黒点

太陽黒点は、太陽の表面で一時的に周囲よりも暗くなる斑点です。黒点は、対流を妨げる磁束の集中によって表面温度が低下した領域です。黒点は活動領域内に現れ、通常は反対の磁気極性のペアになります。^{[2]黒点の数は、約11年の}太陽周期に応じて変化します。

個々の黒点や黒点群は数日から数ヶ月間存続しますが、最終的には消滅します。黒点は太陽の表面を移動しながら拡大したり縮小したりします。その直径は16 km (10 mi) ^[3]から160,000 km (100,000 mi) ^{[4]まで及びます。より大きな黒点は}望遠鏡を使わずに地球から見ることができます。^[5]黒点は最初に出現したときは数百メートル/秒の 相対速度、つまり固有運動で移動することがあります。

太陽黒点は、激しい磁気活動を示し、コロナループ、プロミネンス、再結合イベントなどの他の活動領域現象を伴います。ほとんどの太陽フレアとコロナ質量放出は、目に見える黒点群の周りのこれらの磁気的に活発な領域で発生します。太陽以外の恒星で間接的に観測される同様の現象は、一般に星黒点と呼ばれ、明るい点と暗い点の両方が測定されています。^[6]

太陽黒点に関する最古の記録は、紀元前800年以前に完成した中国の『易経』に見られる。このテキストには、太陽に「斗」と「梅」が観測されたと記されており、どちらの単語も小さな掩蔽物を指す。 ^[7]意図的な太陽黒点観測の最古の記録も中国にあり、天文学者甘徳の星表のコメントに基づくと、紀元前364年まで遡る。^[8 ]紀元前28年までに、中国の天文学者は公式の帝国記録に太陽黒点観測を定期的に記録していた。^[9]

西洋の文献で太陽黒点について最初に明確に言及されたのは紀元前300年頃で、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る古代ギリシャの学者テオプラストスによるものである。 ^[10]

太陽黒点の最も古い絵は、1128年12月にイギリスの修道士ジョン・オブ・ウースターによって描かれた。^{[11] [12]}

太陽黒点は、1610年12月にイギリスの天文学者トーマス・ハリオットによって初めて望遠鏡で観測された。^[13]彼の観測はノートに記録され、1611年3月にはフリースラントの天文学者ヨハネス・ファブリキウスとダヴィド・ファブリキウスによる観測と報告が続いた。^{[14] [15]}ヨハネス・ファブリキウスが29歳で亡くなった後、彼の報告は知られず、クリストフ・シャイナーやガリレオ・ガリレイによる太陽黒点の独立した発見と出版に隠れてしまった。^[16]ガリレオはハリオットと同時期に望遠鏡による太陽黒点観測を始めたと思われるが、ガリレオの記録は1612年まで始まっていなかった^。[17]

19世紀初頭、ウィリアム・ハーシェルは太陽黒点を地球の温暖化と冷却に結びつけた最初の人物の一人で、黒点の特定の特徴は地球の温暖化の増加を示すと考えました。^[18]太陽の挙動と太陽の構造の仮説を認識していた彼は、1795年7月から1800年1月までの太陽黒点の相対的な欠如を偶然に発見し、おそらく観測された黒点または欠落した黒点の過去の記録を構築した最初の人物でした。これにより、彼は太陽黒点の欠如がイギリスの小麦価格の高騰と一致していることを発見しました。王立協会の会長は、小麦価格の上昇傾向は通貨インフレによるものだとコメントしました。^[19]数年後、 1865年のリチャード・キャリントンや1884年のジョン・ヘンリー・ポインティングなどの科学者が小麦価格と黒点の関係を見つけようとしましたが失敗し、現代の分析では小麦価格と黒点数の間に統計的に有意な相関関係はないことがわかりました。^[20]

太陽黒点には、中心の本影と周囲の半影という2つの主な構造があります。本影は黒点の最も暗い領域で、磁場が最も強く、太陽の表面または光球に対してほぼ垂直または法線になっている場所です。本影は、半影と呼ばれる明るい領域に完全に囲まれている場合もあれば、部分的に囲まれている場合もあります。^[22]半影は、半影フィラメントと呼ばれる放射状に細長い構造で構成されており、本影よりも傾斜した磁場を持っています。^[23]黒点グループ内では、複数の本影が単一の連続した半影に囲まれている場合があります。

