太陽現象

太陽現象は太陽の大気圏内で起こる自然現象です。太陽現象には、太陽風、電波フラックス、太陽フレア、コロナ質量放出、^[1]コロナ加熱、太陽黒点など、さまざまな形があります。

これらの現象は、太陽の質量の中心近くにある強い磁場を生成するらせん状のダイナモと、表面近くにある小さな磁場の変動を生成するカオス的なダイナモによって発生すると考えられています。^[2]すべての太陽の変動はまとめて太陽変動と呼ばれ、太陽の重力場内で宇宙天気を生み出します。

太陽活動とそれに関連する現象は、紀元前 8 世紀から記録されてきました。歴史を通じて、観測技術と方法論は進歩し、20 世紀には天体物理学への関心が高まり、多くの太陽望遠鏡が作られました。1931 年にコロナグラフが発明されたことで、コロナを昼間でも研究できるようになりました。

太陽は太陽系の中心に位置する恒星です。ほぼ完全な球形で、高温のプラズマと磁場で構成されています。^{[3] [4]}直径は約1,392,684キロメートル（865,374マイル）で、^[5]地球の約109倍、質量（1.989 × 10^{太陽の質量は30}キログラムで、地球の約33万倍に相当し、太陽系全体の質量の約99.86%を占めています。 ^[6]化学的には、太陽の質量の約4分の3は水素で構成され、残りは主にヘリウムです。残りの1.69%（地球の質量の5,600倍に相当）は、酸素、炭素、ネオン、鉄などのより重い元素で構成されています。 ^[7]

太陽は約45億6700万年前^{[a] [8]に、巨大な}分子雲内の重力崩壊によって形成されました。物質のほとんどは中心に集まり、残りは太陽系のバランスを保つ軌道を描く円盤状に平らになりました。中心の質量は次第に高温と高密度となり、最終的に中心核で 熱核融合反応が起こりました。

太陽はスペクトル型に基づくG型主系列星（G2V）であり、可視放射がスペクトルの黄緑色部分で最も強いため、非公式に黄色矮星と呼ばれています。太陽は実際には白色ですが、地球の表面からは、青色光の大気散乱により黄色に見えます。 ^{[9]スペクトル型ラベルの}G2は、表面温度が約5770 Kであることを示しており[3]（UAIは2014年に5772 Kを受け入れる予定です）、Vは、太陽がほとんどの星と同様に主系列星であり、水素をヘリウムに融合することでエネルギーを生成することを示しています。太陽の中心部では、毎秒約6億2000万トンの水素が融合しています。^{[10] [11]}

地球から太陽までの平均距離はおよそ1天文単位（約1億5000万キロメートル、9300万マイル）ですが、地球が1月の近日点から7月の遠日点に移動するにつれて距離は変化します。^[12]この平均距離では、光が太陽から地球まで移動する時間は約8分19秒です。この太陽光のエネルギーは、光合成によって地球上のほぼすべての生命^[b]を支え、^[13]地球の気候や天気を左右します。^[14] 19世紀まで、科学者は太陽の物理的構成やエネルギー源についてほとんど知りませんでした。この理解はまだ発展途上であり、太陽の 現在の異常現象の多くは未解明のままです。

多くの太陽現象は、平均約 11 年の間隔で周期的に変化します。この太陽周期は太陽光照射に影響を及ぼし、宇宙天気、地上天気、気候に影響を及ぼします。

太陽活動周期は、紫外線からX線までの短波長太陽放射の放射量も調整し、太陽フレア、コロナ質量放出、その他の太陽噴出現象 の頻度にも影響を与えます。

コロナ質量放出（CME）は、太陽コロナの上空で上昇する太陽風と磁場の大規模な爆発です。^[15]太陽活動極大期付近では、太陽は毎日約3つのCMEを生成しますが、太陽活動極小期には約5日に1つのCMEが発生します。^[16] CMEは、他の原因による太陽フレアとともに、無線通信を妨害し、衛星や送電線設備に損傷を与え、大規模で長時間にわたる停電を引き起こす可能性があります。^{[17] [18]}

