学習目標
このセクションの終わりまでに、次のことができます。
- 太陽の組成が地球の組成とどのように異なるかを説明します。
- 太陽のさまざまな層とその機能を説明します。
- 太陽の大気のさまざまな部分で何が起こるかを説明します。
太陽の大気のさまざまな部分で何が起こるかを説明します。すべての星のように、非常に熱い、主にイオン化されたガスの巨大なボールであり、独自の力の下で輝いています。 そして、我々は巨大な意味を行います。, 太陽はその直径を横切って109の地球を並べて収めることができ、約1.3万の地球を保持するのに十分な体積（十分なスペースを占有）を持っています。
太陽は地球のような固体表面や大陸を持たず、固体のコアも持っていません（図1）。 しかし、それは多くの構造を持っており、タマネギとは異なり、一連の層として議論することができます。 このセクションでは、太陽の広範な内部と大気で起こる巨大な変化と、その外側の層で毎日起こるダイナミックで激しい噴火について説明します。,
図1. 地球と太陽：ここでは、地球は太陽の一部とその表面から噴出する熱いガスの巨大なループでスケールすることが示されています。 はめ込みは、太陽全体を、より小さく示します。 (credit:modification of work by SOHO/EIT/ESA)
太陽の基本的な特徴のいくつかを表1に示します。 そのテーブルの用語のいくつかは、今あなたに不慣れかもしれませんが、あなたはさらに読むようにそれらを知るようになります。
| 表1., 太陽の特性 | ||
|---|---|---|
| 特性 | どのように見つかったか | 値 |
| 平均距離 | 惑星からのレーダー反射 | 1AU(149,597,892km) |
| 地球からの最大距離 | 1.521×108km | |
| 地球からの最小距離 | 1.471×108km | |
| 質量 | 地球の軌道 | 333,400地球質量(1.99×1030kg) |
| 平均角度直径 | 直接測定 | 3159。,3 |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8×1026W |
| スペクトルクラス | スペクトル | G2V |
| 有効温度 | 太陽の光度と半径から得られる | 5800K |
| 赤道での自転周期 | 太陽の端で撮影したスペクトルの黒点とドップラーシフト | 24日16時間 |
| 赤道から黄道への傾き | 黒点の動き | 7°10.,5 |
太陽の大気の組成
まず、太陽の大気が何で作られているかを尋ねましょう。 放射線とスペクトルで説明したように、星の吸収線スペクトルを使用して、どの元素が存在するかを決定することができます。 太陽には地球と同じ要素が含まれていますが、同じ割合ではないことが判明しました。 太陽の質量の約73％が水素であり、さらに25％がヘリウムである。, 他のすべての化学元素（炭素、酸素、窒素など、私たち自身の体で知っていて愛しているものを含む）は、私たちの星のわずか2％を占めています。 太陽の可視表層の中で最も豊富な10のガスを表1に示します。 そのテーブルを調べて、太陽の外層の組成が私たちが住んでいる地球の地殻とは非常に異なっていることに気づきます。 （私たちの惑星の地殻では、三つの最も豊富な元素は酸素、シリコン、アルミニウムです。）私たちの惑星のようではありませんが、太陽のメイクは一般的に星の非常に典型的です。,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., しかし、女性であること、彼女は1938年まで、彼女が働いていたハーバード大学で正式な任命を与えられていなかったと1956年まで教授に任命されませんでした。 (credit:Smithsonian Institution)
私たちの太陽と星はすべて同じような組成を持ち、主に水素とヘリウムで構成されているという事実は、1925年に米国で天文学の博士号を取得した最初の女性であるCecilia Payne-Gaposchkinによって華麗な論文で最初に示されました(図2)。, しかし、最も単純な軽いガス—水素とヘリウム—が星の中で最も豊富な元素であるという考えは、予想外で衝撃的であり、彼女はデータの分析が間違ってい 当時、彼女は”恒星大気中のこれらの元素に由来する巨大な豊富さは、ほぼ確実に本物ではありません。”でも研究者は時には厳しく受け入れた新しいアイデアについてはみな”知”すべての権利は留保されています。
