太陽たいよう

太陽たいよう Sun
2019年ねん5月がつ8日にちに可視かし光線こうせんで撮影さつえいされた太陽たいよう。
見みかけの等級とうきゅう (mv)	−26.75m
視み直径ちょっけい	（視み半径はんけい）15′59″64
分類ぶんるい	主しゅ系列けいれつ星ぼし
発見はっけん
発見はっけん年ねん	有史ゆうし以前いぜん
発見はっけん方法ほうほう	目視もくし
位置いち
距離きょり	1.4710×1011 m 〜 1.5210×1011 m (0.9833 au 〜 1.0167 au)
軌道きどう要素ようそと性質せいしつ
惑星わくせいの数かず	8
銀河系ぎんがけいを一周いっしゅうする時間じかん	2.2×108 年とし
物理ぶつり的てき性質せいしつ
直径ちょっけい	1392000 km（NASA） 1392038±20 km（NAOJ）
地球ちきゅうとの直径ちょっけい比ひ (dS/dE)	109.2
半径はんけい	R☉: 6.9551×105 km
表面積ひょうめんせき	6.07877×1012 km2
体積たいせき	1.40927×1018 km3
質量しつりょう	M☉: 1.9891×1030 kg
地球ちきゅうとの相対そうたい質量しつりょう	333404.2
平均へいきん密度みつど	1.411 g/cm3
地球ちきゅうとの相対そうたい密度みつど	0.26
水みずとの相対そうたい密度みつど	1.409
表面ひょうめん重力じゅうりょく	274 m/s2
相対そうたい表面ひょうめん重力じゅうりょく	27.9 G
脱出だっしゅつ速度そくど	6.177×105 m/s
自転じてん周期しゅうき	27日にち6時じ間あいだ36分ふん（赤道あかみち） 28日にち4時じ間あいだ48分ふん（緯度いど30度ど） 30日にち19時じ間あいだ12分ふん（緯度いど60度ど） 31日にち19時じ間あいだ12分ふん（緯度いど75度ど）
スペクトル分類ぶんるい	G2V
絶対ぜったい等級とうきゅう (H)	+4.82m
光度こうど	L☉: 3.85×1026 W
赤道あかみち傾斜けいしゃ角かく	7.25 °
表面ひょうめん温度おんど	5772 K
中心ちゅうしん温度おんど	1.57×107 K
コロナの温度おんど	2×106 K
色いろ指数しすう (B-V)	+0.650
色いろ指数しすう (U-B)	+0.195
年齢ねんれい	約やく46億おく年ねん
光ひかり球だまの組成そせい
水素すいそ	73.46 %
ヘリウム	24.85 %
酸素さんそ	0.77 %
炭素たんそ	0.29 %
鉄てつ	0.15 %
ネオン	0.12 %
その他た	0.11 %
窒素ちっそ	0.09 %
ケイ素けいそ	0.07 %
マグネシウム	0.05 %
硫黄いおう	0.04 %
他たのカタログでの名称めいしょう
英語えいご: Sun (サン) ラテン語らてんご: Sol (ソル) KAMP 1 LCC 0000
■Template （■ノート ■解説かいせつ） ■Project

太陽たいよう（たいよう、英えい: Sun、羅ら: Sol）は、銀河系ぎんがけい（天そらの川かわ銀河ぎんが）の恒星こうせいの一ひとつである。地球ちきゅうも含ふくまれる太陽系たいようけいの物理ぶつり的てき中心ちゅうしんであり、太陽系たいようけいの全ぜん質量しつりょうの99.8 %を占しめ、太陽系たいようけいの全ぜん天体てんたいに重力じゅうりょくの影響えいきょうを与あたえる。

太陽たいようは属ぞくしている銀河系ぎんがけいの中なかではありふれた主しゅ系列けいれつ星ぼしの一ひとつで、スペクトル型がたはG2V（金色きんいろ）である。推測すいそく年齢ねんれいは約やく46億おく年ねんで、中心ちゅうしん部ぶに存在そんざいする水素すいその50 %程度ていどを熱ねつ核かく融合ゆうごうで使用しようし、主しゅ系列けいれつ星ぼしとして存在そんざいできる期間きかんの半分はんぶんを経過けいかしているものと考かんがえられている。なお、内部ないぶの状態じょうたいについては未み解明かいめいな部分ぶぶんが多おおく、後述こうじゅつする「標準ひょうじゅん太陽たいようモデル」によって求もとめられているのが現状げんじょうである。

また、太陽たいようが太陽系たいようけいの中心ちゅうしんの恒星こうせいであることから、任意にんいの惑星わくせい系けいの中心ちゅうしんの恒星こうせいを比喩ひゆ的てきに「太陽たいよう」と呼よぶこともある。

概要がいようと位置いち

太陽たいようの半径はんけいは約やく70万まん kmで直径ちょっけい約やく140万まん kmとなり地球ちきゅうの直径ちょっけいの約やく109倍ばいの大おおきさである。質量しつりょう（太陽たいよう質量しつりょう）は地球ちきゅうの約やく33.3万まん倍ばいにほぼ等ひとしい約やく1.989×10³⁰ kgであり、太陽系たいようけいの全ぜん質量しつりょうの99.86 %を占しめる。平均へいきん密度みつどは水みずの1.4倍ばいであり、地球ちきゅうの5.5倍ばいと比くらべ約やく1/4となる。

太陽たいようが属ぞくしている銀河系ぎんがけいでは、その中心ちゅうしんから太陽たいようまでの距離きょりは約やく2万まん5千せん光年こうねんであり、オリオン腕うでに位置いちする。地球ちきゅうから太陽たいようまでの平均へいきん距離きょりは約やく1億おく4960万まん km（約やく8光ひかり分ぶん19光ひかり秒びょう）である。この平均へいきん距離きょりは地球ちきゅう太陽たいよう間あいだ距離きょりの時間じかん平均へいきんと考かんがえても、地球ちきゅうの軌道きどう長ちょう半径はんけいと考かんがえてもどちらでも差さし支つかえない。なお、この平均へいきん距離きょりのより正確せいかくな値ねは 149597870700 m（誤差ごさは 3 m）で、これを1天文てんもん単位たんい (au) と定義ていぎする。なお、2012年ねん8月がつの国際こくさい天文学てんもんがく連合れんごう (IAU) の決議けつぎで 1 au の値ねは誤差ごさ ±3 m を除のぞいて正確せいかくに 149597870700 m であると再さい定義ていぎされた。この距離きょりを光ひかりが届とどくのに要ようする時間じかんは8.3分ぶんであるので、8.3光ひかり分ぶんとも表あらわせる。太陽たいようは銀河系ぎんがけい内ないの軌道きどうを一周いっしゅうするのに約やく2億おく2500万まんから2億おく5000万まん年ねんほどかかるとされており、それを太陽たいようの公転こうてん軌道きどうとするならば、太陽たいようの自転じてん軸じくはおよそ60度ど傾かたむいている。公転こうてん運動うんどうではこと座ざ、ヘルクレス座ざの方向ほうこうに向むかって移動いどうしている。

太陽たいようの数値すうちを単位たんいに用もちいるような場合ばあい、それらは太陽たいようを表あらわす記号きごう☉をつけて表あらわす。例たとえば太陽たいよう質量しつりょうならばM_☉、太陽光たいようこう度どならばL_☉で表示ひょうじする。時間じかんの基準きじゅんも、現在げんざいは原子げんし時計とけいで決きまる1秒びょうを基底きていにしているが、かつては地球ちきゅうの自転じてんと公転こうてん、人間にんげんの視点してんからすると日ひの出でや日ひの入いりや季き節ぶしの一巡いちじゅんを基準きじゅんに「日ひ」や「年とし」を決きめる太陽暦たいようれき・太陰たいいん太陽暦たいようれきが使つかわれた。

構造こうぞう

太陽たいようの構造こうぞう

1. 太陽たいよう核かく
2. 放射ほうしゃ層そう
3. 対流たいりゅう層そう
4. 光ひかり球だま
5. 彩いろどり層そう
6. コロナ
7. 太陽たいよう黒点こくてん
8. 粒状りゅうじょう斑まだら
9. 紅べに炎えん

太陽たいようはほぼ完全かんぜんな球体きゅうたいであり、その扁平へんぺい率りつは0.01 %以下いかである。太陽たいようには、地球ちきゅう型がた惑星わくせいや衛星えいせいなどと異ことなり、はっきりした表面ひょうめんが存在そんざいしない。

