。

オーロラの色...

ご存じのとおり、オーロラは、太陽由来の電子と地球の大気中に存在する気体分子との衝突によって生じます。その色について、さらに詳しく見ていきましょう。

地球の大気は層状構造をしており、地表からの距離が近づくほど、原子や分子の密度と種類は増加します。このような状況では、大気の上層部が最も高速で移動する電子の集中攻撃を受けます。下層へ行くほど、より多くの電子が「捕捉」され、その速度は低下します。

最も高い位置にある酸素分子は、最も強く電子を帯びますが、この余分なエネルギーは光子として放出されなければなりません。各分子・原子は、それぞれ固有の周波数で余分なエネルギーを放出し、それが異なる色として見えます。最も強く「励起」された酸素は、赤い光としてそれを放出します。これは、南方の遠くまで見られる強いオーロラにおいて、優勢な色がまさに赤である理由を本質的に説明しています。

さらに下層では、酸素原子の密度が増し、大気の組成も他の元素をより多く含むようになるため、酸素原子を励起するための時間（ひいては伝達されるエネルギー量）は減少します。その結果、赤ではなく、オーロラで最も支配的な緑色が現れます。

地球上空約100kmの高度でのみ、窒素原子やヘリウム原子との相互作用が起こり、青、紫（バイオレット）、そして時にはピンク／赤の色が生じます。