Payne-Gaposchkinの仕事の前に、誰もが太陽と星の組成は地球のそれによく似ていると仮定しました。, 彼女の論文から3年後、他の研究が太陽の中の水素とヘリウムの膨大な量が本当に本物であることを疑う余地を超えて証明しました。 （そして、私たちが見るように、太陽と星の組成は、私たちの惑星を特徴付けるより重い元素の奇妙な濃度よりも、宇宙の構成のはるかに典型的です。）
太陽の中で見つかった要素のほとんどは、すべてのガスの形で、分子の数が少ない原子の形である：太陽はどんなに液体や固体として生き残ることができないように暑いです。, 実際、太陽は非常に暑いので、その中の原子の多くがイオン化され、つまり電子の一つ以上が取り除かれます。 この原子から電子を取り除くことは、太陽の中に大量の自由電子と正に帯電したイオンがあり、このテキストを読んでいる中性のものとはまったく異なる電荷を帯びた環境になっていることを意味します。 （科学者はそのような熱いイオン化ガスをプラズマと呼ぶ。）
十九世紀には、科学者たちは530でスペクトル線を観察しました。,コロナと呼ばれる太陽の外側の大気中の3ナノメートル（我々は分で説明します層。）この線はこれまで見たことがなかったので、この線はコロナで見つかった新しい元素の結果であると仮定されました。 天文学者がこの放出が実際には13の電子が取り除かれた高度にイオン化された鉄によるものであることを発見したのは60年後までではなかった。 これは、私たちが最初に太陽の大気が百万度以上の温度を持っていたことを発見した方法です。,
可視表面の下にある太陽の層
図3. 太陽の部分：この図は、エネルギーが外側に輸送される領域を介してエネルギーが生成されるホットコアから、最初に放射によって、次に対流によって、そ 大気の一部はまた、光球、彩層、およびコロナとラベル付けされています。 コロナホールやプロミネンスなど、大気中のいくつかの典型的な特徴を示した。, (credit:modification of work by NASA/Goddard)
図3は、太陽の中心から外側の大気までのすべての部分を見ることができれば、太陽がどのように見えるかを示しています。
太陽の層は互いに異なっており、それぞれが太陽が最終的に放出するエネルギーを生成する役割を果たしています。 私たちはコアから始めて、層を通って私たちの方法を働かせます。 太陽のコアは非常に密であり、そのエネルギーのすべての源です。, コアの中では、原子力エネルギーが放出されています（私たちは太陽の下で議論する方法で：原子力発電所）。 コアは太陽の内部の大きさの約20％であり、約15万Kの温度を持つと考えられており、太陽の最も熱い部分となっている。
コアの上には放射ゾーンとして知られる領域があり、それを横切ってエネルギーを輸送する主要なモードにちなんで名付けられています。 この領域は、太陽表面までの距離の約25％から始まり、表面までの道の約70％まで延びています。, この領域の物質の密度が高いため、光子は粒子に遭遇せずに遠くまで移動できず、方向を変えてエネルギーを失うことがあるため、コアで生成された光は非常にゆっくりと放射ゾーンを通って輸送される。
対流帯は太陽内部の最も外側の層である。 それは約200,000キロメートルの深さの厚い層であり、沸騰するオートミールの鍋に似た巨大な対流セルを介して放射ゾーンの端から表面にエネルギーを運ぶ。, 対流ゾーンの底部にあるプラズマは非常に高温であり、それはそれが空間にその熱を失う表面に泡立ちます。 プラズマが冷却されると、それは対流ゾーンの底に戻って沈みます。
今、私たちは太陽全体の構造の簡単な概要を与えていることを、このセクションでは、我々は光球から始まる、太陽の目に見える層を通って旅に乗り出
太陽光球
図4., 太陽の光球と黒点：この写真は、太陽の目に見える表面である光球を示しています。 また、黒点のグループの拡大画像も示されており、地球の大きさを比較するために示されています。 黒点は周囲よりも涼しいため、暗く見えます。 大きな黒点の中心の典型的な温度は約3800Kですが、光球の温度は約5800Kです（credit:modification of work by NASA/SDO）
地球の空気は一般的に透明です。, しかし、多くの都市でスモッグの日に、それは不透明になる可能性があり、私たちは特定のポイントを過ぎてそれを見ることができません。 同様のことが太陽の下で起こります。 その外側の雰囲気は透明であり、私たちはそれを通って短い距離を見ることができます。 しかし、私たちが太陽の中の大気をより深く見ようとすると、私たちの視界は妨げられます。 光球は、太陽が不透明になり、私たちが見ることができない境界をマークする層です（図4）。,
