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太陽観測とは、太陽とその挙動、そして地球や太陽系の他の天体との関係を研究する科学的な営みである。意図的な太陽観測は数千年前に始まった。直接観測の初期の時代は、1600年代の望遠鏡の登場、そして20世紀の人工衛星の登場へと発展していった。
地層学的データは、太陽活動周期が数億年以上前から発生していることを示唆しており、先カンブリア時代の堆積岩の年縞を測定したところ、周期に対応する層厚の繰り返しピークが明らかになった。地球の初期の大気は現在よりも太陽放射に敏感であった可能性があり、そのため、太陽黒点活動が活発な年には氷河の融解が大きくなり（堆積物の堆積が厚くなった）可能性がある。[ 1 ] [ 2 ] これは年層構造を前提としているが、代替的な説明（日周期）も提案されている。[ 3 ]
年輪の分析により、過去の太陽活動周期の詳細な像が明らかになった。年輪年代測定法で年代が特定された放射性炭素濃度により、11,400年にわたる太陽黒点活動の復元が可能になった。[ 4 ]
太陽活動とそれに関連する現象は、バビロニア人の時代から定期的に記録されてきた。紀元前8世紀には、[ 5 ]彼らは日食について記述し、数秘術の規則からそれを予測した可能性がある。太陽黒点に関する現存する最古の記録は、紀元前800年頃の中国の易経に遡る。同書で使用されているフレーズは、「太陽に斗が見える」「太陽に梅が見える」と訳され、斗と梅は（文脈に基づくと）暗くなることまたは遮られることを意味する。観測は、中国と朝鮮の天文学者によって、独立してではなく、皇帝の命令によって定期的に記録された。[ 5 ]
西洋の文献で太陽黒点について最初に明確に言及したのは、紀元前300年頃の古代ギリシャの学者テオフラストスで、彼はプラトンとアリストテレスの弟子であり、アリストテレスの後継者であった。[ 6 ]フランク王国の年代記には、西暦807年3月17日から8日間見られた大きな太陽黒点が記録されており、誤って水星の太陽面通過であると結論付けられている。[ 7 ]
意図的な黒点観測の現存する最古の記録は、紀元前364年に中国の天文学者甘徳が星表に記した記述に基づいている。[ 8 ]紀元前28年までに、中国の天文学者は公式の皇帝記録に定期的に黒点観測を記録するようになった。[ 9 ]
813年のカール大帝の死の時に大きな黒点が観測された。[ 10 ] 1129年の黒点活動はウースターのジョンによって記述され、 12世紀後半にはアヴェロエスが黒点について記述した。[ 11 ]しかし、これらの観測も惑星の通過と誤って解釈された。[ 12 ]
太陽コロナについて最初に明確に言及したのは、ビザンツ帝国の歴史家レオ・ディアコノスである。彼は、コンスタンティノープル（現在のトルコ、イスタンブール）で体験した968年12月22日の皆既日食について次のように記している。[ 13 ]
昼の4時になると、地上は暗闇に包まれ、最も明るい星々が輝き出した。太陽の円盤はぼんやりと光を失い、その縁に沿って細い帯状のかすかな光が円形に輝いていた。
—レオ・ディアコヌス[ 13 ]
太陽黒点の図の最も古い記録は、1128年にジョン・オブ・ウースターによって描かれたものである。[ 14 ]
ローマ皇帝ロタールの治世3年目、イングランド王ヘンリーの治世28年目にあたる12月8日土曜日、朝から晩まで、太陽を背にして2つの黒い球体が現れた。
—ジョン・オブ・ウースター、『ジョン・オブ・ウースター年代記』、アルバート・ヴァン・ヘルデン著、1996年より引用。[ 15 ]
もう一つの初期の観測は、1185年にロシアのノヴゴロド年代記に記述された太陽のプロミネンスに関するものであった。[ 13 ]
夕方になると日食が起こった。辺りはすっかり暗くなり、星が見えた。太陽は月のように見え、角からはまるで燃え盛る炭火のようなものが突き出ていた。