本影の温度はおよそ3000～4500 Kで、周囲の物質の温度が約5780 Kであるのとは対照的に、黒点は暗い点としてはっきりと見える。これは、これらの温度での加熱された黒体（光球にほぼ近似）の輝度が温度によって大きく変化するためである。周囲の光球から孤立した単一の黒点は、真紅のオレンジ色で満月よりも明るく輝く。 ^[24]

形成中および消滅中の黒点の中には、比較的狭い範囲の明るい物質が本影に侵入したり、完全に分断したりするものがある。これらの形成物は光橋と呼ばれ、光球面の同じ高さの本影と比較して磁場が弱く、傾いていることがわかっている。光球面のより高い位置では、光橋の磁場は融合し、本影の磁場に匹敵するようになる。光橋のガス圧は磁気圧よりも優位であることもわかっており、対流運動が検出されている。^[21]

ウィルソン効果は、太陽黒点が太陽の表面の凹みであることを意味します。

個々の黒点の出現期間は数日から数ヶ月ですが、黒点群とそれに関連する活動領域は数週間から数ヶ月続く傾向があります。黒点は太陽の表面を移動しながら拡大したり縮小したりしており、その直径は16 km (10 マイル) ^[3]から 160,000 km (100,000 マイル) の範囲です。^[4]

黒点形成の詳細については現在も研究が進められているが、太陽の活動領域内の光球を突き抜けて太陽の対流帯にある磁束管が目に見える形で現れたものであることは広く理解されている。 ^[25]黒点の特徴的な暗化は、この強い磁場が光球の対流を阻害することによって起こる。その結果、太陽内部からのエネルギー流が減少し、それに伴い表面温度も低下し、磁場が通過する表面領域が光球の粒子の明るい背景に対して暗く見えるようになる。

太陽黒点は、最初は光球上に半影のない小さな暗い点として現れます。これらの構造は太陽孔として知られています。^[26]時間の経過とともに、これらの孔は大きくなり、互いに近づいていきます。孔が十分に大きくなると、通常は直径約3,500 km（2,000マイル）になり、半影が形成され始めます。^[25]

磁気圧力は磁場の集中を解消し、黒点を分散させる傾向があるが、黒点の寿命は数日から数週間で測定される。2001年には、太陽・太陽圏観測衛星（SOHO）による光球の下を伝わる音波（局所太陽震学）の観測により、黒点下部の内部構造の3次元画像が作成された。この観測結果から、各黒点の下には強力な下降気流があり、集中した磁場を支える回転渦を形成していることが明らかになった。 ^[27]

太陽活動周期は通常約 11 年続きますが、10 年弱から 12 年強までさまざまです。太陽活動周期中、黒点数は急速に増加し、その後は緩やかに減少します。周期中の黒点活動が最も活発な時期は太陽活動極大期と呼ばれ、活動が最も活発でない時期は太陽活動極小期と呼ばれます。この期間は他のほとんどの太陽活動でも観測されており、この期間に極性が変化する太陽磁場の変化と関連しています。

周期の初期には、黒点は高緯度に現れ、周期が最大に近づくにつれて、シュポーラーの法則に従って赤道に向かって移動します。太陽活動極小期に近い数年間は、2 つの連続した周期の黒点が共存します。連続した周期の黒点は、磁場の方向と緯度によって区別できます。

ウルフ数黒点指数は、特定の期間における黒点と黒点群の平均数を数える。11年の太陽周期は、1750年代の観測から順に番号が付けられている。^[28]

ジョージ・エラリー・ヘイルは1908年に初めて磁場と太陽黒点を結び付けました。^[29]ヘイルは、太陽黒点の周期は22年で、太陽黒点数の増加と減少の2つの期間があり、太陽の磁気双極子場の極性反転を伴うと示唆しました。ホレス・W・バブコックは後に、太陽外層のダイナミクスに関する定性モデルを提案しました。バブコックモデルは、磁場がシュペーラーの法則で説明される動作や、太陽の自転によってねじれた他の効果を引き起こすことを説明しています。