私たちが見たように、光球から出てくるエネルギーは、もともと太陽の奥深くで生成されました（これについては、太陽の下で：原子力発電所）。 このエネルギーは光子の形をしており、太陽表面に向かってゆっくりと進んでいます。 太陽の外では、原子の密度が十分に低く、光子が最終的に別の原子やイオンと衝突することなく太陽から逃げ出すことができる太陽光球に放出される光子だけを観察することができます。,
類推として、あなたが大きなキャンパスラリーに出席していて、その行動の中心近くに一等地を見つけたと想像してください。 あなたの友人は遅れて到着し、群衆の端に彼女に参加するように依頼するためにあなたの携帯電話であなたを呼び出します。 あなたは友情が一等地よりも価値があると判断し、あなたは彼女に会うために密な群衆を通してあなたの方法を働かせます。 あなたは、誰かにぶつかったり、方向を変えたり、もう一度試したりして、群衆の外の端にゆっくりとあなたの方法を作る前に、短い距離だけを移動する, すべてこの間、あなたの努力は端にあなたの待っている友人には見えません。 あなたの友人は、あなたが邪魔になるすべての体のために端に非常に近づくまであなたを見ることができません。 だから、あまりにも光子が太陽を通って彼らの方法を作って、常に原子にぶつかって、方向を変え、ゆっくりと外側に彼らの方法を働かせて、彼らが原子の密度が彼らの外側の進歩をブロックするには低すぎる太陽の大気に達するときにのみ見えるようになっている。,
天文学者は、太陽の大気がほぼ完全に透明からほぼ完全に不透明に変化することを発見しました400キロメートル以上の距離で;それは私たちが光球と呼ぶのは、この薄い領域です,”光球”のためのギリシャ語から来ている言葉.”天文学者が太陽の”直径”について話すとき、彼らは光球に囲まれた領域の大きさを意味します。
光球は遠くからだけ鋭く見えます。 あなたが太陽に落ちていた場合、あなたは表面を感じることはありませんが、あなたを取り巻くガスの密度が徐々に増加することを感じるだけです。, それはスカイダイビング中に雲を通って落ちるのとほぼ同じです。 遠くから見ると、雲はまるで鋭い表面を持っているかのように見えますが、あなたはそれに落ちるように表面を感じません。 （しかし、これら二つのシナリオの大きな違いは、温度です。 太陽はとても暑いので、光球に達するずっと前に蒸発します。 地球の大気中でのスカイダイビングははるかに安全です。)
図5., 造粒パターン：対流セルの表面マーキングは、日本の”ひので”宇宙船から撮影したこの劇的な画像（左）に造粒パターンを作成します。 味噌汁を熱すると同じパターンが見えます。 右の画像は、August22、2003のスウェーデンの太陽望遠鏡で見られる、太陽の表面に不規則な形の黒点と顆粒を示しています。, （クレジット左：日の出JAXA/NASA/PPARCによる研究の修正、クレジット右：ISP/SST/Oddbjorn Engvold、Jun Elin Wiik、Luc Rouppe van der Voort）
このテキストを読んでいる部屋の空気に比べて、太陽の大気は非常に緻密な層ではないことに注意する 光球の典型的なポイントでは、圧力は海面で地球の圧力の10％未満であり、密度は海面で地球の大気密度の約万分の一です。,
望遠鏡による観測では、光球は暗いテーブルクロスや沸騰したオートミールの鍋にこぼれた米の粒に似たまだらの外観をしていることが示されてい この光球の構造は粒状化と呼ばれています（図5参照）顆粒は、典型的には直径700-1000キロメートル（テキサスの幅ほど）であり、狭く暗い（より涼しい）領域に囲まれた明るい領域として現れます。 個々の微粒の寿命は5から10分だけです。, さらに大きなスーパーグラニュールは、約35,000キロメートル（二つの地球の大きさについて）であり、約24時間持続する。
顆粒の運動は、それらのすぐ上のガスのスペクトルにおけるドップラーシフトを調べることによって研究することができる（ドップラー効果を参照）。 明るい顆粒は、光球の下から毎秒2-3キロメートルの速度で上昇するより熱いガスの列である。 この上昇するガスが光球に達すると、それは広がり、冷却され、再び顆粒の間のより暗い領域に沈みます。, 測定によると、顆粒の中心は粒界領域よりも50-100K熱いことが示されています。
彩層
図6., 太陽大気：太陽大気の三成分を示す合成画像：通常の光で撮影された太陽の光球または表面、水素の強い赤いスペクトル線（H-α）の光の中でイメージされる彩層、およびX線で見られるコロナ。 (credit:modification of work by NASA)