ジョルダーノ・ブルーノとヨハネス・ケプラーは、太陽が自転しているという考えを提唱した。[ 16 ]太陽黒点は、1610年12月18日（グレゴリオ暦、イングランドではまだ採用されていない）に、イギリスの天文学者トーマス・ハリオットによって望遠鏡で初めて観測され、彼のノートに記録されている。[ 17 ] 1611年3月9日（グレゴリオ暦、東フリースラントでもまだ採用されていない）には、フリースラントの医学生ヨハン・ゴールドスミット（ラテン語名ヨハネス・ファブリキウス）が太陽黒点を観測し、その後、牧師で天文学者であった父ダヴィッド・ファブリキウスと組んでさらに観測を行い、1611年6月にパンフレットに記述を発表した。[ 18 ]ファブリキウス一家は、太陽円盤をよりよく見るためにカメラ・オブスクラ望遠鏡を使用し、ハリオットと同様に、日の出直後と日没直前に観測を行った。ヨハンは太陽黒点が太陽の自転を示していることに最初に気づいた人物でしたが、1616年3月19日に26歳で亡くなり、彼の父もその1年後に亡くなりました。ヨハネス・ケプラー、シモン・マリウス、ミヒャエル・メストリンなどの科学者はファブリキウスの初期の太陽黒点研究を知っており、実際、ケプラーは著作の中で繰り返し言及しています。しかし、ハリオットの研究と同様に、彼らの研究はそれ以外ではあまり知られていませんでした。ガリレオ・ガリレイは、望遠鏡による太陽黒点の観測をハリオットとほぼ同時期に始めたことはほぼ確実です。なぜなら、彼は望遠鏡のオランダ特許を聞き、1609年に最初の望遠鏡を製作し、それ以前に肉眼で太陽黒点を観測することに成功していたからです。彼はローマの天文学者たちに太陽黒点を見せたとも伝えられていますが、日付の記録はありません。ガリレオによる太陽黒点の望遠鏡観測の記録は1612年まで残っておらず、その頃には望遠鏡の設計が改良され、倍率が大幅に向上していたため、記録の質と詳細さは前例のないものとなっている。[ 19 ]同様に、クリストフ・シャイナーもおそらく自身の設計による改良型ヘリオスコープを用いて黒点を観測していたと思われる。ハリオットやファブリキウスの研究を知らなかったガリレオとシャイナーは、発見の功績をめぐって競い合った。1613年、『太陽黒点に関する書簡』の中で、ガリレオはシャイナーの1612年の主張、すなわち太陽黒点は水星の軌道の内側にある惑星であるという主張を反駁し、太陽黒点は地表の特徴であることを示した。[ 18 ] [ 20 ]
黒点の物理的側面は20世紀まで特定されませんでしたが、観測は続けられました。[ 21 ] 17世紀には、現在では太陽活動が長期間低かった時期として知られるマウンダー極小期に黒点の数が少なかったため、研究は妨げられました。19世紀には、当時十分な黒点記録により、研究者は黒点活動の周期的なサイクルを推測することができました。1845年、ヘンリーとアレクサンダーは熱電対で太陽を観測し、黒点が周囲の領域よりも少ない放射線を放出していることを突き止めました。その後、太陽白斑から平均よりも多くの放射線が放出されていることが観測されました。[ 22 ]黒点は、太陽系 の性質に関する議論において重要な役割を果たしました。黒点は太陽が自転していることを示し、黒点の出現と消失は太陽が変化していることを示しました。これは、すべての天体は完全で不変の球体であると教えていたアリストテレスとは正反対です。
1650年から1699年の間、太陽黒点はほとんど記録されなかった。後の分析で、問題は観測の不備ではなく、太陽黒点の数の減少であることが明らかになった。グスタフ・シュペーラーの研究に基づいて、アニー・モーンダーとエドワード・モーンダー夫妻は、太陽は太陽黒点がほぼ消滅した時期から、1700年頃から始まる太陽黒点周期の再開へと変化したと示唆した。太陽周期の不在に関するこの理解を補強したのは、同時期にオーロラが観測されなかったことである。ただし、非常に高い磁気緯度では 観測されなかった[ 23 ]。
日食時に太陽コロナが見られないことは、1715年以前にも指摘されていた。[ 24 ]
1645年から1717年までの太陽黒点活動が低い時期は、後に「マウンダー極小期」として知られるようになった。[ 25 ]ヨハネス・ヘヴェリウス、ジャン・ピカール、ジャン・ドミニク・カッシーニなどの観測者がこの変化を確認した。[ 20 ]