コロナ質量放出は、太陽フレアなどの他の形態の太陽活動とともに現れることが多いが、因果関係は確立されていない。弱いフレアのほとんどには CME はないが、強力なフレアのほとんどには CME がある。放出のほとんどは、頻繁なフレアに関連する黒点群など、太陽表面の活動領域から発生する。コロナ質量放出と頻繁に関連する他の太陽活動には、噴出性プロミネンス、コロナ減光、コロナ波、太陽津波とも呼ばれる モートン波がある。

磁気再結合はCMEと太陽フレアの原因です。磁気再結合とは、2つの反対方向の磁場が一緒になったときに磁力線が再配置されることを指します。この再配置は、元の反対方向の磁場に蓄えられたエネルギーの突然の放出を伴います。^{[19] [20]}

CME が地球の磁気圏に衝突すると、地球の磁場が一時的に変形し、方位磁針の方向が変わり、地球自体に大きな地電流が発生します。これは磁気嵐と呼ばれ、地球規模の現象です。CME の衝突により、地球の磁気圏尾部(磁気圏の真夜中側)で磁気再結合が誘発され、陽子と電子が地球の大気圏に向かって下方に発射され、そこでオーロラが形成されます。

太陽フレアは、太陽の表面または太陽の縁で観測される突然の閃光であり、最大6 × 10 ²⁵ジュール（太陽が毎秒出力するエネルギー総量の約6分の1、またはTNT火薬換算で1600億メガトン、シューメーカー・レビー第9彗星が木星に衝突した際に放出されるエネルギーの25,000倍以上）のエネルギーが放出されると解釈されている。その後にコロナ質量放出が起こることがある。^[21]フレアは、電子、イオン、原子の雲をコロナを通して宇宙に放出する。これらの雲は通常、イベントの1、2日後に地球に到達する。 ^[22]他の恒星での同様の現象は恒星フレアとして知られている。

太陽フレアは地球付近の宇宙天気に大きな影響を与えます。太陽フレアは太陽風の中に高エネルギー粒子の流れを発生させる可能性があり、これは太陽陽子現象として知られています。これらの粒子は磁気嵐の形で地球の磁気圏に影響を与え、宇宙船や宇宙飛行士に放射線の危険をもたらします。

• 太陽フレア
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  2012 年 8 月 31 日、太陽の大気圏であるコロナに漂っていた太陽物質の長いプロミネンス/フィラメントが、東部夏時間午後 4 時 36 分に宇宙空間に噴出しました。
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  太陽フレアの磁場構造とその起源の図。太陽内部とコロナまでの太陽大気を結ぶ磁気構造の変形によって生じたものと推測される。
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  ステレオで撮影した完全な2D画像（高解像度）

太陽陽子事象（SPE）、または「陽子嵐」は、太陽から放出された粒子（主に陽子）が、フレア中に太陽の近くで、またはCMEショックによって惑星間空間で加速されたときに発生します。この事象には、ヘリウムイオンやHZEイオンなどの他の原子核が含まれる場合があります。これらの粒子はさまざまな影響を引き起こします。それらは地球の磁場を貫通し、電離層で電離を引き起こします。この影響はオーロラ事象に似ていますが、電子ではなく陽子が関係している点が異なります。エネルギーの高い陽子は、宇宙船や宇宙飛行士にとって重大な放射線の危険です。^[23]エネルギーの高い陽子は、主要なフレアのピークから30分以内に地球に到達する可能性があります。

プロミネンスは、太陽の表面から外側に伸びる大きく明るいガス状の地形で、多くの場合はループ状になっています。プロミネンスは太陽の表面の光球に固定されており、コロナに向かって外側に伸びています。コロナは高温のプラズマで構成されており、可視光をあまり放射しませんが、プロミネンスにははるかに低温のプラズマが含まれており、組成は彩層に似ています。