太陽たいようは、中心ちゅうしん核かく（太陽たいよう核かく）・放射ほうしゃ層そう・対流たいりゅう層そう・光ひかり球だま・彩いろどり層そう・遷移せんい層そう・コロナからなる。可視かし光こうにて地球ちきゅう周辺しゅうへんから太陽たいようを観察かんさつした場合ばあいの視野しや角かくと概おおむね一致いっちするため、このうち光ひかり球だまを便宜上べんぎじょう太陽たいようの表面ひょうめんとしている。また、それより内側うちがわを光学こうがく的てきに観測かんそくする手段しゅだんがない。太陽たいよう半径はんけいを太陽たいよう中心ちゅうしんから光ひかり球だままでの距離きょりとして定義ていぎする。光ひかり球だまには周囲しゅういよりも温度おんどの低ひくい太陽たいよう黒点こくてんや、まわりの明あかるい部分ぶぶんであるプラージュと呼よばれる領域りょういきが存在そんざいすることが多おおい。光ひかり球だまより上層じょうそうの、光ひかりの透過とうか性せいの高たかい部分ぶぶんを太陽たいよう大気たいきと呼よぶ。プラズマ化かした太陽たいよう大気たいきの上層じょうそう部ぶは太陽たいよう重力じゅうりょくによる束縛そくばくを受うけにくい。このため惑星わくせい間あいだ空間くうかんに漏もれ出だし海王星かいおうせい軌道きどうまで及およんでいる。これを太陽たいよう風ふうと呼よび、オーロラの原因げんいんともなる。

太陽たいようは光ひかり球だまより内側うちがわが電磁波でんじはに対たいして不透明ふとうめいであるため、内部ないぶを電磁波でんじはによって直接ちょくせつ見みることができない。太陽たいよう内部ないぶについての知識ちしきは、太陽たいようの大おおきさ、質量しつりょう、総そう輻射ふくしゃ量りょう、表面ひょうめん組成そせい・表面ひょうめん振動しんどう（5分ふん振動しんどう）などの観測かんそくデータを基もとにした理論りろん解析かいせき（日ひ震ふるえ学がく）によって得えるしか方法ほうほうがないのが現実げんじつである。理論りろん解析かいせきにおいては、太陽たいよう内部ないぶの不透明ふとうめい度どと熱ねつ核かく融合ゆうごう反応はんのうを量子力学りょうしりきがくにより推定すいていし、観測かんそくデータによる制限せいげんを境界きょうかい条件じょうけんとした数値すうち解析かいせきを行おこなう。よって、太陽たいよう中心ちゅうしん部ぶの温度おんど、密度みつどなどはこのような解析かいせきによって得えられた数値すうちでありなおかつ推定すいてい値ちでもある。

中心ちゅうしん核かく

詳細しょうさいは「太陽たいよう核かく」を参照さんしょう

太陽たいようの中心ちゅうしんには半径はんけい10万まんキロメートルの核かく（中心ちゅうしん核かく）があり、これは太陽たいよう半径はんけいの約やく2割わりに相当そうとうする。密度みつどが156 g/cm³（およそ水みずの156倍ばい）であり、このため太陽たいよう全体ぜんたいの2 %ほどの体積たいせきの中なかに約やく50 %の質量しつりょうが詰つまった状態じょうたいになっている。その環境かんきょうは2500億おく気圧きあつ、温度おんどが1500万まん Kに達たっするため物質ぶっしつは固体こたいや液体えきたいではなく理想りそう気体きたい的てきな性質せいしつを持もつ、結合けつごうが比較的ひかくてき低ひくい量子りょうし論ろん的てきな縮退しゅくたいしたプラズマ（電離でんり気体きたい）状態じょうたいにある。

太陽たいようが発はっする光ひかりのエネルギーは、この中心ちゅうしん核かくにおいてつくられる。ここでは熱ねつ核かく融合ゆうごうによって物質ぶっしつからエネルギーを取とり出だす熱ねつ核かく融合ゆうごう反応はんのうが起おこり、水素すいそがヘリウムに変換へんかんされている。1秒びょう当あたりでは約やく3.6×10³⁸ 個この陽子ようし（水素すいそ原子核げんしかく）がヘリウム原子核げんしかくに変化へんかしており、これによって1秒間びょうかんに430万まんトンの質量しつりょうが3.8×10²⁶ Jのエネルギー （TNT火薬かやく換算かんさんで9.1×10¹⁶ トンに相当そうとうする）に変換へんかんされている。このエネルギーの大だい部分ぶぶんはガンマ線がんませんに変かわり、一部いちぶがニュートリノに変かわる。ガンマ線がんませんは周囲しゅういのプラズマと衝突しょうとつ・吸収きゅうしゅう・屈折くっせつ・再さい放射ほうしゃなどの相互そうご作用さようを起おこしながら次第しだいに「穏おだやかな」電磁波でんじはに変換へんかんされ、数すう十じゅう万まん年ねんかけて太陽たいよう表面ひょうめんにまで達たっし、宇宙うちゅう空間くうかんに放出ほうしゅつされる。一方いっぽう、ニュートリノは物質ぶっしつとの反応はんのう率りつが非常ひじょうに低ひくいため、太陽たいよう内部ないぶで物質ぶっしつと相互そうご作用さようすることなく宇宙うちゅう空間くうかんに放出ほうしゅつされる。それ故こ、太陽たいようニュートリノの観測かんそくは、現在げんざいの太陽たいよう中心ちゅうしん部ぶでの熱ねつ核かく融合ゆうごう反応はんのうを知しる有効ゆうこうな手段しゅだんとなっている。

放射ほうしゃ層そう

太陽たいよう内部ないぶの放射ほうしゃ層そうと対流たいりゅう層そう
放射ほうしゃ層そうは太陽たいよう半径はんけいの20–70 %の所ところにあり、対流たいりゅう層そうは70–100 %の所ところにある。

詳細しょうさいは「放射ほうしゃ層そう」を参照さんしょう

太陽たいよう半径はんけいの0.2倍ばいから0.7倍ばいまで、中心ちゅうしん核かくを厚あつさ40万まんキロメートルで覆おおう層そうでは、放射ほうしゃ（輻射ふくしゃ）による熱ねつ輸送ゆそうを妨さまたげる程ほどには物質ぶっしつの不透明ふとうめい度どが大おおきくない。したがって、この領域りょういきでは対流たいりゅうは起おこらず、輻射ふくしゃによる熱ねつ輸送ゆそうによって中心ちゅうしん核かくで生しょうじたエネルギーが外側そとがわへ運はこばれている。放射ほうしゃ層そうをエネルギーが通過つうかするには長ながい時間じかんがかかり、近年きんねんの研究けんきゅうでは約やく17万まん年ねんが必要ひつようとも言いわれる。

対流たいりゅう層そう

詳細しょうさいは「対流たいりゅう層そう」を参照さんしょう

0.7太陽たいよう半径はんけいから1太陽たいよう半径はんけいまで、厚あつさにして20万まんキロメートルの層そうでは、ベナール対流たいりゅう現象げんしょうでエネルギーが外層がいそうへ伝つたわる。ここでは微量びりょうイオンが原因げんいんとなって不透明ふとうめい度どが増まし、輻射ふくしゃによるエネルギー輸送ゆそうよりも効率こうりつが高たかい対流たいりゅうによる熱ねつ伝導でんどうを行おこなう。

光ひかり球だま

太陽たいようの表面ひょうめんはガスの対流たいりゅうにより粒状りゅうじょう斑まだらになっている。

詳細しょうさいは「光ひかり球だま」を参照さんしょう

光ひかり球だまとは、可視かし光こうを放出ほうしゅつする、太陽たいようの見みかけの縁えんを形成けいせいする層そうである。光ひかり球だまより下したの層そうでは密度みつどが急上昇きゅうじょうしょうするため電磁波でんじはに対たいして不透明ふとうめいになり、上うえの層そうでは太陽光たいようあきらは散乱さんらんされることなく宇宙うちゅう空間くうかんを直進ちょくしんするためこのように見みえる。厚あつさ約やく300–600 kmと薄うすい。

光ひかり球だま表面ひょうめんから放射ほうしゃされる太陽光たいようこうのスペクトルは約やく5800 Kの黒くろ体たい放射ほうしゃに近ちかく、これに太陽たいよう大気たいきの物質ぶっしつによる約やく600本ほんもの吸収きゅうしゅう線せん（フラウンホーファー線せん）が多数たすう乗のっている。比較的ひかくてき温度おんどが低ひくいため水素すいそは原子げんし状態じょうたいとなり、これに電子でんしが付着ふちゃくした負ふ水素すいそイオンになる。これが対流たいりゅう層そうからのエネルギーを吸収きゅうしゅうし、可視かし光こうを含ふくむ光ひかりの放射ほうしゃを行おこなう。光ひかり球だまの粒子りゅうし密度みつどは約やく10²³ 個こ/m³である。これは地球ちきゅう大気たいきの海面かいめん上じょうでの密度みつどの約やく1 %に相当そうとうする。光ひかり球だまよりも上うえの部分ぶぶんを総称そうしょうして太陽たいよう大気たいきと呼よぶ。太陽たいよう大気たいきは電波でんぱから可視かし光線こうせん、ガンマ線がんませんに至いたる様々さまざまな波長はちょうの電磁波でんじはで観測かんそく可能かのうである。