1800年にウィリアム・ハーシェルが赤外線を、ヨハン・ヴィルヘルム・リッターが紫外線を検出した後、1817年にウィリアム・ハイド・ウォラストンがガラスプリズムを通して太陽スペクトルを見ると暗線が現れることを発見したことから、太陽分光法が始まった。ジョセフ・フォン・フラウンホーファーは後に独自にこれらの線を発見し、彼の名にちなんでフラウンホーファー線と名付けられた。他の物理学者たちは、これらの線から太陽大気の特性を決定できることに気づいた。分光法を発展させた著名な科学者には、デイヴィッド・ブリュースター、グスタフ・キルヒホフ、ロベルト・ヴィルヘルム・ブンゼン、アンデルス・ヨナス・オングストロームなどがいる。[ 26 ]
黒点数の周期的な変動は、1826年から1843年の間にサミュエル・ハインリヒ・シュワーベによって初めて観測された。 [ 27 ]ルドルフ・ヴォルフは、太陽変動の歴史を確立しようと、歴史的記録を研究した。彼のデータは1755年までしか及ばなかった。彼はまた、1848年に、さまざまな機器や方法論を使用するさまざまな天文学者の研究を比較するための相対的な黒点数の定式化を確立した。これは現在、ヴォルフ（またはチューリッヒ）黒点数として知られている。
グスタフ・シュペーラーは後に、1716年以前の70年間は太陽黒点がほとんど観測されなかったことが、ヴォルフが太陽活動周期を17世紀まで延長できなかった理由だと示唆した。
また1848年には、ジョセフ・ヘンリーが太陽の画像をスクリーンに投影し、太陽黒点が周囲の表面よりも低温であることを突き止めた。[ 28 ]
1852年頃、エドワード・サビーネ、ヴォルフ、ジャン＝アルフレッド・ゴーティエ、ヨハン・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、太陽と地球の相互作用に関する最初の研究のきっかけとなった。[ 29 ]
19世紀後半、リチャード・キャリントンとシュペーラーは、太陽活動周期の進行に伴い、黒点活動が太陽赤道に向かって移動することをそれぞれ独立して指摘した。このパターンは、 20世紀初頭にエドワード・ウォルター・モーダーとアニー・スコット・ディル・モーダーによって初めて作成された、いわゆるバタフライ図で最もよく視覚化できる（図を参照）。太陽の画像は緯度帯に分割され、月平均の黒点面積率が計算される。これは色分けされた棒グラフとして垂直にプロットされ、このプロセスが毎月繰り返されて時系列図が作成される。
半世紀後、父子のハロルド・バブコックとホレス・バブコックは、太陽表面は黒点の外側でも磁化されていること、この弱い磁場は第一近似で双極子であること、そしてこの双極子は黒点周期と同じ周期で極性反転を起こすことを示した（下のグラフ参照）。これらの観測により、太陽活動周期は太陽全体で展開する時空間的な磁気プロセスであることが確立された。
太陽は1845年4月2日にフランスの物理学者ルイ・フィゾーとレオン・フーコーによって初めて写真に撮られた。彼らのダゲレオタイプには、黒点や縁辺減光効果が写っている。写真は太陽のプロミネンス、粒状構造、分光法の研究に役立った。チャールズ・A・ヤングは1870年に初めてプロミネンスを撮影した。日食も写真に撮られ、最も有用な初期の画像は1851年にベルコフスキーによって、1860年にスペインのド・ラ・ルーのチームによって撮影された。[ 29 ]
太陽の自転周期の初期推定値は25日から28日の間でばらつきがあった。原因は1858年にリチャード・C・キャリントンとシュペーラーによって独立に解明された。彼らは、太陽黒点が最も多い緯度が各周期で40°から5°に減少し、高緯度では太陽黒点の回転が遅くなることを発見した。こうして太陽の自転は緯度によって変化し、その外層は流体でなければならないことが示された。1871年にヘルマン・フォーゲル、そしてその直後にチャールズ・ヤングがこれを分光観測によって確認した。 1880年代のニルス・デューナーの分光観測では、太陽の速い赤道域と遅い極域の間に30%の差があることが示された。[ 29 ]
太陽フレアとコロナ質量放出に関する最初の近代的で明確な記述は、それぞれ1859年と1860年に起こった。1859年9月1日、リチャード・C・キャリントンは黒点を観測中に、黒点群の中に次第に明るくなる光の斑点を目撃し、それが数分以内に暗くなり、その領域を横切って移動した。この現象はR・ホジソンによっても報告されており、太陽フレアの記述である。1860年7月18日の広く見られた皆既日食は、現代のCME観測と一致する異常な特徴を描いた多くのスケッチを生み出した。[ 26 ]
