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太陽(たいよう)は、銀河系(天の川銀河)の恒星の一つである。地球も含まれる太陽系の物理的中心であり、太陽系の全質量の99.8 %を占め、太陽系の全天体に重力の影響を与える。 太陽は属している銀河系の中ではありふれた主系列星の一つで、スペクトル型はG2V(金色)である。推測年齢は約46億年で、中心部に存在する水素の50 %程度を熱核融合で使用し、主系列星として存在できる期間の半分を経過しているものと考えられている。なお、内部の状態については未解明な部分が多く、後述する「標準太陽モデル」によって求められているのが現状である。 また、太陽が太陽系の中心の恒星であることから、任意の惑星系の中心の恒星を比喩的に「太陽」と呼ぶこともある。

● 概要と位置
太陽の半径は約70万 kmで直径約140万 kmとなり地球の直径の約109倍の大きさである。質量(太陽質量)は地球の約33.3万倍にほぼ等しい約であり、太陽系の全質量の99.86 %を占める。平均密度は水の1.4倍であり、地球の5.5倍と比べ約1/4となる。 太陽が属している銀河系では、その中心から太陽までの距離は約2万5千光年であり、オリオン腕に位置する。地球から太陽までの平均距離は約1億4960万 km(約8光分19光秒)である。この平均距離は地球太陽間距離の時間平均と考えても、地球の軌道長半径と考えてもどちらでも差し支えない。なお、この平均距離のより正確な値は (誤差は 3 m)で、これを1天文単位 (au) と定義する。なお、2012年8月の国際天文学連合 (IAU) の決議で 1 au の値は誤差 ±3 m を除いて正確に であると再定義された。この距離を光が届くのに要する時間は8.3分であるので、8.3光分とも表せる。 太陽の数値を単位に用いるような場合、それらは太陽を表す記号☉をつけて表す。例えば太陽質量ならばM、太陽光度ならばLで表示する。可視光にて地球周辺から太陽を観察した場合の視野角と概ね一致するため、このうち光球を便宜上太陽の表面としている。 太陽は光球より内側が電磁波に対して不透明であるため、内部を電磁波によって直接見ることができない。太陽内部についての知識は、太陽の大きさ、質量、総輻射量、表面組成・表面振動(5分振動)などの観測データを基にした理論解析(日震学)によって得るしか方法がないのが現実である。理論解析においては、太陽内部の不透明度と熱核融合反応を量子力学により推定し、観測データによる制限を境界条件とした数値解析を行う。よって、太陽中心部の温度、密度などはこのような解析によって得られた数値でありなおかつ推定値でもある。

◎ 中心核
太陽の中心には半径10万キロメートルの核(中心核)があり。それ故、太陽ニュートリノの観測は、現在の太陽中心部での熱核融合反応を知る有効な手段となっている。

◎ 放射層
太陽半径の0.2倍から0.7倍まで、中心核を厚さ40万キロメートルで覆うや、しばしば黒点と呼ばれる暗い斑点状や白斑という明るい模様が観察できる。黒点部分の温度は約4000 K、中心部分は約3200 Kと相対的に低いために黒く見える。また、スペクトル解析からこの黒点部分には水分子が観測された。

◎ 彩層
光球表面の上には厚さ約2000 kmの密度が薄く温度が約のプラズマ大気層があり、この層から来る光には様々な輝線や吸収線が見られる。この領域を彩層と呼ぶ。皆既日食の始まりと終わりには紅色の彩層を見ることができる。この彩層ではさまざまな活発な太陽活動が観察できる。しかしこれはコロナの温度がもっと低温と考えられていたためであり、このスペクトルは一般的な元素が高階電離状態で発するものであった。例えば最も強い波長530.3 nmの緑線は13階電離(軌道電子を13個失った)鉄元素と判明した。 コロナの領域では、X線が観測されない領域が発生することがある。これは「コロナホール」と呼ばれ、磁力線が宇宙空間に向けて開いている箇所であり、ここはコロナガスが希薄で太陽風を発生させる原因のひとつである。

