太陽の「まれな」白色光フレアは、実はどこにでもある

太陽フレアは、磁気エネルギーが突然解放される現象だ。フレアは放射、高エネルギー粒子、プラズマを送り出し、それらが太陽系全体の宇宙天気を動かす。特別な種類のフレアでは、太陽の可視光までもが明るくなる。それが白色光フレアだ。記録に残る最初の白色光フレアは、1859年にキャリントンとホジソンがそれぞれ独立に目撃した。

それ以来、白色光フレアはまれで極端なものと考えられてきた。フレアのエネルギーのほとんどはコロナの高いところで解放され、可視光を出す深い層を加熱できるだけのエネルギーを下まで運ぶのは難しい。初期の地上観測による研究では、1年に数個しか数えられなかった。NASAの太陽観測衛星SDO（Solar Dynamics Observatory）以前には、白色光フレアと確実に同定されたフレアは約150個にすぎなかった。現在ではその数は数百個になっているが、ほとんどは最大級のXクラスとMクラスだ。フレアはX線での明るさによって、弱いほうからB、C、M、Xの各クラスに分類される。一方で、別の陣営は長いあいだ逆のことを主張してきた。すべてのフレアが白色光で光っているのかもしれず、望遠鏡にはそれを見るだけの感度が単に足りなかったのだ、と。

1ピクセルずつ

中国科学院国家天文台と西華師範大学のShuanghong Li、Yongliang Songと共同研究者たちは、SDOのHMIカメラを使ってこの問いに決着をつけようとした。このカメラは15年以上にわたり、約0.5秒角（1秒角は1度の1/3600というごく小さな角度）のピクセルで、45秒ごとに太陽の見える表面を撮影してきた。

彼らの方法は、意図的に単純なものだ。フレアが起きている領域のそれぞれのピクセルについて、時間に沿って明るさを追い、ゆっくりした背景を差し引いて、パルスを探す。フレアのあいだの最も強いパルスが、その前後のパルスから、それらのばらつきの少なくとも6倍抜きん出ていれば、そのピクセルは光っているとみなされる。宇宙線の当たりやノイズの多いピクセルを避けるため、1〜2ピクセルだけの孤立した点は除外される。どのフレアにも同じしきい値が適用される。

彼らは厳しい条件のサンプルを選んだ。2011年1月から2025年5月までの、フレアの発生がそれぞれ10個未満の769個の活動領域（黒点のまわりにあり、フレアが噴き出す磁場の強い区域）で、最も活動の穏やかなものの中から選ばれた。これにより1,951個のフレアが得られた。内訳は、サンプル中で最も弱い区分であるBクラスが547個、Cクラスが1,316個、Mクラスが88個で、Xクラスの巨大なフレアは1つもなかった。

フレアの2つに1つ

1,951個のフレアのうち1,012個が白色光で光っていた。51.9%である。 その割合はフレアの大きさとともに上がる。Bクラスでは36.9%、Cクラスでは55.9%、Mクラスでは**85.2%**だ。白色光の放射はBクラスのフレアでさえ広く見られることが「初めて」明らかになった、と著者たちは書いている。

静かな領域の3分の2（769個のうち508個）が、少なくとも1つの白色光フレアを起こした。ある領域が起こしたフレアが多いほど、その可能性は高くなった。フレアが1個の領域では43.6%、2個では68.1%、3個では76.5%、4個では86.1%で、6個以上の領域ではほぼすべてだった。年ごとに見ると、この割合は、サンプルとなった領域の黒点の数とよく連動していた（相関係数 r ≈ 0.85）。緯度による偏りはなく、太陽活動周期に従っていた。第24周期ではフレアの約57%、第25周期ではこれまでのところ45%である。

見えるところに隠れていた

なぜこれほど長く見逃されてきたのか。光っている部分は、著者たちがカーネルと呼ぶもので、ごく小さい。ほとんどは2平方秒角未満（カメラのピクセルで約8個分）で、5平方秒角を超えることはない。持続時間はほとんどが6〜16分で、表面を3〜20%、典型的には6〜9%しか明るくしない。これは、それ以前の多くの研究が検出とみなすのに使っていた8%というしきい値とほぼ同じだ。

何よりも、カーネルのほとんどは黒点の外側、つまり静穏な太陽面にある。Bクラスのフレアではカーネルの91.4%、Cクラスでは86.1%、Mクラスでもなお74.4%がそうだ。そこではすでに明るい背景に対してコントラストが弱く、目で見分けるのは難しい。そしてフレアにカーネルが複数あるとき、それらはたいていばらばらのタイミングで明るくなるので、2枚のスナップショットを比べるだけではその一部を見逃してしまう。小さなフレアのカーネルはほとんどが1つだけだが、Mクラスのフレアにはたいてい3つより多くある。

光り方を決めるもの

ところが、カーネルの明るさは、フレアのクラスとも、その場所の磁場とも、カーネルの大きさとも関係を示さない。関係しているのは、カーネルがどれだけ長く続くか、そして明るくなるまでにどれだけ時間がかかるかだ。著者たちは、フレアが起きた瞬間の磁場の配置が、深い大気がどれだけ効率よく加熱されるかを決めているのではないかと考えている。カーネルの約半数は、フレアのX線信号の2つの目印のあいだでピークに達しており、複数の加熱過程が混ざっていることを示唆している。

太陽の先へ

この発見は、私たちの恒星の先にまで及ぶ。太陽の白色光フレアは、ほかの恒星のフレアに似ている。そして恒星の弱いフレアは、恒星全体の光の中に埋もれてしまう。フレアが見つかっていない恒星も、太陽と同じくらい活発なのかもしれない、と著者たちは示唆している。彼らは自分たちの研究の限界も挙げている。45秒より短いものや0.5秒角より小さいものはカメラにとらえられないこと、孤立した点は除外されたこと、そしてサンプルのほとんどが小さなフレアであることだ。

著者たちが指摘するように、この研究はキャリントンの観測から170年以上たって、しかも彼の生誕200年の年に発表された。