何世紀にもわたり、太陽活動の変化が地球に及ぼす影響は認識されてはいたものの、そのメカニズムは解明されていなかった。例えば、オーロラは高緯度地域で古くから観測されてきたが、太陽との関連性は認識されていなかった。
1724年、ジョージ・グラハムは、磁気コンパスの針が毎日、磁北から規則的にずれることを報告した。この現象は、1882年にバルフォア・スチュワートによって電離層と磁気圏を流れる上空の電流によるものとされ、 1889年にはアーサー・シュスターが磁気観測所のデータ分析によってこれを裏付けた。
1852年、天文学者でイギリス陸軍少将のエドワード・サビンは、地球上で磁気嵐が発生する確率が太陽黒点の数と相関していることを示し、太陽と地球の新たな相互作用を実証した。1859年には、大規模な磁気嵐が発生し、鮮やかなオーロラが出現し、世界の電信業務が混乱した。リチャード・キャリントンは、この嵐と、前日に大規模な太陽黒点群の近くで観測した太陽フレアとの関連性を正しく指摘し、特定の太陽現象が地球に影響を与える可能性があることを実証した。
クリスティアン・ビルケランドは、自身の研究室で人工オーロラを作り出すことでオーロラの物理学を説明し、太陽風を予測した。
20世紀初頭、アメリカでは天体物理学への関心が高まり、複数の天文台が建設されました。[ 30 ] : 320太陽望遠鏡（したがって太陽観測所）は、1904年にカリフォルニア州のウィルソン山天文台に設置され、 [ 30 ] : 324 1930年代にはマクマス・ハルバート天文台に設置されました。[ 31 ]世界の他の地域でも関心が高まり、世紀の変わり目にはインドのコダイカナル太陽観測所が設立され、 [ 32 ] 1924年にはドイツのアインシュタインタワーが、[ 33 ] 1930年には日本の国立天文台に太陽塔望遠鏡が設置されました。[ 34 ]
1900 年頃、研究者たちは太陽の変動と地球の天候との関連性を探求し始めた。スミソニアン天体物理観測所(SAO) は、アボットとそのチームに太陽放射の変化を検出するよう命じた。彼らはまず太陽放射を測定する機器を発明することから始めた。後にアボットが SAO の所長になったとき、彼らはマウント ウィルソン天文台からのデータを補完するために、チリのカラマに太陽観測所を設立した。彼は 273 か月のヘール周期の中に7 か月、13 か月、39 か月のパターンを含む 27 の調和周期を検出した。彼は、ある月の太陽の逆の傾向を都市の気温と降水量の逆の傾向に合わせるなどの方法で天候との関連性を探った。年輪年代学の出現により、グロックなどの科学者は、樹木の成長の変動を周期的な太陽の変動と関連付け、千年スケールの年代記の同様の変動から太陽定数の長期的な永年変動を推測しようとした。[ 35 ]
1930年代までは、太陽コロナはめったに起こらない皆既日食の時にしか観測できなかったため、その理解はほとんど進展しなかった。 1931年にベルナール・リオが発明したコロナグラフ（太陽円盤の直射光を遮断するアタッチメントを備えた望遠鏡 ）によって、コロナを昼間でも研究できるようになった。[ 26 ]
アメリカの天文学者ジョージ・エレリー・ヘールは、MITの学部生時代に分光ヘリオグラフを発明し、それを用いて太陽渦を発見した。1908年、ヘールは改良型分光ヘリオグラフを用いて、視野が太陽円盤上の黒点を通過するたびに水素のスペクトルがゼーマン効果を示すことを示した。これは、黒点が基本的に磁気現象であり、反対の極性のペアで現れることを初めて示したものであった。 [ 36 ]ヘールのその後の研究は、黒点の磁極が太陽赤道に対して鏡面対称で東西に整列する強い傾向があり、各半球の黒点の磁極は太陽周期ごとに向きが変わることを示した。[ 37 ]この黒点磁場の系統的な性質は、現在では一般的にヘール・ニコルソンの法則[ 38 ]、あるいは多くの場合単にヘールの法則と呼ばれている。
ラジオの導入により、極端な静電気やノイズが発生する期間が明らかになった。1942年の大規模な太陽活動の際に発生した深刻なレーダー妨害は、太陽電波バーストの発見につながった。