プロミネンス プラズマは通常、コロナ プラズマより 100 倍も低温で密度が高いです。プロミネンスは地球の 1 日程度の時間スケールで形成され、数週間または数か月間持続することがあります。一部のプロミネンスは分解して CME を形成します。

典型的なプロミネンスは数千キロメートルにわたって広がり、記録上最大のものは長さが80万キロメートル（50万マイル）以上と推定されており ^[24]、これはほぼ太陽の半径に相当します。

プロミネンスを宇宙ではなく太陽を背景に見ると、背景よりも暗く見える。この形状は太陽フィラメントと呼ばれる。^[24]プロミネンスはフィラメントとプロミネンスの両方の役割を果たす可能性がある。プロミネンスの中には、600 km/sから1000 km/sを超える速度で物質を放出するほど強力なものもある。他のプロミネンスは、太陽黒点の上に巨大なループやアーチ状の輝くガスの柱を形成し、その高さは数十万キロメートルに達することもある。^[25]

太陽黒点は、太陽の放射「表面」（光球）上の比較的暗い部分で、激しい磁気活動によって対流が妨げられ、光球が冷却されます。白斑は、光球へのエネルギーの流れが回復し、通常の流れと黒点によって遮断されたエネルギーの両方が放射「表面」温度を上昇させるため、黒点群の周囲に形成されるわずかに明るい部分です。科学者は、17世紀に黒点と太陽の光度の関係について推測し始めました。^{[26] [27]}黒点によって引き起こされる光度の減少（通常 < - 0.3%）は、活動領域に関連する白斑と磁気的に活発な「明るいネットワーク」の両方によって引き起こされる増加（通常 < + 0.05%）と相関しています。^[28]

太陽の磁気活動が活発な期間の正味の効果は、太陽放射出力の増加です。これは、太陽の白斑が黒点よりも大きく、長く続くためです。逆に、太陽の磁気活動が低下し、黒点数が少ない期間（マウンダー極小期など）は、放射量が低い時期と相関している可能性があります。^[29]

太陽黒点の活動は、約300年にわたってウルフ数を使って測定されてきました。この指標（チューリッヒ数とも呼ばれます）は、測定のばらつきを補正するために、太陽黒点の数と太陽黒点群の数の両方を使用します。2003年の研究では、太陽黒点は1940年代以降、それ以前の1150年間よりも頻繁に発生していることがわかりました。^[30]

太陽黒点は通常、反対の磁気極性を持つペアとして現れます。^[31]詳細な観測により、年間の最小値と最大値、および相対的な位置のパターンが明らかになりました。各サイクルが進むにつれて、黒点の緯度は30〜45°から、太陽活動極大期後には約7°まで低下します。この緯度の変化はシュポーラーの法則に従います。

太陽黒点が人間の目に見えるためには、直径が約5万キロメートル、面積が20億平方キロメートル（7億7千万平方マイル）、つまり可視領域の7億分の1を占めていなければならない。最近の周期では、地球から見える太陽黒点または密集した黒点群は約100個である。^{[c] [32]}

太陽黒点は動きながら拡大したり縮小したりし、最初に現れたときは秒速数百メートルの速度で移動することもあります。

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  シュペーラーの法則によれば、11 年周期の太陽黒点サイクルの初めに、黒点はまず高緯度に現れ、その後次第に低緯度に現れる。
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  デイリー・メール紙の報道では、太陽黒点1302は巨大な太陽フレアを引き起こす「巨大物体」であると表現された。
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  太陽の表面の詳細、4 インチ屈折望遠鏡、黄色のガラス フィルター、ND 4 のホイル フィルターを使用したアナログ写真、グロースハーデルン天文台、ミュンヘン
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  太陽黒点の詳細図、2006 年 12 月 13 日

太陽風は、太陽の上層大気から放出されるプラズマの流れです。主に電子と陽子で構成され、エネルギーは通常 1.5 ～ 10 keVです。粒子の流れは、時間の経過と太陽の経度に応じて、密度、温度、速度が変化します。これらの粒子はエネルギーが高いため、太陽の重力から逃れることができます。