太陽黒点の数も長期間にわたって変化します。例えば、1900年から1958年までの現代極大期と呼ばれる期間には、太陽黒点数の傾向は上昇傾向にありましたが、その後の60年間は、傾向は主に下降傾向でした。^[30]全体として、太陽が現代極大期と同じくらい活発だったのは、8,000年以上前です。^[31]

太陽黒点数は、衛星による測定が可能になった1979年以降の期間にわたって太陽放射の強度と相関関係にある。太陽黒点周期による太陽放射出力の変動は、太陽定数の0.1%程度である（平均太陽定数の1366 W·m ⁻²に対して、黒点周期のピークから谷までの範囲は1.3 W·m ⁻²）。^{[32] [33]}

太陽黒点は、地上および地球周回軌道上の太陽望遠鏡で観測されます。これらの望遠鏡は、直接観測のために、さまざまなタイプのフィルター付きカメラに加えて、フィルタリングおよび投影技術を使用します。分光器や分光太陽望遠鏡などの特殊なツールは、太陽黒点および黒点領域を調べるために使用されます。人工日食により、太陽黒点が地平線を回転するにつれて太陽の円周を観察できます。

太陽を肉眼で直接見ると人間の視力が永久に損なわれるため、アマチュアが太陽黒点を観察する場合は通常、投影された画像を使用するか、保護フィルターを通して直接観察します。 #14 溶接用ガラスなどの非常に暗いフィルター ガラスの小片が効果的です。望遠鏡の接眼レンズは、フィルターなしで画像を白いスクリーンに投影し、間接的に観察したり、追跡したりして、太陽黒点の進化を追うことができます。望遠鏡の前面に特別な目的の水素アルファ狭帯域通過フィルターとアルミニウムでコーティングされたガラス減衰フィルター (光学密度が非常に高いため、鏡のように見えます) を取り付けると、接眼レンズを通して安全に観察できます。

太陽黒点は他の種類の太陽活動と相関関係にあるため、宇宙天気、電離層の状態、短波 無線伝搬や衛星通信に関連する状況を予測するのに役立ちます。アマチュア無線コミュニティのメンバーは、太陽黒点の活動が活発になると、 HF帯の無線範囲が大幅に拡大する優れた電離層伝搬条件の前兆として歓迎しています。太陽黒点活動がピークに達すると、 6メートルのVHF帯の周波数で世界規模の無線通信が可能になります。^[35]

太陽活動（および太陽周期）は、地球温暖化の要因として関与していると考えられている。その最初の例としては、ヨーロッパの小氷期に起きた太陽黒点活動の低かったマウンダー極小期が挙げられる。 ^[36]しかし、複数の古気候指標の詳細な研究によると、小氷期の北半球の気温低下は、マウンダー極小期の開始前に太陽黒点数がまだ高かったときに始まり、マウンダー極小期の終了後まで続いたことがわかっている。数値気候モデルは、火山活動が小氷期の主な要因であったことを示している。^[37]

太陽黒点自体は、放射エネルギー不足の大きさで言えば、太陽放射量に弱い影響しか与えない。^[38]太陽光球における黒点とその他の磁気過程の総合的な影響は、太陽活動極小期の明るさと比較して、太陽の明るさが約 0.1% 増加することである。これは、約 の黒点周期にわたる地球における太陽総放射照度の差である。黒点活動と相関するその他の磁気現象には、白斑や彩層ネットワークがある。^[39]これらの磁気的要因の組み合わせは、十年規模の太陽周期における黒点数と全太陽放射照度 (TSI) の関係、および世紀の時間スケールでのそれらの関係が、必ずしも同じである必要はないことを意味している。TSI の長期的傾向を定量化する上での主な問題は、宇宙から行われる絶対放射測定の安定性にあり、これはここ数十年で改善されてきたが、依然として問題が残っている。^{[40] [41]}分析によれば、マウンダー極小期のTSIは現在のレベルよりも高かった可能性があるが、不確実性は高く、最良の推定値は範囲にあり、不確実性の範囲はである。[ ^42]${\displaystyle 1.37\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }$${\displaystyle \pm 0.5\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }$${\displaystyle 2\sigma }$${\displaystyle \pm 1\ \mathrm {W\cdot m^{-2}} }$