光ひかり球だまの表面ひょうめんには、太陽たいよう大気たいきガスの対流たいりゅう運動うんどうがもたらす湧わき上あがる渦うずがつくる粒状りゅうじょう斑まだら・超ちょう粒状りゅうじょう斑まだらや、しばしば黒点こくてんと呼よばれる暗くらい斑点はんてん状じょうや白斑はくはんという明あかるい模様もようが観察かんさつできる。黒点こくてん部分ぶぶんの温度おんどは約やく4000 K、中心ちゅうしん部分ぶぶんは約やく3200 Kと相対そうたい的てきに低ひくいために黒くろく見みえる。また、スペクトル解析かいせきからこの黒点こくてん部分ぶぶんには水みず分子ぶんしが観測かんそくされた。

彩いろどり層そう

詳細しょうさいは「彩いろどり層そう」を参照さんしょう

光ひかり球だま表面ひょうめんの上うえには厚あつさ約やく2000 kmの密度みつどが薄うすく温度おんどが約やく7000–10000 Kのプラズマ大気たいき層そうがあり、この層そうから来くる光ひかりには様々さまざまな輝線きせんや吸収きゅうしゅう線せんが見みられる。この領域りょういきを彩いろどり層そうと呼よぶ。皆既かいき日食にっしょくの始はじまりと終おわりには紅色こうしょくの彩いろどり層そうを見みることができる。この彩いろどり層そうではさまざまな活発かっぱつな太陽たいよう活動かつどうが観察かんさつできる。

コロナ

皆既かいき日食にっしょくでは、光ひかり球だまが完全かんぜんに隠かくれたときに、真珠しんじゅ色しょくに輝かがやくコロナを肉眼にくがんでも見みることができる。

STEREOBの紫外線しがいせんイメージングカメラのキャリブレーション中ちゅうにキャプチャされた太陽たいようの月つきの通過つうか

2007年ねん1月がつ12日にちに人工じんこう衛星えいせい「ひので」がコロナ放出ほうしゅつの瞬間しゅんかんを撮影さつえいした貴重きちょうな画像がぞう

詳細しょうさいは「コロナ」を参照さんしょう

彩いろどり層そうのさらに外側そとがわにはコロナと呼よばれる約やく200万まん Kのプラズマ大気たいき層そうがあり、太陽たいよう半径はんけいの10倍ばい以上いじょうの距離きょりまで広ひろがっている。彩いろどり層そうとコロナの間あいだには遷移せんい層そうと呼よばれる薄うすい層そうがあり、これを境界きょうかいに温度おんどや密度みつどが急激きゅうげきに変化へんかする。コロナがなぜ太陽たいよう表面ひょうめんより温度おんどが高たかいのかはわかっていない。

コロナからは太陽たいよう引力いんりょくから逃のがれたプラズマの流ながれである太陽たいよう風ふうが出でており、太陽系たいようけいと太陽たいよう圏けん (heliosphere) を満みたしている。コロナの太陽たいよう表面ひょうめんに近ちかい低層ていそう部分ぶぶんでは、粒子りゅうしの密度みつどは 10¹¹ 個こ/m³程度ていどである。自由じゆう電子でんしが光ひかり球だまの光ひかりを散乱さんらんしており、輝度きどは光ひかり球だまの1/100万まんと低ひくいため普段ふだんは見みえないが、皆既かいき日食にっしょくの際さいに白しろいリング状じょう（またはアーチ状じょうとも表現ひょうげんできる）に輝かがやくコロナが観察かんさつできる。

かつてコロナのスペクトル線せんを分析ぶんせきした際さいに、既知きちの元素げんそに見みられないスペクトルが発見はっけんされたため、地上ちじょうに存在そんざいしない元素げんそ「コロニウム」が提唱ていしょうされたことがある。しかしこれはコロナの温度おんどがもっと低温ていおんと考かんがえられていたためであり、このスペクトルは一般いっぱん的てきな元素げんそが高階たかしな電離でんり状態じょうたいで発はっするものであった。例たとえば最もっとも強つよい波長はちょう530.3 nmの緑みどり線せんは13階かい電離でんり（軌道きどう電子でんしを13個こ失うしなった）鉄てつ元素げんそと判明はんめいした。

コロナの領域りょういきでは、X線せんが観測かんそくされない領域りょういきが発生はっせいすることがある。これは「コロナホール」と呼よばれ、磁力じりょく線せんが宇宙うちゅう空間くうかんに向むけて開ひらいている箇所かしょであり、ここはコロナガスが希薄きはくで太陽たいよう風ふうを発生はっせいさせる原因げんいんのひとつである。

太陽たいよう活動かつどう

エネルギー源げん

詳細しょうさいは「陽子ようし-陽子ようし連鎖れんさ反応はんのう」を参照さんしょう

光輝ひかりかがやく太陽たいようはどのようなエネルギーを源みなもとにしているかという問題もんだいは、19世紀せいき頃ごろまでに続々ぞくぞくと発見はっけんされた化学かがく反応はんのうではとうてい解明かいめいできず、大おおきな疑問ぎもんとなっていた。当初とうしょは重力じゅうりょくポテンシャルエネルギーという想像そうぞうもあったが、19世紀せいき末まつに放射能ほうしゃのうが発見はっけんされると原子核げんしかく反応はんのうが候補こうほとなった。そして1938年ねんに核かく融合ゆうごう反応はんのうが発見はっけんされると、これが太陽たいよう活動かつどうのエネルギー源げんと考かんがえられるようになった。

標準ひょうじゅん太陽たいようモデル

太陽たいようの内部ないぶ構造こうぞうは直接ちょくせつ観測かんそくできない。そのため、1950年代ねんだい–1960年代ねんだいにかけてこれを理論りろん的てきに構築こうちくする試こころみが行おこなわれた。これにより、熱ねつ核かく融合ゆうごう反応はんのうにて水素すいそをヘリウムへ変換へんかんすることでエネルギーを生うみ出だす太陽たいよう46億おく年ねんの歴史れきし過程かていを求もとめ、熱ねつ伝導でんどうや重力じゅうりょくバランスを説明せつめいする現在げんざいの構造こうぞうを試算しさんした結果けっかが「標準ひょうじゅん太陽たいようモデル」と呼よばれる。このモデルによって、太陽たいよう中心ちゅうしん温度おんどや密度みつどが計算けいさんされた。

差さ動どう回転かいてん

この偽にせ色彩しきさい法ほうの紫外線しがいせんのイメージでは、太陽たいようは星ほしの表面ひょうめんから立たち上あがって、磁界じかいに続つづくプラズマのC3クラス太陽たいようフレア (上部じょうぶの左上ひだりうえの白しろい部分ぶぶん) 、太陽たいようの津波つなみ (波なみのような構造こうぞう、上部じょうぶの右みぎ) および多数たすうのフィラメントを示しめしている。

太陽たいよう内部ないぶの物質ぶっしつは極端きょくたんな高温こうおんのために全すべてプラズマの状態じょうたいにあるとされる。このように剛体ごうたいでないため、太陽たいようは赤道せきどう付近ふきんの方ほうが高緯度こういどの領域りょういきよりも速はやく自転じてんし、周期しゅうきは赤道せきどう部分ぶぶんで約やく25日にち（地球ちきゅう上じょうの観測かんそくでは地球ちきゅう公転こうてん運動うんどうの影響えいきょうから27日にちとなる）、極ごく近ちかくでは約やく30日にちである。この太陽たいようの赤道せきどう加速かそく型がた「差さ動どう回転かいてん」（または「微分びぶん回転かいてん」）のために、太陽たいようの磁力じりょく線せんは時間じかんとともにねじれていくことになる。ねじれて変形へんけいした磁力じりょく線せんはやがて磁場じばのループを作つくって太陽たいよう表面ひょうめんから外そとへ飛とび出だして、太陽たいよう黒点こくてんや紅べに炎えん（プロミネンス）を作つくったり、太陽たいようフレアと呼よばれる爆発ばくはつ現象げんしょうを引ひき起おこしたりする。この天体てんたい現象げんしょうについては地球ちきゅうからの観察かんさつに限かぎって言いうと、日食にっしょくの間あいだであれば比較的ひかくてき観察かんさつしやすい条件下じょうけんかにある。

太陽たいよう磁場じばと周期しゅうき

太陽たいよう磁場じば

太陽たいよう圏けん電流でんりゅうシートは惑星わくせい軌道きどうを越こえて広ひろがり、らせん状じょうに展開てんかいする。このもようは、しばしばバレリーナのスカートに例たとえられる。

詳細しょうさいは「太陽たいよう圏けん電流でんりゅうシート」を参照さんしょう

太陽たいようは固有こゆう磁場じばを持もっているが、その様相ようそうは地球ちきゅう磁場じばと大おおきく異ことなる。磁力じりょく線せんは太陽たいよう風ふうによって放射状ほうしゃじょうに広ひろがり、しかも自転じてんの影響えいきょうを受うけてらせん状じょうに展開てんかいする。宇宙うちゅう空間くうかんの一般いっぱん磁場じばは1ガウスに満みたないが、黒点こくてん部分ぶぶんでは数すう千せんガウスと強つよさもまちまちである。太陽たいよう付近ふきんの強つよい磁場じばがプラズマを拘束こうそくする際さいにX線せんが生しょうじる。