太陽風は低速太陽風と高速太陽風に分かれています。低速太陽風の速度は毎秒約400キロメートル（250マイル/秒）、温度は2 × 10⁵ Kで、コロナとほぼ一致する組成です。高速太陽風の典型的な速度は750 km/s、温度は8 × 10⁵ Kで、光球のものとほぼ一致します。 ^{[33] [34]}低速太陽風は高速太陽風の2倍の密度があり、強度もより変化します。低速太陽風は乱流領域と大規模な組織化を伴うより複雑な構造をしています。 ^{[35] [36]}

高速太陽風と低速太陽風はどちらも、惑星間 CME (ICME) と呼ばれる、高速で移動する大規模なプラズマの爆発によって中断されることがあります。ICME は太陽圏の薄いプラズマに衝撃波を引き起こし、電磁波を発生させて粒子 (主に陽子と電子) を加速し、 CME に先立って電離放射線のシャワーを形成します。

宇宙天気は、太陽風を含む太陽系内の環境条件です。特に地球の周囲、磁気圏から電離圏、熱圏までの条件について研究されています。宇宙天気は、対流圏や成層圏の地上天気とは異なります。この用語は 1990 年代まで使用されませんでした。それ以前は、このような現象は物理学または大気文学の一部であると考えられていました。

太陽嵐は太陽の擾乱によって引き起こされ、最も多いのは活動的な黒点領域から放射される太陽フレアCMEに関連するコロナ雲ですが、まれにコロナホールから発生することもあります。太陽は激しい地磁気嵐や陽子嵐を発生させ、停電、通信障害（GPSシステムを含む）や衛星やその他の宇宙技術の一時的または永続的な無効化を引き起こす可能性があります。太陽嵐は高緯度、高高度の航空や有人宇宙飛行に危険を及ぼす可能性があります。^[37]地磁気嵐はオーロラを引き起こします。^[38]

最も重大な太陽嵐は1859年9月に発生し、カリントン事件として知られています。^{[39] [40]}

オーロラは、特に高緯度地域（北極と南極）で、極の周囲に大きな円を描く形で空に現れる自然の光の現象です。オーロラは、太陽風と磁気圏の荷電粒子が高高度の大気（熱圏）と衝突することで発生します。

ほとんどのオーロラはオーロラ帯と呼ばれる帯状の領域で発生します。^{[41] [42]}オーロラ帯は通常緯度3°～6°の幅があり、すべての経度で地磁気極から10°～20°で観測されますが、春分と秋分の前後に最も鮮明に観測されることが多いです。荷電粒子と太陽風は地球の磁気圏によって大気圏に向けられます。磁気嵐によりオーロラ帯は低緯度まで広がります。

オーロラは太陽風と関係があります。地球の磁場は太陽の粒子を捕らえ、その多くは極に向かって移動し、地球に向かって加速されます。これらのイオンと大気の衝突により、極の周りに大きな円を描くオーロラの形でエネルギーが放出されます。オーロラは、CME が太陽風の強度を増す太陽周期の激しい時期に、より頻繁に発生し、より明るくなります。^[43]

磁気嵐は、地球の磁場と相互作用する太陽風の衝撃波や磁場の雲によって引き起こされる地球の磁気圏の一時的な乱れです。太陽風の圧力が増加すると磁気圏が圧縮され、太陽風の磁場が地球の磁場と相互作用して磁気圏に伝達されるエネルギーが増加します。両方の相互作用により、磁気圏内のプラズマの動きが増加し（電場の増加によって駆動）、磁気圏と電離層の電流が増加します。^[44]