太陽の外側のガスは光球をはるかに超えて広がっています(図6)。 それらはほとんどの可視放射線に対して透明であり、少量の光しか放出しないため、これらの外層は観察することが困難である。, 光球のすぐ上にある太陽の大気の領域は、彩層と呼ばれています。 今世紀まで、彩層は皆既日食の間に月によって光球が隠されたときにのみ見えていました（地球、月、空の章を参照）。 十七世紀には、いくつかの観測者は、太陽の光球が覆われていた後の短い瞬間の間に、月の端の周りの狭い赤い”縞”または”縞”として彼らに現れたものを 彩層という名前は、ギリシャ語で”色の球”を意味する”彩層”から、この赤い縞に与えられました。,
日食の間に行われた観測は、彩層が約2000-3000キロメートルの厚さであり、そのスペクトルは明るい輝線で構成されており、この層は離散波長で光を発する熱いガスで構成されていることを示している。 彩層の赤みを帯びた色は、そのスペクトルの目に見える部分で最も強い輝線の一つから生じます—水素によって引き起こされる明るい赤い線、すでに,
1868年、彩層スペクトルの観測により、地球上の以前に知られていた元素に対応していない黄色の輝線が明らかになりました。 科学者に敏感な人にはオススメしたい新しい要素としてヘリウム（ヘリオス、ギリシャ語の”Sun”). 私たちの惑星でヘリウムが発見されるのは1895年までかかりました。 それは宇宙で二番目に豊富な要素であることが判明したが、今日、学生はおそらく、風船を膨らませるために使用される軽いガスとしてそれに最も
彩層の温度は約10,000kです。, これは、彩層が光球よりも熱いことを意味し、驚くべきことに見えるはずです。 私たちがよく知っているすべての状況では、熱源から離れるにつれて温度が下がり、彩層は光球よりも太陽の中心から遠く離れています。
遷移領域
図7. 太陽大気の温度：このグラフでは、温度が上昇していることが示されており、光球より上の高さが右に増加していることが示されています。, 彩層とコロナの間の遷移領域における非常に短い距離にわたる温度の非常に急速な上昇に注意してください。
温度の上昇は彩層で止まらない。 その上には、温度が10,000k（彩層の典型的な）からほぼ百万度に変化する太陽大気の領域があります。 百万度以上の温度を有する太陽大気の最も熱い部分は、コロナと呼ばれています。 適切には、急激な温度上昇が起こる太陽の部分を遷移領域と呼びます。, それはおそらく数十キロメートルの厚さしかありません。 図7は、太陽大気の温度が光球から外側にどのように変化するかをまとめたものです。
2013年に、NASAは、この急激な温度上昇がどのように、なぜ起こるかをよりよく理解するために遷移領域を研究するために、インターフェイス領域画像分 IRISは、この広い温度範囲で生成されるさまざまな特徴の高い空間分解能画像を取得し、時間と場所によってどのように変化するかを見ることができる最初の宇宙ミッションです(図8)。,
図3と図7の赤いグラフは、太陽をタマネギのように見せ、滑らかな球形の殻を持ち、それぞれ温度が異なります。 長い間、天文学者は確かに太陽をこのように考えていました。 しかし、我々は今、層のこのアイデア—光球、彩層、遷移領域、コロナ—はかなりよく全体像を説明しているが、太陽の大気は本当に複雑であり、暑い地域と涼しい地域が混在していることを知っています。, 例えば、4000Kよりも寒い温度の一酸化炭素ガスの雲は、彩層のはるかに熱いガスと光球の上の同じ高さで発見されています。
図8. コロナの遷移領域の一部の画像、フィラメント、または多くの個々のスレッドからなるリボンのような構造を示す
コロナ
太陽の大気の最も外側 彩層と同じように、コロナは全日食の間に最初に観測されました（図9）。, 彩層とは異なり、コロナは何世紀にもわたって知られています：それはローマの歴史家プルタルコスによって言及され、ケプラーによっていくつかの詳細
図9. コロナグラフ：太陽のこの画像はMarch2、2016で撮影されました。 中央の大きな暗い円は、太陽のまぶしさをブロックするディスクであり、コロナを見ることができます。 より小さい内側の円は、太陽がこの画像で見えた場合に太陽がある場所です。, (credit:modification of work by NASA/SOHO)
コロナは光球の上に何百万キロメートルも伸びており、満月の約半分の光を放出しています。 日食が起こるまで私たちがこの光を見ない理由は、光球の圧倒的な輝きです。 明るい街の明かりがかすかな星の光を見るのを難しくするのと同じように、光球からの強い光もコロナからのかすかな光を隠します。 地球からコロナを見るのに最適な時期は皆既日食の間ですが、宇宙船を周回することから簡単に観察することができます。, その明るい部分は、occulting disk（太陽のすぐ前にあるように保持された円形の材料）で画像から太陽のまぶしさを取り除く特別な機器—coronagraphで撮影することができ