このような磁場じばは地球ちきゅう同様どうようにダイナモ効果こうかによると考かんがえられるが、差さ動どう回転かいてんの影響えいきょうで単純たんじゅんな双極そうきょく磁場じばとならず緯度いどによって差さが生うまれて、やがて水平すいへい方向ほうこうのトロイダル磁場じばを作つくる。しかし磁力じりょく線せんは反発はんぱつし合あうために浮うき上あがりやループなどが生しょうじ、黒点こくてんを生うむ原因げんいんとなる。ここにコリオリの力ちからが影響えいきょうすると、磁力じりょく線せんの繋つなぎ変かえやねじれができ水平すいへい方向ほうこうの電流でんりゅう（トロイダル電流でんりゅう）が誘さそえ起おこされ、磁場じばはNS極きょくが逆転ぎゃくてんした緯度いど方向ほうこうのポロイダル磁場じばとなり、上下じょうげ逆ぎゃくの双極そうきょく磁場じばに戻もどる。この変動へんどうは11年ねんを周期しゅうきに起おこり、これは太陽たいよう周期しゅうきと呼よばれる。

周期しゅうき

詳細しょうさいは「太陽たいよう活動かつどう周期しゅうき」を参照さんしょう

過去かこ250年間ねんかんの黒点こくてん数すう調査ちょうさを描えがいた件数けんすうグラフ。11年ねん周期しゅうきで増減ぞうげんしている。

太陽たいよう黒点こくてんは太陽たいよう周期しゅうきで増減ぞうげんする。これは黒点こくてんの数かずで観測かんそくされ、多おおくなれば活発かっぱつな極大きょくだい期きへ向むかう。このサイクルは古ふるい磁場じばが一方いっぽうの極きょくから引ひき剥はがされてもう一方いっぽうの極きょくまで達たっする周期しゅうきに対応たいおうしており、1周期しゅうきごとに太陽たいよう磁場じばは反転はんてんする。太陽たいよう活動かつどうの周期しゅうきには1755年ねんから始はじまった周期しゅうきを第だい1周期しゅうきとする通とおし番号ばんごうが付つけられており、2008年ねん1月がつから第だい24周期しゅうきに入はいっている。この他ほか、マウンダー極小きょくしょう期きのようなさらに長ながい周期しゅうきでの変化へんかもある。なお、11年ねん周期しゅうきは磁場じば極性きょくせい変動へんどうが片方かたがた（例たとえば北きたから南みなみ）へ動うごく期間きかんであり、一周いっしゅうする期間きかんで考かんがえれば22年ねん周期しゅうきとも言いえる。

この周期しゅうきは、太陽たいよう磁場じば・差さ動どう回転かいてん・対流たいりゅうの3つが対流たいりゅう層そうで相互そうご作用さようを起おこした結果けっかという説明せつめいが1950年代ねんだいにアメリカのユージン・パーカーが提唱ていしょうした「ダイナモ機構きこう」で行おこなわれた。ただし太陽たいよう周期しゅうきを正確せいかくに説明せつめいするダイナモモデルは完成かんせいしておらず、これには対流たいりゅう層そうでの差さ動どう回転かいてんの様子ようすを解明かいめいしなければならない。

表面ひょうめん現象げんしょう

SDOが捕とらえたように、2012年ねん8月がつに紅べに炎えんが発生はっせいした。

2007年ねん1月がつ12日にちにひのでの可視かし光こう磁場じば望遠鏡ぼうえんきょうによって撮影さつえいされた。この太陽たいようの画像がぞうは異ことなる磁気じき両極りょうきょく性せいの地域ちいきを繋つないでいるプラズマの繊維状せんいじょうの性質せいしつを明あきらかにしている。

詳細しょうさいは「太陽たいよう黒点こくてん」、「紅べに炎えん」、および「太陽たいようフレア」を参照さんしょう

太陽たいよう表面ひょうめんには、数時間すうじかんから数すうヶ月かげつにかけて現あらわれては消きえるしみのような太陽たいよう黒点こくてんなどさまざまな現象げんしょうが生しょうじる。また爆発ばくはつ現象げんしょうである太陽たいようフレアや紅べに炎えん（プロミネンス）、CME（コロナ質量しつりょう放出ほうしゅつ）なども観察かんさつできる。これらを発生はっせいさせる原因げんいんは太陽たいよう磁場じばの磁力じりょく線せん管かんである。黒点こくてんは磁力じりょく線せん管かんが浮うき上あがり光ひかり球面きゅうめんと交まじわる部分ぶぶんに2つが対たいになって生しょうじ、太陽たいようエネルギー放出ほうしゅつを阻害そがいするためにその領域りょういきの温度おんどは相対そうたい的てきに低ひくくなる。

太陽たいようフレア

太陽たいようフレアは黒点こくてん上じょうのコロナ部分ぶぶん周辺しゅうへんで数すう分ふんから数すう十じゅう分ふん発生はっせいする強力きょうりょくな爆発ばくはつ現象げんしょうで、高たかさ1–10万まんキロメートルのフレアリボンという明あかるい帯状おびじょうの光ひかりと強つよいX線せんを放はなちながら、10×10²²–10×10²⁵ジュールの高こうエネルギー粒子りゅうしが宇宙うちゅう空間くうかんに放はなたれる。紅べに炎えんは黒点こくてん形成けいせいに関かかわる磁力じりょく線せん管かんに蓄積ちくせきされた2000–3000 Kの高温こうおんプラズマに耐たえられず、付つけ根ね部分ぶぶんが破壊はかいする現象げんしょうで、これも高こうエネルギー粒子りゅうしの放出ほうしゅつが伴ともなう。

コロナ質量しつりょう放出ほうしゅつ（コロナガス放出ほうしゅつ、Coronal mass ejection, CME）

コロナ内ないでもコロナ質量しつりょう放出ほうしゅつ（コロナガス放出ほうしゅつ、Coronal mass ejection, CME）という現象げんしょうがある。これはコロナ下層かそうから湧わき上あがる電離でんり高温こうおんガスの塊かたまりであり、質量しつりょう10¹² kg程度ていど、速度そくど10–1000 km/s、エネルギーは10²⁶ J程度ていどにもなる。かつては太陽たいようフレア発生はっせいによる副ふく次つぎ作用さようと思おもわれていたが、観測かんそくの結果けっかCMEがフレアよりも先さきに起おこることもあると判明はんめいしており、CME発生はっせいの根本こんぽん原因げんいんは解明かいめいされていない。

太陽たいよう風ふう

詳細しょうさいは「太陽たいよう風ふう」を参照さんしょう

コロナ内部ないぶでプラズマのガス圧力あつりょくが高たかまり、太陽たいようの引力いんりょくを超こえる状態じょうたいになると宇宙うちゅう空間くうかんへ吹ふき出だす現象げんしょうが起おこる。これは太陽たいよう風ふうと呼よばれ、1951年ねんにドイツのルートヴィヒ・ビーアマンが彗星すいせいの尾おが太陽光たいようこうの圧力あつりょく以外いがいに何なにかしらの力ちからを受うけていることから予測よそくし、1962年ねんにマリナー2号ごうの観測かんそくで実証じっしょうされた。

太陽たいよう風ふうの密度みつどは粒子りゅうしが1 cm²当あたり5個こ程度ていど、通常つうじょう速度そくどは300–500 km/s。成分せいぶんは主おもにプロトン (H⁺)次ついでアルファ粒子りゅうし (He⁺⁺)などイオンと電子でんしなどの荷電かでん粒子りゅうしである。これが太陽たいようから磁力じりょく線せんに沿そったスパイラル状じょうに吹ふき出だしている。温度おんどは地球ちきゅう付近ふきんでも10万まん度どを維持いじしている。この太陽たいよう風ふうは110–160 auまで届とどき、銀河系ぎんがけいの恒星こうせい間あいだガスと衝突しょうとつするところまで到達とうたつする。この衝突しょうとつ面めんはヘリオポーズと呼よばれ、これより内側うちがわが太陽たいよう圏けん（ヘリオスフェア）と定義ていぎされる。この太陽たいよう風ふうが地球ちきゅう磁場じばの南北なんぼく極ごく域いきに達たっし、オーロラが発生はっせいする。

太陽たいよう風ふうは発生はっせい元もとによって特徴とくちょうがあり、太陽たいようフレアから生しょうじる場合ばあいは1000 km/sの高速こうそく・高密度こうみつどとなる。CMEからは高密度こうみつどだが速度そくどは中ちゅう程度ていどとなり、コロナホールからは高速こうそくだが密度みつどが低ひくい太陽たいよう風ふうが発生はっせいする。