● 太陽活動


◎ エネルギー源
光輝く太陽はどのようなエネルギーを源にしているかという問題は、19世紀頃までに続々と発見された化学反応ではとうてい解明できず、大きな疑問となっていた。当初は重力ポテンシャルエネルギーという想像もあったが、19世紀末に放射能が発見されると原子核反応が候補となった。そして1938年に核融合反応が発見されると、これが太陽活動のエネルギー源と考えられるようになった。
○ 標準太陽モデル
太陽の内部構造は直接観測できない。そのため、1950年代–1960年代にかけてこれを理論的に構築する試みが行われた。これにより、熱核融合反応にて水素をヘリウムへ変換することでエネルギーを生み出す太陽46億年の歴史過程を求め、熱伝導や重力バランスを説明する)、極近くでは約30日である。この太陽の赤道加速型「差動回転」(または「微分回転」)のために、太陽の磁力線は時間とともにねじれていくことになる。ねじれて変形した磁力線はやがて磁場のループを作って太陽表面から外へ飛び出して、太陽黒点や紅炎(プロミネンス)を作ったり、太陽フレアと呼ばれる爆発現象を引き起こしたりする。この天体現象については地球からの観察に限って言うと、日食の間であれば比較的観察しやすい条件下にある。

◎ 太陽磁場と周期

○ 太陽磁場
太陽は固有磁場を持っているが、その様相は地球磁場と大きく異なる。磁力線は太陽風によって放射状に広がり、しかも自転の影響を受けてらせん状に展開する。宇宙空間の一般磁場は1ガウスに満たないが、黒点部分では数千ガウスと強さもまちまちである。太陽付近の強い磁場がプラズマを拘束する際にX線が生じる。 このような磁場は地球同様にダイナモ効果によると考えられるが、差動回転の影響で単純な双極磁場とならず緯度によって差が生まれて、やがて水平方向のトロイダル磁場を作る。しかし磁力線は反発し合うために浮き上がりやループなどが生じ、黒点を生む原因となる。ここにコリオリの力が影響すると、磁力線の繋ぎ変えやねじれができ水平方向の電流(トロイダル電流)が誘起され、磁場はNS極が逆転した緯度方向のポロイダル磁場となり、上下逆の双極磁場に戻る。この変動は11年を周期に起こり、これは太陽周期と呼ばれる。
○ 周期
太陽黒点は太陽周期で増減する。これは黒点の数で観測され、多くなれば活発な極大期へ向かう。このサイクルは古い磁場が一方の極から引き剥がされてもう一方の極まで達する周期に対応しており、1周期ごとに太陽磁場は反転する。太陽活動の周期には1755年から始まった周期を第1周期とする通し番号が付けられており、2008年1月から第24周期に入っている。この他、マウンダー極小期のようなさらに長い周期での変化もある。なお、11年周期は磁場極性変動が片方(例えば北から南)へ動く期間であり、一周する期間で考えれば22年周期とも言える。 この周期は、太陽磁場・差動回転・対流の3つが対流層で相互作用を起こした結果という説明が1950年代にアメリカのユージン・パーカーが提唱した「ダイナモ機構」で行われた。ただし太陽周期を正確に説明するダイナモモデルは完成しておらず、これには対流層での差動回転の様子を解明しなければならない。

◎ 表面現象
太陽表面には、数時間から数ヶ月にかけて現れては消えるしみのような太陽黒点などさまざまな現象が生じる。また爆発現象である太陽フレアや紅炎(プロミネンス)、CME(コロナ質量放出)なども観察できる。これらを発生させる原因は太陽磁場の磁力線管である。黒点は磁力線管が浮き上がり光球面と交わる部分に2つが対になって生じ、太陽エネルギー放出を阻害するためにその領域の温度は相対的に低くなる。
○ 太陽フレア
太陽フレアは黒点上のコロナ部分周辺で数分から数十分発生する強力な爆発現象で、高さ1–10万キロメートルのフレアリボンという明るい帯状の光と強いX線、CME発生の根本原因は解明されていない。 太陽風の密度は粒子が1 cm2当たり5個程度、通常速度は300–500 km/s。成分は主にプロトン (H+)次いでアルファ粒子 (He++)などイオン。温度は地球付近でも10万度を維持している。この太陽風は110–160 auまで届き、銀河系の恒星間ガスと衝突するところまで到達する。この衝突面はヘリオポーズと呼ばれ、これより内側が太陽圏(ヘリオスフェア)と定義される。この太陽風が地球磁場の南北極域に達し、オーロラが発生する。