そのスペクトルの研究は、コロナの密度が非常に低いことを示しています。 コロナの底には立方センチメートルあたり約109個の原子しか存在しないが、上層光球では立方センチメートルあたり約1016個の原子、地球大気では海面では立方センチメートルあたり約1019個の分子と比較している。, コロナは地球の実験室の標準によって高真空に対応するより大きい高さで非常に急速に薄くなる。 コロナはこれまでのところ宇宙に広がっています—遠い過去の地球—ここで私たちの惑星では、私たちは技術的に太陽の大気の中に住んでいます。
太陽風
太陽の大気についての最も顕著な発見の一つは、それが我々が太陽風と呼ぶ荷電粒子（主に陽子と電子）の流れを生成することです。, これらの粒子は、秒速約400キロメートル（時速約1万マイル）の速度で太陽から太陽系に外側に流れます！ 太陽風は、コロナ内のガスが非常に熱く、非常に急速に動いているため、太陽の重力によって保持されることができないために存在します。 （この風は実際には彗星の帯電した尾への影響によって発見されました;ある意味では、私たちは彗星の尾が太陽の風に吹くのを見ることができます。）
太陽風の材料は非常に、非常に稀であるが（すなわち,、極端に低い密度）、太陽に巨大な表面積があります。 天文学者は、太陽がこの風によって毎年約10万トンの材料を失っていると推定しています。 この失われた質量の量は地球基準では大きいように見えますが、太陽にとっては完全に重要ではありません。
図10. コロナホール：このSolar Dynamics Observer宇宙船の画像で太陽の南極の近くに見える暗い領域は、コロナホールです。 （クレジット：NASA/SDOによる作業の修正）
太陽のどこから太陽風が現れますか？, 目に見える写真では、太陽コロナはかなり均一で滑らかに見えます。 しかし、x線と極端な紫外線写真は、コロナがループ、プルーム、および明るい領域と暗い領域の両方を持っていることを示しています。 比較的涼しく静かなコロナの大きな暗い領域は、コロナホールと呼ばれています（図10）。 これらの地域では、磁力線は、表面に戻ってループするよりもむしろ、太陽から離れた宇宙空間にはるかに伸びています。 太陽風は、ガスが磁場によって妨げられることなく、太陽から離れて宇宙空間に流れることができるコロナの穴から主に生じます。, 一方、高温のコロナガスは、主に磁場が閉じ込められて集中している場所に存在します。
地球の表面では、私たちは大気と地球の磁場によって太陽風からある程度保護されています（地球を惑星として見てください）。 しかし、磁力線は北極と南極で地球に入ってきます。 ここで、荷電粒子加速、太陽風に追従できる分野に当社の雰囲気です。, 粒子が空気の分子に当たると、それらは光り、オーロラ、または北と南の光と呼ばれる美しい光のカーテンを作り出します（図11）
図11。 オーロラ：空のカラフルな輝きは、太陽風の荷電粒子が地球の磁場と相互作用することに起因します。 ここで撮影された素晴らしいディスプレイは、2013年にアイスランドのJokulsarlon湖の上に発生し, (credit:Moyan Brenn)
主な概念と概要
私たちの星である太陽は、目に見える表面の下にいくつかの層を持っています：コア、放射ゾーン、および対流ゾーン。 これらは、順番に、太陽大気を構成する層の数に囲まれています。, 太陽の中心からの距離を増やすために、彼らは4500Kから約6800Kの範囲の温度を持つ光球、104Kの典型的な温度を持つ彩層、温度が104Kから106Kに急速に増加する数キロメートルの厚さしかないかもしれない遷移領域、そして数百万Kの温度を持つコロナです。太陽の表面は、熱く明るい顆粒と見なされる湧昇対流の流れでまだらになっています。 太陽風の粒子は、コロナの穴を通って太陽系に流れ出ます。, そのような粒子が地球の近くに達すると、それらは地球の磁極の近くで最も強いオーロラを作り出します。 水素とヘリウムは一緒に太陽の質量の98％を占め、その組成は地球の組成よりもはるかに大きな宇宙の特徴です。,太陽に下向きに流れている周囲の領域よりもわずかに熱く、したがって明るいガスの湧昇流によって生成されます
光球：太陽（または恒星）大気の領域
プラズマ：熱いイオン化ガス
太陽風：太陽を離れる熱い荷電粒子の流れ
遷移領域：太陽の大気の中で温度が比較的低い温度から非常に急速に上昇する領域。コロナの高温に彩層