太陽たいようの謎なぞ

三さん態たいにおいての分類ぶんるい

これは太陽たいようだけでなく他ほかの恒星こうせいにも言いえるが、太陽たいようには固体こたいからなる地球ちきゅう型がた惑星わくせいや衛星えいせい、液体えきたいが大半たいはんを占しめる木星もくせい型がた惑星わくせいや天王星てんのうせい型がた惑星わくせいなどと異ことなり、はっきりした表面ひょうめんが存在そんざいしない。かつては、太陽たいようを始はじめとする主しゅ系列けいれつ星ぼしや未来みらいの太陽たいようの姿すがたとされる赤色あかいろ巨星きょせいは、気体きたいで構成こうせいされる、という説せつが有力ゆうりょくであった。しかしながら、内部ないぶの重力じゅうりょくの影響えいきょうで、表面ひょうめんは気体きたいだが、内部ないぶは液体えきたいならびに固体こたいで構成こうせいされている、とする説せつもある（前述ぜんじゅつの通とおり、核かくではかなりの高温こうおん高だか圧あつになっているため、密度みつども非常ひじょうに高たかくなっている）。21世紀せいき初頭しょとうでは、太陽たいようの内部ないぶはプラズマや超ちょう臨界りんかい流体りゅうたいといった、固体こたいでも液体えきたいでも気体きたいでもない第だい四よんの状態じょうたいとなっている、とする説せつが最もっとも有力ゆうりょくとなっている（中なかでも、既すんで述じゅつしたプラズマ説せつが最もっとも有力ゆうりょく）。このため、太陽たいようの内部ないぶ構造こうぞうが三さん態たいのいずれかに該当がいとうするかについては結論けつろんは出でておらず、いまだにわかっていない。

コロナ加熱かねつ問題もんだい

太陽たいようの表面ひょうめん温度おんどは約やく6000 °Cであるのに対たいし、太陽たいようを取とり囲かこむコロナは約やく200万まん °Cという超ちょう高温こうおんであることが分わかっているが、それをもたらす要因よういんは太陽たいよう最大さいだいの謎なぞとされた。1960年代ねんだいまでは太陽たいようの対流たいりゅう運動うんどうで生しょうじた音波おんぱが衝撃波しょうげきはへ成長せいちょうし、これが熱ねつエネルギーへ変換へんかんされてコロナを加熱かねつするという「音波おんぱ加熱かねつ説せつ」が主流しゅりゅうの考かんがえだった。

1970年代ねんだいからスカイラブ計画けいかくを通つうじてコロナのX線せん観測かんそくが行おこなわれたところ、太陽たいようの磁場じばがつくるループに影響えいきょうを受うけていることが判明はんめいし、ここから太陽たいよう磁場じばの影響えいきょうによる加熱かねつが提唱ていしょうされた。しかし他ほかにも磁場じばに伴ともなうアルベーン波なみ説せつや、フレアによる加熱かねつ説せつなどもあり、結論けつろんには至いたっていない。

太陽たいようニュートリノ問題もんだい

太陽たいよう内部ないぶの核かく融合ゆうごう反応はんのうに伴ともなって、太陽たいようからはニュートリノが常時じょうじ放出ほうしゅつされている。これは可視かし光こうで調査ちょうさ不能ふのうな太陽たいよう内部ないぶを直接ちょくせつ知しる手段しゅだんとして注目ちゅうもくされた。標準ひょうじゅん太陽たいようモデルで求もとめられた陽子ようこ-陽子ようし連鎖れんさ反応はんのうによる太陽たいようニュートリノは、以下いかの4種類しゅるいが想定そうていされた。

$(1{\text{-}}1)\quad \mathrm {p+p} \to \mathrm {D+e^{+}} +\nu _{\mathrm {e} }$

$(1{\text{-}}2)\quad \mathrm {p+e^{-}+p} \to \mathrm {D} +\nu _{\mathrm {e} }$

$(6)\ \ \quad {}^{7}\mathrm {Be} +\mathrm {e^{-}} \to {}^{7}\mathrm {Li} +\nu _{\mathrm {e} }$

$(9)\ \ \quad {}^{8}\mathrm {B} \to {}^{8}\mathrm {Be} ^{*}+\mathrm {e^{+}} +\nu _{\mathrm {e} }$

これらの名称めいしょうおよびエネルギー値ちは上うえから、p-pニュートリノ (0.42MeV)、pepニュートリノ (1.44MeV)、ベリリウム・ニュートリノ（0.38MeVおよび0.86MeV）、ボロン・ニュートリノ (6.7MeV) である。

太陽たいようニュートリノ観測かんそくは1960年代ねんだいにアメリカ、1985年ねんから日本にっぽんでそれぞれ行おこなわれたが、その結果けっかは、恒星こうせい内部ないぶの核かく反応はんのうの理論りろんから予測よそくされる値ねの半分はんぶん程度ていどしかないことが分わかった。その後ご行おこなわれた高こう精度せいどが期待きたいされる手法しゅほうによる観測かんそくでも理論りろん値ちよりも測定そくてい値ちが低ひくい結果けっかが再現さいげんされた。複数ふくすうの観測かんそく法ほうで同おなじ傾向けいこうの結果けっかが出でたために、方法ほうほう的てき欠陥けっかんとは考かんがえられなくなった。

1990年代ねんだいに複数ふくすうの仮説かせつが提案ていあんされた。ひとつは素粒子そりゅうし物理ぶつり学がくにおけるニュートリノ振動しんどうが影響えいきょうするというものであった。ニュートリノが質量しつりょうを持もつと仮定かていすると、そのフレーバー（電子でんし型がた、ミュー型がた、タウ型がた）が宇宙うちゅう空間くうかんを飛来ひらいする間あいだに変化へんかする可能かのう性せいがあり、過去かこの電子でんし型がたニュートリノのみを測定そくていする手法しゅほうでは太陽たいようニュートリノが減衰げんすいしたように見みえるというものだった。他ほかにも標準ひょうじゅん太陽たいようモデルにおけるニュートリノ発生はっせい比率ひりつへの疑問ぎもんも呈ていされ、過去かこの実験じっけんでは高こうエネルギーのボロン・ニュートリノを捉とらえやすい性質せいしつがあったため、仮かりに太陽たいよう中心ちゅうしんの温度おんどが想定そうていよりも低ひくいとするとp-pIII反応はんのうの比率ひりつは低ひくくなり、結果けっかとして太陽たいようニュートリノの観測かんそく値ちが低ひくくなるという考かんがえが提案ていあんされた。他ほかにも「太陽たいようでは核かく反応はんのうが起おこっていない」という極端きょくたんな説せつが飛とび出でる中なか、新あらたな観測かんそく方法ほうほうが求もとめられた。

21世紀せいきに入はいり稼動かどうしたスーパーカミオカンデは、同どう時期じきに開始かいしされたカナダの観測かんそく法ほうよりも比較的ひかくてき電子でんし型がた以外いがいのニュートリノも捉とらえることが可能かのうだった。太陽たいようニュートリノを観測かんそくした結果けっかは、理論りろん値ちよりも低ひくいながらもスーパーカミオカンデの実測じっそく値ちはカナダのそれを上回うわまわり、太陽たいようニュートリノ問題もんだいはフレーバーの変化へんかという説せつで決着けっちゃくした。スーパーカミオカンデは別べつな観測かんそくでニュートリノ振動しんどうを実証じっしょうし、これを受うけて「太陽たいようニュートリノ問題もんだい」提唱ていしょう者しゃレイモンド・デイビスとカミオカンデ実験じっけんを主導しゅどうした小柴こしば昌俊まさとしは2002年度ねんどのノーベル賞しょうを授与じゅよされた。

太陽たいようの環たまき

1966年ねん11月12日にちに観測かんそくされた日食にっしょくの際さい、アメリカの科学かがく者しゃが赤外線せきがいせん観測かんそくによって、太陽たいようから約やく300万まんキロメートル離はなれた地点ちてんで数かずµm程度ていどの微細びさいな塵ちりがリング状じょうに広ひろがっていることを発見はっけんした。次ついで1993年ねん11月13日にちにインドネシアにおいて観測かんそくされた日食にっしょくの際さいに京都大学きょうとだいがくの研究けんきゅうチームが環たまきを確認かくにんしたが、それ以来いらい、環たまきは見みえなくなっており、今後こんごの研究けんきゅうが待またれている。

太陽たいようの歴史れきしと未来みらい

詳細しょうさいは「恒星こうせい進化しんか論ろん」および「太陽系たいようけいの形成けいせいと進化しんか」を参照さんしょう

形成けいせい

太陽たいようは過去かこの超新星ちょうしんせいの残骸ざんがいである星ほし間あいだ物質ぶっしつから作つくられた種族しゅぞくⅠの星ほしであり、太陽たいようは超新星ちょうしんせい爆発ばくはつで四方八方しほうはっぽうに散ちらばった星ほし間あいだ物質ぶっしつが何なんらかの影響えいきょうによってふたたび集あつまって形成けいせいされたと考かんがえられている。この根拠こんきょは、主おもに質量しつりょうの大おおきな高温こうおんの星ほしの内部ないぶで元素げんそ合成ごうせいによって作つくられる鉄てつや金きむ、ウランといった重じゅう元素げんそが太陽系たいようけいに多おおく存在そんざいしていることにある。このとき同おなじ星雲せいうんからは1000から2000個こ程度ていどの星ほしが生うまれ星団せいだんを形成けいせいしたが、重力じゅうりょく的てきな束縛そくばくがない散開さんかい星団せいだんは45億おく年ねんの間あいだに散逸さんいつしたと考かんがえられている。HD 162826 や HD 186302 はこのときに同おなじ星雲せいうんから生うまれた「太陽たいようの兄弟きょうだい星ぼし (solar sibling) 」とされている。