● 太陽の歴史と未来


◎ 形成
太陽は過去の超新星の残骸である星間物質から作られた種族Ⅰの星であり、太陽は超新星爆発で四方八方に散らばった星間物質が何らかの影響によってふたたび集まって形成されたと考えられている。この根拠は、主に質量の大きな高温の星の内部で元素合成によって作られる鉄や金、ウランといった重元素が太陽系に多く存在していることにある。このとき同じ星雲からは1000から2000個程度の星が生まれ星団を形成したが、重力的な束縛がない散開星団は45億年の間に散逸したと考えられている。HD 162826 や HD 186302 はこのときに同じ星雲から生まれた「太陽の兄弟星 (solar sibling) 」とされている。

◎ 進化

○ 主系列
太陽の中心核では水素原子4個がヘリウム原子1個に変換される熱核融合が起きるが、この反応で圧力がわずかに下がり、それを補うために中心部は収縮し、温度が上がる。その結果核融合反応の効率が上昇し、明るさを増していく。45億年前(太陽誕生から1億年後)に主系列星の段階に入った太陽は、現在までに30 %ほど明るさを増してきたとされている 。今後も太陽は光度を増し続け、主系列段階の末期には現在の2倍ほどの明るさになると予想されている。
○ 中心核の水素の消耗後
太陽は超新星爆発を起こすのに十分なほど質量が大きくない。20世紀末–21世紀初頭の研究では太陽の主系列段階は約109億年続くとされており、63億年後には中心核で燃料となる水素が使い果たされ、中心核ではなくその周囲で水素の核融合が始まるとされる。その結果、重力により収縮しようとする力と核融合反応により膨張しようとする力の均衡が崩れ、太陽は膨張を開始して赤色巨星の段階に入る。外層は現在の11倍から170倍程度にまで。このため、かつては地球も太陽に飲み込まれるか蒸発してしまうと予測されていたが、20世紀末–21世紀初頭の研究では赤色巨星段階の初期に起こる質量放出によって重力が弱まり、惑星の公転軌道が外側に移動するため地球が太陽に飲み込まれることはないだろうとされている。 赤色巨星の段階に続いて太陽は脈動変光星へと進化し、これによって外層の物質が四方八方へと放出されて惑星状星雲を作り、10–50万年にわたってガスを放出する。その後、太陽は白色矮星となり、何十億年にもわたってゆっくりと冷えていき、123億年後には収縮も止まる。この進化モデルは質量の小さな恒星の典型的な一生であり、恒星としての太陽は非常にありふれた星であると言える。

● 人類の太陽認識と観測


◎ 神話信仰
太古の時代から、太陽を人格として捉えた太陽神は世界の多くの神話・伝承などで最高神などとして描かれることが多く、太陽崇拝の対象であることも多い。その性質も、昼夜を分け世界を統治する男性神でもあれば、植物を育て恵みを与える女性神として考えられることもあった。月とともに普遍的な太陽神についての誕生や成立に関する説話は世界各地に伝記および伝承などの形で残されている。