太陽黒点は磁場が集中しているため、エネルギーと運動量の太陽上層大気への複雑な伝達を促進します。この伝達は、太陽下層大気で発生する波動^[43]や磁気再結合イベント^{[44]など、さまざまなメカニズムを通じて発生します。}

1947年、GEクロン氏は赤色矮星の周期的な明るさの変化の原因は黒点であると提唱した。^[6] 1990年代半ば以降、黒点の観測はますます強力な技術を用いて行われ、より詳細な結果が得られるようになった。測光法では黒点の成長と衰退が示され、太陽と同様の周期的な挙動が示された。分光法では、ゼーマン効果によるスペクトル線の分裂の変化を解析することで黒点領域の構造が調べられた。ドップラーイメージングでは、いくつかの恒星の黒点の差動回転と太陽とは異なる分布が示された。スペクトル線解析では、黒点の温度範囲と恒星表面が測定された。例えば、1999年にシュトラスマイヤー氏は、巨大なK0 星XXさんかく座（HD 12545）の周りを回転する、温度3,500 K（3,230 °C）の史上最大の冷たい黒点と、4,800 K（4,530 °C）の暖かい黒点を報告した。^{[6] [45]}

ウィキメディア・コモンズには、太陽黒点に関連するメディアがあります。

• 1872 年から現在までの地上 (GPR/DPD) および衛星 (SOHO/SDO) 観測に基づく最新のデータを含む太陽黒点データベース。 ( )
• 太陽活動周期 24 と VHF オーロラの Web サイト (www.solarcycle24.com)
• ベルギーの太陽黒点指数世界データセンター 2017年8月3日アーカイブウェイバックマシン
• 高解像度の太陽黒点画像
• 高解像度の太陽黒点画像 印象的な太陽黒点画像のコレクション
• NOAA 太陽活動周期の進行: 現在の太陽活動周期。
  • 現在の状況:宇宙天気
• ロッキード・マーティン太陽天体物理学研究所
• Sun|trek ウェブサイト 太陽と地球への影響について教師と生徒のための教育リソース
• 現在の太陽黒点数をブラウザで表示するツール
  • Propfire – ブラウザのステータスバーに現在の太陽黒点数を表示します
  • HamLinks ツールバー – ツールバーに太陽放射量、A インデックス、K インデックスのデータを表示します。
• 太陽の最も鮮明な眺め
• 毎日の太陽黒点の更新と太陽の写真 (www.spaceweather.com)
• 太陽の光球面黒点のアニメーションによる説明 2015 年 11 月 16 日にWayback Machineにアーカイブされました(サウスウェールズ大学)

• 「11,000年間の太陽黒点数の再構築」。地球変動マスターディレクトリ。2015年11月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2005年3月11日閲覧。
  • 「過去 11,000 年間と比較した最近の数十年間の太陽の異常な活動」。古気候学のための WDC。2005年3 月 11 日閲覧。
• 「NOAA/NGDCによる古代から現在までの太陽黒点数」。地球変動マスターディレクトリ。2015年9月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2005年3月11日閲覧。
  • 「太陽黒点数」。NOAA NGDC 太陽データサービス。2010年6 月 21 日閲覧。^{[永久リンク切れ]}
    • 国際太陽黒点数 – 1610 年から現在までの太陽黒点の最大値と最小値、1700 年から現在までの年間数、1749 年から現在までの月間数、1818 年から現在までの日値、および北半球と南半球の太陽黒点数。マクニッシュ・リンカーン太陽黒点予測も含まれています。
    • アメリカの太陽黒点数 1945年～現在
    • 紀元前165年から紀元後1684年までの古代の太陽黒点データ
    • 太陽黒点群数（ダグ・ホイトの再評価）1610～1995
• ウィルソン、ロバート M. (2014 年 4 月)。1875 年から 2013 年までの太陽黒点数、黒点群の数、黒点面積の変動の比較。アラバマ州ハンツビル: アメリカ航空宇宙局、マーシャル宇宙飛行センター。2015年3 月 13 日閲覧。