進化しんか

主しゅ系列けいれつ

太陽たいようの中心ちゅうしん核かくでは水素すいそ原子げんし4個こがヘリウム原子げんし1個いっこに変換へんかんされる熱ねつ核かく融合ゆうごうが起おきるが、この反応はんのうで圧力あつりょくがわずかに下さがり、それを補おぎなうために中心ちゅうしん部ぶは収縮しゅうしゅくし、温度おんどが上あがる。その結果けっか核かく融合ゆうごう反応はんのうの効率こうりつが上昇じょうしょうし、明あかるさを増ましていく。45億おく年ねん前まえ（太陽たいよう誕生たんじょうから1億おく年ねん後ご）に主しゅ系列けいれつ星ぼしの段階だんかいに入はいった太陽たいようは、現在げんざいまでに30 %ほど明あかるさを増ましてきたとされている 。今後こんごも太陽たいようは光度こうどを増まし続つづけ、主しゅ系列けいれつ段階だんかいの末期まっきには現在げんざいの2倍ばいほどの明あかるさになると予想よそうされている。

中心ちゅうしん核かくの水素すいその消耗しょうもう後ご

赤色あかいろ巨星きょせいとなって地球ちきゅうの公転こうてん軌道きどう近ちかくにまで表層ひょうそうが膨張ぼうちょうした太陽たいようの想像そうぞう図ず

太陽たいようは超新星ちょうしんせい爆発ばくはつを起おこすのに十分じゅうぶんなほど質量しつりょうが大おおきくない。20世紀せいき末まつ–21世紀せいき初頭しょとうの研究けんきゅうでは太陽たいようの主しゅ系列けいれつ段階だんかいは約やく109億おく年ねん続つづくとされており、63億おく年ねん後ごには中心ちゅうしん核かくで燃料ねんりょうとなる水素すいそが使つかい果はたされ、中心ちゅうしん核かくではなくその周囲しゅういで水素すいその核かく融合ゆうごうが始はじまるとされる。その結果けっか、重力じゅうりょくにより収縮しゅうしゅくしようとする力ちからと核かく融合ゆうごう反応はんのうにより膨張ぼうちょうしようとする力ちからの均衡きんこうが崩くずれ、太陽たいようは膨張ぼうちょうを開始かいしして赤色あかいろ巨星きょせいの段階だんかいに入はいる。外層がいそうは現在げんざいの11倍ばいから170倍ばい程度ていどにまで膨張ぼうちょうする一方いっぽう、核かく融合ゆうごう反応はんのうの起おきていない中心ちゅうしん核かくは収縮しゅうしゅくを続つづける。この時点じてんで水星すいせいと金星かなぼしは太陽たいように飲のみ込こまれ、高温こうおんのために融解ゆうかいし蒸発じょうはつするだろうと予想よそうされている。

76億おく年ねん後ごには中心ちゅうしん核かくの温度おんどは約やく3億おくKにまで上昇じょうしょうし、ヘリウムの燃焼ねんしょうが始はじまる。すると太陽たいようは主しゅ系列けいれつ時代じだいのような力ちからの均衡きんこうを取とり戻もどし、現在げんざいの11–19倍ばい程度ていどにまで一旦いったん小ちいさくなる。中心ちゅうしん核かくでは水素すいそとヘリウムが2層そう構造こうぞうで核かく融合ゆうごう反応はんのうを始はじめる結果けっか、主しゅ系列けいれつ段階だんかいよりも多おおくの水素すいそとヘリウムが消費しょうひされるようになる。この安定あんていした時期じきはおよそ1億おく年ねん程度ていど続つづくとされるが、主しゅ系列けいれつ期きの109億おく年ねんに比くらべれば1パーセントにも満みたない。やがて中心ちゅうしん核かくがヘリウムの燃もえかすである炭素たんそや酸素さんそで満みたされると、水素すいそとヘリウムの2層そう燃焼ねんしょうが外層がいそう部ぶへと移動いどうし、太陽たいようは再ふたたび膨張ぼうちょうを開始かいしする。最終さいしゅう的てきに太陽たいようは現在げんざいの200倍ばいから800倍ばいにまで巨大きょだい化かし、膨張ぼうちょうした外層がいそうは現在げんざいの地球ちきゅう軌道きどう近ちかくにまで達たっすると考かんがえられる。このため、かつては地球ちきゅうも太陽たいように飲のみ込こまれるか蒸発じょうはつしてしまうと予測よそくされていたが、20世紀せいき末まつ–21世紀せいき初頭しょとうの研究けんきゅうでは赤色あかいろ巨星きょせい段階だんかいの初期しょきに起おこる質量しつりょう放出ほうしゅつによって重力じゅうりょくが弱よわまり、惑星わくせいの公転こうてん軌道きどうが外側そとがわに移動いどうするため地球ちきゅうが太陽たいように飲のみ込こまれることはないだろうとされている。ただし、太陽たいようがどのように膨張ぼうちょうし地球ちきゅうがどのような影響えいきょうを与あたえるのか正確せいかくに予測よそくするのは困難こんなんとされる場合ばあいもある。

赤色あかいろ巨星きょせいの段階だんかいに続つづいて太陽たいようは脈動みゃくどう変光星へんこうせいへと進化しんかし、これによって外層がいそうの物質ぶっしつが四方八方しほうはっぽうへと放出ほうしゅつされて惑星わくせい状じょう星雲せいうんを作つくり、10–50万まん年ねんにわたってガスを放出ほうしゅつする。その後ご、太陽たいようは白色はくしょく矮星となり、何なん十じゅう億おく年ねんにもわたってゆっくりと冷ひえていき、123億おく年ねん後ごには収縮しゅうしゅくも止とまる。この進化しんかモデルは質量しつりょうの小ちいさな恒星こうせいの典型てんけい的てきな一生いっしょうであり、恒星こうせいとしての太陽たいようは非常ひじょうにありふれた星ほしであると言いえる。

人類じんるいの太陽たいよう認識にんしきと観測かんそく

神話しんわ信仰しんこう

日本にっぽん神話しんわにおける太陽たいよう神しん・天てん照あきら大神おおがみ

詳細しょうさいは「太陽たいよう神しん」および「太陽たいよう崇拝すうはい」を参照さんしょう

太古たいこの時代じだいから、太陽たいようを人格じんかくとして捉とらえた太陽たいよう神しんは世界せかいの多おおくの神話しんわ・伝承でんしょうなどで最高さいこう神しんなどとして描えがかれることが多おおく、太陽たいよう崇拝すうはいの対象たいしょうであることも多おおい。その性質せいしつも、昼夜ちゅうやを分わけ世界せかいを統治とうちする男性だんせい神しんでもあれば、植物しょくぶつを育そだて恵めぐみを与あたえる女性じょせい神しんとして考かんがえられることもあった。月つきとともに普遍ふへん的てきな太陽たいよう神しんについての誕生たんじょうや成立せいりつに関かんする説話せつわは世界せかい各地かくちに伝記でんきおよび伝承でんしょうなどの形かたちで残のこされている。

古代こだいの観測かんそく

アナクサゴラス

太陽たいようを天文学てんもんがく的てきに観測かんそくした初期しょきの例れいは、古代こだいギリシアのアナクサゴラス（紀元前きげんぜん500年ねん頃ごろ – 紀元前きげんぜん428年ねん頃ごろ）が800キロメートル離はなれたシエネ（アスワン）とアレキサンドリアで同どう時刻じこくの太陽たいよう視差しさを測定そくていし、三角さんかく法ほうで距離きょりと大おおきさを求もとめた。これは、地球ちきゅうは平面へいめんという前提ぜんていでなされたもので、距離きょりを6400キロメートル、直径ちょっけいを56キロメートルと算出さんしゅつし「太陽たいようはペロポネソス半島はんとうほどの大おおきさ」と述のべた。実際じっさいとはかけ離はなれた数字すうじだが、当時とうじのギリシア人ひとはあまりの大おおきさに誰だれも信しんじなかったという。

地球ちきゅうが球体きゅうたいという前提ぜんていで距離きょりを計算けいさんしたアリスタルコス（紀元前きげんぜん310年ねん–紀元前きげんぜん230年ねん）が日食にっしょく時ときに月つきと太陽たいようの視差しさがほぼ同おなじという観察かんさつを根拠こんきょに三角さんかく関数かんすうを用もちいて月つきと太陽たいようまでの距離きょりを計算けいさんした。さらにヒッパルコス（紀元前きげんぜん160年ねん–紀元前きげんぜん125年ねん）が精度せいどを高たかめた計算けいさんを行おこなった。

宇宙うちゅうの中心ちゅうしんの座ざ

詳細しょうさいは「天動説てんどうせつ」および「地動説ちどうせつ」を参照さんしょう

歴史れきしに残のこる最初さいしょの地動説ちどうせつは、紀元前きげんぜん500年ねん頃ごろのフィロラオスだが、彼かれの唱となえる宇宙うちゅうの中心ちゅうしんは太陽たいようではなく仮想かそう的てきな「火ひ」だった。太陽たいよう中心ちゅうしんの地動説ちどうせつはサモス島とうのアリスタルコス（紀元前きげんぜん310年ねん–紀元前きげんぜん）が観測かんそくを元もとに唱となえた。