地球軌道上や太陽圏にある多くの衛星は、粒子や場の その場での測定のために、太陽望遠鏡や様々な種類の観測機器を搭載している。著名な大型太陽観測施設であるスカイラブは、国際地球観測年キャンペーンの推進力とNASAの施設から生まれた。その他、OSOシリーズ、太陽極大期ミッション、ようこう、SOHO、ACE、TRACE、SDOなど、数多くの宇宙機が太陽観測に貢献している（ただし、これらは完全なリストではない）。また、MESSENGER、Fermi、NuSTARなどの宇宙機も、個々の観測機器によって太陽観測データを提供している。
磁気的に活発な領域による太陽ボロメトリック放射の変調、およびより微妙な影響は、ソーラー・マキシマム・ミッション（1980年打ち上げ）のACRIM1実験による全太陽放射照度（TSI）の衛星測定によって確認された。 [ 39 ]これらの変調は、1978年にニンバス7衛星で打ち上げられたERB実験の結果で後に確認された。[ 40 ]衛星観測はACRIM-3や他の衛星によって継続された。[ 41 ]
過去 3 回の太陽活動周期では直接的な放射照度測定が可能であり、これは複数の観測衛星の合成である。[ 41 ] [ 42 ]しかし、放射照度測定と他の太陽活動指標との相関関係から、それ以前の周期の太陽活動を推定することは妥当である。これらの指標の中で最も重要なのは、1610 年頃から記録されている黒点観測の記録である。10.7 cm 波長の太陽電波放射は、大気がそのような放射線に対して透明であるため、地上から測定できる別の指標となる。
宇宙線生成同位体の存在量などの他の間接的なデータは、数千年にわたる太陽の磁気活動、ひいては太陽の明るさを推定するために使用されてきた。
全太陽放射照度は、黒点変化や電波放射では予測できないような変動を示すと主張されている。これらの変動は、衛星の較正の不正確さに起因する可能性がある。[ 43 ] [ 44 ]太陽放射照度には長期的な傾向が存在する可能性がある。[ 45 ]
太陽は、1990年代まで表面が解像された唯一の恒星であった。[ 46 ]その他の主な成果には、以下の理解が含まれる。[ 47 ]
衛星観測機器によって観測された最も強力なフレアは、2003年11月4日19時29分（協定世界時）に始まり 、11 分間観測機器を飽和させた。領域486は、 X28 のX線フラックスを生成したと推定されている。ホログラフィック観測と目視観測は、太陽の裏側で活発な活動が続いていることを示している。
2000年代後半に行われた黒点と赤外線スペクトル線の測定では、黒点活動が再び減少している可能性があり、新たな極小期につながる可能性があることが示唆された。[ 48 ] 2007年から2009年にかけて、黒点レベルは平均をはるかに下回った。2008年には、太陽は73%の期間黒点がなく、太陽活動極小期としても極端な状態だった。1913年だけがこれよりも顕著で、その年の85%は黒点がなかった。太陽は2009年12月中旬まで低迷を続け、数年ぶりに最大の黒点群が現れた。それでもなお、黒点レベルは最近の周期のレベルをはるかに下回っていた。[ 49 ]
2006年、NASAは次の太陽黒点極大期が2011年頃に150～200に達し（第23周期より30～50%強い）、その後2022年頃に弱い極大期を迎えると予測した。[ 50 ] [ 51 ]しかし、2010年の太陽黒点周期は極大期に近いはずだったにもかかわらず、まだ極小期にあり、異常な弱さを示した。[ 52 ]
24周期の極小期は2008年12月頃に発生し、次の極大期は2013年5月頃に黒点数が90に達すると予測された。[ 53 ]北半球の月平均黒点数は2011年11月にピークに達したが、南半球は2014年2月にピークに達し、月平均102に達した。その後、月平均黒点数は約70（2014年6月）まで減少した。[ 54 ] 2014年10月、黒点AR 12192は1990年以降に観測された中で最大となった。[ 55 ]この黒点から発生したフレアはX3.1クラスの太陽嵐に分類された。[ 56 ]
国立太陽観測所（NSO）と空軍研究所（AFRL）の独立科学者たちは2011年に、第25周期は大幅に縮小するか、あるいは全く起こらないかもしれないと予測した。[ 57 ]
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