嵐を引き起こす惑星間物質の擾乱は、太陽表面の弱い磁場の領域から発生する太陽風のCMEまたは高速流（共回転相互作用領域またはCIR）^[45]によるものである可能性があります。地磁気嵐の頻度は、太陽黒点周期とともに増減します。CMEによって引き起こされる嵐は、太陽活動の極大期に多く発生し、CIRによって引き起こされる嵐は、太陽活動の極小期に多く発生します。

いくつかの宇宙天気現象は地磁気嵐に関連しています。これには太陽高エネルギー粒子（SEP）現象、地磁気誘導電流（GIC）、電波やレーダーのシンチレーションを引き起こす電離層擾乱、コンパス航法の妨害、通常よりはるかに低緯度でのオーロラ現象などが含まれます。1989年の地磁気嵐は地表誘導電流を発生させ、ケベック州のほとんどの地域で電力供給を妨害し^{[46] 、}テキサス州南部までオーロラ現象を引き起こしました^[47]。

突発性電離層擾乱（SID）は、太陽フレアによって引き起こされる電離層のD領域における異常に高い電離/プラズマ密度である。SIDは、中周波（MF）上部と高周波（HF）下部の範囲で最も深刻な電波吸収の突然の増加をもたらし、その結果、通信システムを中断または妨害することが多い。^[48]

地磁気誘導電流は、宇宙天気が地上レベルで現れたもので、長い電気導体システムの正常な動作に影響を及ぼします。宇宙天気が発生すると、磁気圏と電離圏の電流が大きく変動し、地球の磁場にも影響を及ぼします。これらの変動により、地上の導体に誘導電流 (GIC) が発生します。送電網や埋設パイプラインは、このような導体システムの一般的な例です。GIC は、パイプラインの鋼鉄の腐食の増加や高電圧電力変圧器の損傷 などの問題を引き起こす可能性があります。

炭素14（放射性炭素：¹⁴ C）の生成は太陽活動に関連している。炭素14は、大気中の窒素（^{14 N）への宇宙線の衝突により窒素が}β+崩壊を起こし、より一般的な12ではなく原子量が14の珍しい炭素同位体に変化すると、上層大気で生成される。銀河宇宙線は太陽風の磁場の外向き掃引によって太陽系から部分的に排除されるため、太陽活動の増加は¹⁴ Cの生成を減少させる。^[49]

大気中の¹⁴ C 濃度は、太陽活動が極大期のときには低く、極小期のときには高くなります。木材に捕捉された¹⁴ C を測定し、年輪を数えることで、最近の木材と比較した放射性炭素の生成を測定し、年代を判定できます。過去 10,000 年間の再構築では、^{14 C の生成は 7,000 年前の中期完}新世に非常に高く、1,000 年前まで減少していたことが示されています。太陽活動の変動に加えて、炭素 14 生成の長期的傾向は、地球の地磁気の変化や生物圏内の炭素循環の変化(特に氷河期間の植生範囲の変化に関連するもの) の影響を受けます。^{[引用が必要]}

太陽活動とそれに関連する現象は、バビロニア 時代から定期的に記録されてきました。初期の記録には、日食、コロナ、太陽黒点などが記されていました。

望遠鏡が発明されて間もない1600年代初頭、天文学者たちは太陽の観測を始めました。トーマス・ハリオットは1610年に初めて太陽黒点を観測しました。観測者たちはマウンダー極小期に、頻度の低い太陽黒点とオーロラを確認しました。^[50]これらの観測者の一人は有名な天文学者ヨハネス・ヘヴェリウスで、彼はマウンダー極小期初期の1653年から1679年にかけて多数の太陽黒点を記録し、Machina Coelestis（1679年）という本に載せています。^[51]

太陽分光測定は1817年に始まりました。^[52] ルドルフ・ヴォルフは1755年から1766年の周期までさかのぼって黒点観測を行いました。彼は相対的な黒点数の定式化（ヴォルフ黒点数またはチューリッヒ黒点数）を確立し、これが標準的な測定方法となりました。1852年頃、ザビーネ、ヴォルフ、ゴーティエ、フォン・ラモントはそれぞれ独立して太陽周期と地磁気活動の関連性を発見しました。^[52]