しかし、クラウディオス・プトレマイオス（83年ねん頃ごろ–168年ねん頃ごろ）が確立かくりつした天動説てんどうせつ型かた太陽系たいようけいモデルの体系たいけい化かを成なし遂とげた。これを含ふくむ古代こだいギリシア学問がくもんはアラビア世界せかいを経へて12世紀せいきにヨーロッパが取とり入いれ、キリスト教きょう的てき世界せかい観かんに組くみ込こまれた。

中世ちゅうせいヨーロッパで地動説ちどうせつは、ニコラウス・コペルニクス（1473年ねん–1543年ねん）によって唱となえられ、ガリレオ・ガリレイ（1564年ねん–1642年ねん）が望遠鏡ぼうえんきょうを用もちいた天体てんたい観測かんそくを重かさね、木星もくせいの衛星えいせい（ガリレオ衛星えいせい）軌道きどうから地動説ちどうせつを提唱ていしょうしたが、二に度どの宗教しゅうきょう裁判さいばんの末すえに敗やぶれた。しかし地動説ちどうせつはヨハネス・ケプラー（1571年ねん–1630年ねん）が堅持けんじし、アイザック・ニュートン（1642年ねん–1727年ねん）が万有引力ばんゆういんりょくの法則ほうそくで理論りろん的てきに説明せつめいしたことで広ひろく受うけ入いれられるようになった。

太陽たいよう観察かんさつ

太陽たいようの観察かんさつは古代こだいから行おこなわれ、皆既かいき日食にっしょくから彩いろどり層そうやコロナは観察かんさつされていたことが観察かんさつ記録きろくから判明はんめいしている。ガリレオは黒点こくてんの観察かんさつを記録きろくし、1859年ねんにはリチャード・キャリントンが太陽たいようフレアのスケッチを描えがいた。太陽光たいようこうをプリズムで分析ぶんせきする観察かんさつはニュートンも行おこなったが、ヨゼフ・フォン・フラウンホーファー（1787年ねん–1826年ねん）が分光ぶんこうの中なかに黒くろい線せんを発見はっけんした。1850年代ねんだいに、グスタフ・キルヒホフ（1824年ねん – 1887年ねん）とロベルト・ブンゼン（1811年ねん–1899年ねん）がこの黒くろ線せんが特定とくていの元素げんそによって吸収きゅうしゅうされた光ひかりの波長はちょうであることを突つき止とめ、これによって太陽たいよう大気たいきの元素げんそ成分せいぶんが判明はんめいした。分光ぶんこうによる輝線きせんと元素げんその関連かんれんが判明はんめいした後のちの1868年ねんに、ピエール・ジャンサン（1824年ねん–1907年ねん）が日食にっしょく時じの太陽光たいようこうスペクトルを観察かんさつしていた際さいに未知みちの元素げんそを示しめす輝線きせんが発見はっけんされ、後のちにこれは太陽たいようのギリシア語ごにちなみ「ヘリウム」と名なづけられた。ゼーマン効果こうかによる黒点こくてん磁場じばは1908年ねんに発見はっけんされた。

太陽たいよう観測かんそく時じの注意ちゅうい点てん

溶接ようせつ用ようの遮光しゃこう面めんで日食にっしょくを観測かんそくする人ひと。

木漏こもれ日びも太陽たいよう像ぞうを呈ていする。

日光にっこうには可視かし光線こうせんの青色あおいろ光こう、紫外線しがいせん、赤外線せきがいせんが含ふくまれるため、肉眼にくがんで直接ちょくせつ太陽たいようを観測かんそくすると日食にっしょく網膜もうまく症しょうを引ひき起おこし、網膜もうまくのやけどや後遺症こういしょう、失明しつめいの危険きけんがある。観察かんさつには日食にっしょくグラスや太陽たいよう観測かんそく専用せんようの遮光しゃこうフィルターなどの専用せんようの器具きぐを使用しようする（すすのついたガラスや黒くろい下敷したじき、カラーネガフィルムによる減げん光こうでは不十分ふじゅうぶんとされている）。太陽たいようの位置いちを瞬間しゅんかん的てきに肉眼にくがんで確認かくにんしてから、グラスやフィルターを目めに当あてる方法ほうほうでは、網膜もうまくのやけどによる影響えいきょうが蓄積ちくせきされる（そのため、先さきにフィルターに目めを当あててから、観測かんそくをはじめるように勧告かんこくされている）。

望遠鏡ぼうえんきょうや双眼鏡そうがんきょうを使用しようする場合ばあいには、太陽たいよう投射とうしゃ板ばんに太陽たいよう像ぞうを投射とうしゃする方法ほうほう、対物たいぶつレンズの前まえにフィルターを装着そうちゃくする方法ほうほうの他ほか、（不適切ふてきせつな導入どうにゅうによって事故じこの危険きけんがあるが）接眼せつがんレンズに専用せんようのサングラスを装着そうちゃくする方法ほうほうや、サンプリズムで減げん光ひからした後のちに接眼せつがんレンズに専用せんようのサングラスを装着そうちゃくする方法ほうほうもある。

上記じょうきのように適切てきせつな専用せんよう機器ききを使つかって正ただしい観測かんそく方法ほうほうを行おこなったとしても、長時間ちょうじかんの観測かんそくによって日食にっしょく網膜もうまく症しょうを引ひき起おこすこともあり、1分ふん観測かんそくするごとに2〜3分ふん程度ていどの休憩きゅうけいを取とることが最良さいりょうかつ最適さいてきだとされており、市販しはんされている日食にっしょくグラスにもその旨むねの警告けいこくが記しるされている。

太陽光たいようこうは赤外線せきがいせんもかなり強力きょうりょくで、分厚ぶあつい雲くもに覆おおわれて肉眼にくがんでは太陽たいようが見みえない場合ばあいでも、デジタルカメラなどでは雲くも越ごしに写うつる事ことが多おおい。黒点こくてんの極大きょくだい期きにはピンホールカメラで黒点こくてん観測かんそくができる事こともある。ピンホールカメラと同おなじ理屈りくつで、日食にっしょく時じの木漏こもれ日びは欠かけた太陽たいようの形かたちになる。

太陽たいよう望遠鏡ぼうえんきょう

詳細しょうさいは「太陽たいよう望遠鏡ぼうえんきょう」を参照さんしょう

光量ひかりりょうが非常ひじょうに多おおく、しかも観測かんそく目標もくひょうが光ひかり球だま表面ひょうめんの見みかけ上じょう微細びさいかつ変化へんかが激はげしい現象げんしょうである太陽たいよう観察かんさつには、特別とくべつな望遠鏡ぼうえんきょうが開発かいはつされた。一般いっぱん的てきには、焦点しょうてん距離きょりが長ながく拡大かくだい率りつを高たかめられ、収差しゅうさを小ちいさくするためにF値ねが30以上いじょうのものに、分散ぶんさん性能せいのうが高たかい分光ぶんこう器きが求もとめられる。これらを満みたす装置そうちは大型おおがたになるため、太陽たいようを追尾ついびする部分ぶぶん・集あつまり光こう部分ぶぶん・分光ぶんこう部分ぶぶんが独立どくりつしていることが必須ひっすとなる。

これらを満みたすものとして、追尾ついび部分ぶぶんは「シーロスタット式しき」や「ヘリオスタット式しき」、反はん真空しんくう望遠鏡ぼうえんきょうでは「タロット式しき」が採用さいようされる。太陽たいよう観測かんそくは日ひ中ちゅうであるため夜間やかんより大気たいきの揺ゆらぎが大おおきく、シーイング向上こうじょうを目指めざした設置せっち場所ばしょや方法ほうほうも工夫くふうが必要ひつようとなる。高地こうちや、海うみや森林しんりんなどで囲かこまれた場所ばしょがよく選えらばれるが、初期しょきには太陽たいよう塔とう望遠鏡ぼうえんきょうのような構造こうぞう物ぶつの上うえに設置せっちされた。太陽たいよう観測かんそく用ようでは、1998年ねんにサクラメントピーク天文台てんもんだいで初はじめて設置せっちされた補償ほしょう光学こうがくも、シーイングに成果せいかをもたらしている。

日ひ震ふるえ学がく

太陽たいよう内部ないぶの定てい在ざい波なみ。太陽たいよう内部ないぶでは音速おんそくが場所ばしょにより変化へんかすることから音波おんぱは屈折くっせつし、光ひかり球面きゅうめん近ちかくで反射はんしゃするため内部ないぶに閉とじ込こめられて定てい在ざい波なみとなる。