◎ 古代の観測
太陽を天文学的に観測した初期の例は、古代ギリシアのアナクサゴラス(紀元前500年頃 – 紀元前428年頃)が800キロメートル離れたシエネ(アスワン)とアレキサンドリアで同時刻の太陽視差を測定し、三角法で距離と大きさを求めた。これは、地球は平面という前提でなされたもので、距離を6400キロメートル、直径を56キロメートルと算出し「太陽はペロポネソス半島ほどの大きさ」と述べた。実際とはかけ離れた数字だが、当時のギリシア人はあまりの大きさに誰も信じなかったという。 地球が球体という前提で距離を計算したアリスタルコス(紀元前310年–紀元前230年)が日食時に月と太陽の視差がほぼ同じという観察を根拠に三角関数を用いて月と太陽までの距離を計算した。さらにヒッパルコス(紀元前160年–紀元前125年)が精度を高めた計算を行った。

◎ 宇宙の中心の座
歴史に残る最初の地動説は、紀元前500年頃のフィロラオスだが、彼の唱える宇宙の中心は太陽ではなく仮想的な「火」だった。太陽中心の地動説はサモス島のアリスタルコス(紀元前310年–紀元前)が観測を元に唱えた。 しかし、クラウディオス・プトレマイオス(83年頃–168年頃)が確立した天動説型太陽系モデルの体系化を成し遂げた。これを含む古代ギリシア学問はアラビア世界を経て12世紀にヨーロッパが取り入れ、キリスト教的世界観に組み込まれた。 中世ヨーロッパで地動説は、ニコラウス・コペルニクス(1473年–1543年)によって唱えられ、ガリレオ・ガリレイ(1564年–1642年)が望遠鏡を用いた天体観測を重ね、木星の衛星(ガリレオ衛星)軌道から地動説を提唱したが、二度の宗教裁判の末に敗れた。しかし地動説はヨハネス・ケプラー(1571年–1630年)が堅持し、アイザック・ニュートン(1642年–1727年)が万有引力の法則で理論的に説明したことで広く受け入れられるようになった。

◎ 太陽観察
太陽の観察は古代から行われ、皆既日食から彩層やコロナは観察されていたことが観察記録から判明している。ガリレオは黒点の観察を記録し、1859年にはリチャード・キャリントンが太陽フレアのスケッチを描いた。太陽光をプリズムで分析する観察はニュートンも行ったが、ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー(1787年–1826年)が分光の中に黒い線を発見した。1850年代に、グスタフ・キルヒホフ(1824年 – 1887年)とロベルト・ブンゼン(1811年–1899年)がこの黒線が特定の元素によって吸収された光の波長であることを突き止め、これによって太陽大気の元素成分が判明した。分光による輝線と元素の関連が判明した後の1868年に、ピエール・ジャンサン(1824年–1907年)が日食時の太陽光スペクトルを観察していた際に未知の元素を示す輝線が発見され、後にこれは太陽のギリシア語にちなみ「ヘリウム」と名づけられた。観察には日食グラスや太陽観測専用の遮光フィルターなどの専用の器具を使用する(すすのついたガラスや黒い下敷き、カラーネガフィルムによる減光では不十分とされている)。太陽の位置を瞬間的に肉眼で確認してから、グラスやフィルターを目に当てる方法では、網膜のやけどによる影響が蓄積される(そのため、先にフィルターに目を当ててから、観測をはじめるように勧告されている)。 望遠鏡や双眼鏡を使用する場合には、太陽投射板に太陽像を投射する方法、対物レンズの前にフィルターを装着する方法の他、(不適切な導入によって事故の危険があるが)接眼レンズに専用のサングラスを装着する方法や、サンプリズムで減光した後に接眼レンズに専用のサングラスを装着する方法もある。 上記のように適切な専用機器を使って正しい観測方法を行ったとしても、長時間の観測によって日食網膜症を引き起こすこともあり、1分観測するごとに2〜3分程度の休憩を取ることが最良かつ最適だとされており、市販されている日食グラスにもその旨の警告が記されている。 太陽光は赤外線もかなり強力で、分厚い雲に覆われて肉眼では太陽が見えない場合でも、デジタルカメラなどでは雲越しに写る事が多い。黒点の極大期にはピンホールカメラで黒点観測ができる事もある。ピンホールカメラと同じ理屈で、日食時の木漏れ日は欠けた太陽の形になる。