1845年4月2日、フィゾーとフーコーは初めて太陽の写真を撮影しました。写真は太陽のプロミネンス、粒状化、分光法、日食の研究に役立ちました。^[52]

1859年9月1日、リチャード・C・キャリントンとR・ホジソンがそれぞれ太陽フレアを初めて観測した。^[52]キャリントンとグスタフ・シュペーラーは太陽が差動回転を示し、外層が流体であることを発見した。^[52]

1907年から1908年にかけて、ジョージ・エラリー・ヘールは太陽の磁気周期と太陽黒点の磁気的性質を明らかにした。その後、ヘールと彼の同僚は太陽の磁場を説明するヘールの極性法則を導き出した。^[52]

1931年にベルナール・リオがコロナグラフを発明したことで 、コロナを昼間でも研究することが可能になった。^[52]

1990年代まで、太陽は表面が解像された唯一の恒星でした。^[53]その他の大きな成果としては、以下のことが分かりました。^[54]

• X線放出ループ（例えば、Yohkohによる）
• コロナと太陽風（例：SoHO）
• 活動レベルによる太陽の明るさの変化、および他の太陽型恒星におけるこの効果の検証（例：ACRIMによる）
• 太陽のような恒星の目に見える表面における磁場の強いフィブリル状態（例えば、ひのでによる）
• 上昇する方位磁束束のダイナミクスから推測すると、導電帯の底部に0.5×10 ⁵～ 1×10 ⁵ガウスの磁場が存在し、何らかの原繊維状になっていると考えられます。
• 太陽の中心核から放出される低レベルの電子ニュートリノ。 ^[54]

20世紀後半には、衛星が太陽を観測するようになり、多くの知見がもたらされました。例えば、太陽活動極大期ミッション（1980年に打ち上げられた）のACRIM1実験による太陽放射総量（TSI）の衛星測定によって、磁気活動領域による太陽の光度の変調が確認されました。^[28]

• 最近の気候変動の原因（太陽活動のセクション）
• 気候変動（太陽出力のセクション）
• 太陽に関する記事一覧
• 天文学の概要
• 放射浮遊
• 太陽周期

• Karl, Thomas R.; Melillo, Jerry M.; Peterson, Thomas C. (2009). 「米国における地球規模の気候変動の影響」(PDF) . Cambridge University Press . 2024年1月30日閲覧。
• ウィルソン、リチャードC.; HSハドソン (1991)。 「太陽活動周期全体にわたる太陽の光度」。ネイチャー。351 (6321): 42–4。Bibcode :1991Natur.351...42W。doi :10.1038/351042a0。S2CID  4273483。
• フーカル、ピーター。他。 （1977年）。 「太陽定数に対する黒点と白斑の影響」。天体物理学ジャーナル。215 : 952。ビブコード:1977ApJ...215..952F。土井：10.1086/155431。
• Dziembowski, WA; PR Goode; J. Schou (2001). 「太陽は磁気活動の増加とともに縮小するのか?」. Astrophysical Journal . 553 (2): 897–904. arXiv : astro-ph/0101473 . Bibcode :2001ApJ...553..897D. doi :10.1086/320976. S2CID  8177954.
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• NOAA / NESDIS / NGDC (2002) 地球に影響を与える太陽変動 NOAA CD-ROM NGDC-05/01。この CD-ROM には、1990 年 4 月までの期間をカバーする 100 を超える太陽地球および関連する地球規模のデータベースが含まれています。
• 最近の全太陽放射量データは2013-07-06にWayback Machineにアーカイブされ、毎週月曜日に更新されます
• 最新の宇宙天気データ – 太陽影響データ分析センター (ベルギー) より
• ビッグベア太陽観測所（カリフォルニア）の最新画像
• 最新の SOHO 画像 – ESA / NASA太陽・太陽圏観測衛星より
• 太陽活動領域地図 – キスロヴォツク山天文観測所より