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太陽たいよう内部ないぶでは乱らん流りゅう的てき対流たいりゅうとともに音波おんぱ的てき波動はどう（太陽たいようの固有こゆう振動しんどう）が存在そんざいし、この2つが表面ひょうめんの運動うんどう速度そくど場じょうを決定けっていしている。太陽光たいようこう、特とくに吸収きゅうしゅう線せんのドップラー効果こうかから、光ひかり球だま表面ひょうめんの各かく部分ぶぶんについてこれを知しることができる。これは1960年ねんにアメリカのロバート・レイトンらが粒状りゅうじょう斑まだらを観察かんさつする中なかで発見はっけんしたもので、「5分ふん振動しんどう」と呼よばれる。これは当初とうしょ、太陽たいよう大気たいきの局在きょくざいが原因げんいんと思おもわれたが、1970年代ねんだいにpモードと呼よばれる太陽たいようが持もつ固有こゆうの振動しんどうが原因げんいんと判明はんめいした。太陽光たいようこう球だま上じょうで非常ひじょうに目立めだつ5分ふん振動しんどうは、量子力学りょうしりきがくで扱あつかわれる球面きゅうめん調和ちょうわ関数かんすうで記述きじゅつできる、量子りょうし数すうが異ことなる様々さまざまな音波おんぱの固有こゆう振動しんどうが重かさなり合あった結果けっかだった。この理論りろんは可視かし光こうで観察かんさつ不能ふのうな太陽たいよう内部ないぶを調査ちょうさできるために注目ちゅうもくされ、また地球ちきゅう内部ないぶを地震じしん波はで調査ちょうさする手段しゅだんと基本きほん的てきに同おなじであるため、「日ひ震ふるえ学がく」(helioseismology) と呼よばれる。

日ひ震ふるえ学がくは、対流たいりゅう層そうの深ふかさを明あきらかにした。外部がいぶから対流たいりゅうを観察かんさつするだけでは不明瞭ふめいりょうだった対流たいりゅうの深ふかさが固有こゆう振動しんどうの分析ぶんせきで判明はんめいし、それまで考かんがえられていたよりも対流たいりゅう層そうは厚あつかった。また、音波おんぱが伝つたわる速度そくどが温度おんどに依存いぞんする点てんから、太陽たいよう内部ないぶの温度おんど分布ぶんぷが計算けいさん可能かのうとなった。これは、後述こうじゅつする「太陽たいようニュートリノ問題もんだい」が解決かいけつされる前まえに提示ていじされた中心ちゅうしん温度おんどへの疑問ぎもんに対たいし、計算けいさん値ちは標準ひょうじゅん太陽たいようモデルに近ちかいことを示しめした。さらに太陽たいよう内部ないぶの自転じてん速度そくど分析ぶんせきにも回答かいとうを与あたえ、表面ひょうめんのような差さ動どう回転かいてんは内部ないぶには大おおきく見みられないことが解明かいめいされた。

太陽たいよう探査たんさ機き

太陽たいよう観測かんそく衛星えいせいひので。可視かし光こう、紫外線しがいせん、X線せんと複数ふくすうの観測かんそく手段しゅだんを搭載とうさいした。

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地球ちきゅう周回しゅうかい軌道きどうから太陽たいようを観測かんそくする探査たんさ機きと、太陽たいよう周回しゅうかい軌道きどうを目指めざす探査たんさ機きでは求もとめられる性能せいのうが大おおきく異ことなる。 特とくに太陽たいよう周回しゅうかい軌道きどうを目指めざす探査たんさ機きについては、恒星こうせいである太陽たいようの接近せっきん探査たんさは他たの惑星わくせい探査たんさとは大おおきく異ことなる課題かだいが多おおく、地球ちきゅうからの距離きょり、強力きょうりょくな引力いんりょく、超ちょう高熱こうねつ、強力きょうりょくで多種たしゅな宇宙うちゅう線せんなどを考慮こうりょしなければならない。

X線せんによる太陽たいよう観測かんそくは1970年代ねんだいから活発かっぱつに行おこなわれ、アメリカの「スカイラブ」や「ソーラーマックス」、ESA と NASA が共同きょうどうで「SOHO」、日本にっぽんの「ひのとり」や「ようこう」および「ひので」などが打うち上あげられた。「スカイラブ」はコロナの詳細しょうさいな像ぞうをもたらし、さらに「ようこう」は空間くうかん分解能ぶんかいのうの高たかいコロナ像ぞうを提供ていきょうした。

光ひかり球だまの基本きほん的てきな組成そせいは分光ぶんこう観測かんそくによってよく知しられているが、太陽たいよう内部ないぶの組成そせいについてはあまりよく分わかっていない。そこで太陽たいよう風ふうに含ふくまれる粒子りゅうしのサンプルリターンミッションである「ジェネシス」は、研究けんきゅう者しゃが太陽たいようの物質ぶっしつを直接ちょくせつ測定そくていすることを目的もくてきに計画けいかくされた。このミッションでは2004年ねんに機体きたいが地球ちきゅうに帰還きかんし、サンプルの解析かいせきが現在げんざいも進行しんこう中ちゅうだが、試料しりょうカプセルが大気圏たいきけんへ再さい突入とつにゅうする際さいにパラシュートが何なんらかの原因げんいんで正常せいじょうに作動さどうせず、カプセルが地表ちひょうに激突げきとつしたために、サンプルの一部いちぶが損傷そんしょうを受うけた。

参考さんこう文献ぶんけん

• 編集へんしゅう長ちょう：水谷みずたに仁ひとし『ニュートン別冊べっさつ 宇宙うちゅう創造そうぞうと惑星わくせいの誕生たんじょう』ニュートンプレス、東京とうきょう都と渋谷しぶや区く代々木よよぎ2-1-1新宿しんじゅくマインズタワー、2005年ねん。ISBN 4-315-51724-0。 
• 編集へんしゅう長ちょう：水谷みずたに仁ひとし「ニュートン2005年ねん12月がつ号ごう、雑誌ざっし07047-12」、ニュートンプレス、2005年ねん。 
• 編集へんしゅう長ちょう：水谷みずたに仁ひとし『ニュートン別冊べっさつ 太陽たいようと惑星わくせい 改訂かいてい版ばん』ニュートンプレス、2009年ねん。ISBN 978-4-315-51859-7。 
• 関せき昌弘まさひろ 編へん『核かく融合ゆうごう炉ろ工学こうがく概論がいろん』日刊工業新聞社にっかんこうぎょうしんぶんしゃ、2001年ねん。ISBN 4-526-04799-6。 
• 尾崎おざき洋二ようじ『宇宙うちゅう科学かがく入門にゅうもん』（第だい2版はん第だい1刷さつ）東京大学とうきょうだいがく出版しゅっぱん会かい、2010年ねん。ISBN 978-4-13-062719-1。 
• 山崎やまざき耕造こうぞう『トコトンやさしい太陽たいようの本ほん』（第だい1刷さつ）日刊工業新聞社にっかんこうぎょうしんぶんしゃ、2007年ねん。ISBN 978-4-526-05935-3。 
• 秋岡あきおか真樹まさき『太陽たいようからの光ひかりと風ふう』（第だい1刷さつ）技術評論社ぎじゅつひょうろんしゃ、2008年ねん。ISBN 978-4-7741-3298-3。 
• 『太陽たいよう観測かんそく』誠まこと文ぶん堂どう新光しんこう社しゃ、2009年ねん。ISBN 978-4-416-20919-6。 
• 国立こくりつ天文台てんもんだい 編へん『理科りか年表ねんぴょう』（第だい86冊さつ）丸善まるぜん出版しゅっぱん、2012年ねん11月30日にち。ISBN 978-4-621-08606-3。 

関連かんれん項目こうもく

• デリンジャー現象げんしょう
• 幻まぼろし日び
• 地球ちきゅう温暖おんだん化か
• 太陽たいようフレア
• 太陽たいよう風ふう/太陽たいよう嵐あらし
• 太陽たいよう活動かつどう周期しゅうき/太陽たいよう極大きょくだい期き
• HD 162826（太陽たいようと兄弟きょうだい関係かんけいにあると思おもわれる恒星こうせい）
• HD 186302（太陽たいようと兄弟きょうだい関係かんけいにあると思おもわれる恒星こうせい）

外部がいぶリンク

• 理科りかねっとわーく 太陽系たいようけい図鑑ずかん（太陽たいよう） - ウェイバックマシン（2021年ねん12月がつ10日とおかアーカイブ分ぶん）
• 国立こくりつ科学かがく博物館はくぶつかん 宇宙うちゅうの質問しつもん箱ばこ（太陽たいよう）
• ザ・ナインプラネッツ 日本語にほんご版ばん（太陽たいよう）
• The Nine Planets The Sun Facts - ザ・ナインプラネッツ 原語げんご版ばん（太陽たいよう）（英語えいご）
• 『太陽たいよう』 - コトバンク
• SOHO による現在げんざいの太陽たいようのスナップショット
• SWE宇宙うちゅう天気てんき情報じょうほうセンター 現在げんざいの黒点こくてん数すうや太陽たいよう風ふうなど、最新さいしんの太陽たいよう活動かつどう情報じょうほうが提供ていきょうされる。
• NASA Eclipse homepage
• Nasa SOHO (Solar & Heliospheric Observatory) satellite (FAQ)
• NASA/Marshall Solar Physics website