◎ 太陽望遠鏡
光量が非常に多く、しかも観測目標が光球表面の見かけ上微細かつ変化が激しい現象である太陽観察には、特別な望遠鏡が開発された。一般的には、焦点距離が長く拡大率を高められ、収差を小さくするためにF値が30以上のものに、分散性能が高い分光器が求められる。これらを満たす装置は大型になるため、太陽を追尾する部分・集光部分・分光部分が独立していることが必須となる。 これらを満たすものとして、追尾部分は「シーロスタット式」や「ヘリオスタット式」、反真空望遠鏡では「タロット式」が採用される。太陽観測は日中であるため夜間より大気の揺らぎが大きく、シーイング向上を目指した設置場所や方法も工夫が必要となる。高地や、海や森林などで囲まれた場所がよく選ばれるが、初期には太陽塔望遠鏡のような構造物の上に設置された。太陽観測用では、1998年にサクラメントピーク天文台で初めて設置された補償光学も、シーイングに成果をもたらしている。

◎ 日震学
太陽内部では乱流的対流とともに音波的波動(太陽の固有振動)が存在し、この2つが表面の運動速度場を決定している。太陽光、特に吸収線のドップラー効果から、光球表面の各部分についてこれを知ることができる。これは1960年にアメリカのロバート・レイトンらが粒状斑を観察する中で発見したもので、「5分振動」と呼ばれる。これは当初、太陽大気の局在が原因と思われたが、1970年代にpモードと呼ばれる太陽が持つ固有の振動が原因と判明した。太陽光球上で非常に目立つ5分振動は、量子力学で扱われる球面調和関数で記述できる、量子数が異なる様々な音波の固有振動が重なり合った結果だった。この理論は可視光で観察不能な太陽内部を調査できるために注目され、また地球内部を地震波で調査する手段と基本的に同じであるため、「日震学」(helioseismology) と呼ばれる。 日震学は、対流層の深さを明らかにした。外部から対流を観察するだけでは不明瞭だった対流の深さが固有振動の分析で判明し、それまで考えられていたよりも対流層は厚かった。また、音波が伝わる速度が温度に依存する点から、太陽内部の温度分布が計算可能となった。これは、後述する「太陽ニュートリノ問題」が解決される前に提示された中心温度への疑問に対し、計算値は標準太陽モデルに近いことを示した。さらに太陽内部の自転速度分析にも回答を与え、表面のような差動回転は内部には大きく見られないことが解明された。

◎ 太陽探査機
地球周回軌道から太陽を観測する探査機と、太陽周回軌道を目指す探査機では求められる性能が大きく異なる。 特に太陽周回軌道を目指す探査機については、恒星である太陽の接近探査は他の惑星探査とは大きく異なる課題が多く、地球からの距離、強力な引力、超高熱、強力で多種な宇宙線などを考慮しなければならない。 X線による太陽観測は1970年代から活発に行われ、アメリカの「スカイラブ」や「ソーラーマックス」、ESA と NASA が共同で「SOHO」、日本の「ひのとり」や「ようこう」および「ひので」などが打ち上げられた。「スカイラブ」はコロナの詳細な像をもたらし、さらに「ようこう」は空間分解能の高いコロナ像を提供した。 光球の基本的な組成は分光観測によってよく知られているが、太陽内部の組成についてはあまりよく分かっていない。そこで太陽風に含まれる粒子のサンプルリターンミッションである「ジェネシス」は、研究者が太陽の物質を直接測定することを目的に計画された。このミッションでは2004年に機体が地球に帰還し、サンプルの解析が現在も進行中だが、試料カプセルが大気圏へ再突入する際にパラシュートが何らかの原因で正常に作動せず、カプセルが地表に激突したために、サンプルの一部が損傷を受けた。

「太陽」『フリー百科事典 ウィキペディア日本語版』(https://ja.wikipedia.org/
2024年7月24日21時(日本時間)現在での最新版を取得

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