1.1 太陽の諸定数

まずは太陽に関する数字を以下にまとめておこう。

• 太陽の大きさ

  太陽の直径は約140万kmである。太陽は巨大なガス球であり硬い地面は存在しない。一般に目で見た時の太陽表面(光球面)の大きさを太陽の直径と 考える。

• 地球の大きさ

  地球の直径は4万km \(/~\pi \simeq 12700\) km。 従って太陽の大きさは地球の大きさの約110倍である。

• 太陽の重さ

  太陽の重さは約\(2 \times 10^{30}\) kg。これは地球の約33.3万倍の質量である。 太陽は標準的なサイズの星のため、様々な天体の重さを考えるときに太陽の重さを基準として考えると便利なことが多い。 太陽の質量を1 太陽質量 (Solar mass: \(1~\mathrm{M}_{\odot}\))と呼ぶ。\(\mathrm{M}_{\odot}\)は質量(Mass)の頭文字Mと太陽を表す記号\(\odot\)を組み合わせた記号である。

• 太陽までの距離

  太陽までの距離は約1.5億kmである。遠方の天体の距離を測る際に太陽までの距離が基準となる。この距離を1 天文単位 (Astronomical Unit: 1 au)と呼ぶ。

• 太陽の明るさ

  太陽の明るさ(光度)は\(3.83 \times 10^{26}\) Wである(実際には0.1%程度の変動がある)。この明るさを1 太陽光度 (Solar luminosity: \(1~\mathrm{L}_{\odot}\))と呼ぶ。

1.2 太陽の内部構造

©JAXA

太陽は全体がガスで出来た巨大なガス球であり、自己重力(自分の重さ)で引き合うことでその形を保っている11 自己重力による構造形成は“天体”と呼ばれるものに共通の特徴である。。 ガスの組成は水素7割、ヘリウム3割である。

太陽の中心部は高圧となり、水素が核融合反応を起こする。 これが太陽のエネルギー源である。 核融合反応により、毎秒\(3.7 \times 10^{38}\)個の陽子(水素原子核)がヘリウム原子核に変換されている。 水素の原子核(陽子)4つが一つのヘリウム原子核となる際に、合計質量は0.7%軽くなる。 この失われた質量が \(E = mc^2\) によりエネルギーに変換される。 太陽では毎秒426万トンの質量が\(3.8 \times 10^{26}\) Jのエネルギーに変換されている

1.3 太陽の寿命

太陽程度の質量の星は、

• 寿命のうち約 9 割を主系列段階で過ごす。
• 主系列段階で全質量の 1割の水素を燃焼する。

ことが知られている。 ここから太陽の寿命の概算値を求めてみよう。

必要な情報は以下の通りである22 回答のヒント: 1秒あたりに失われる質量\(\left(1\mathrm{L}_{\odot} / c^2\right)\)と利用可能な質量\(\left(1\mathrm{M}_{\odot} \times 0.1 \times \left( 1 - \frac{m_\alpha}{4\times m_p}\right)\right)\)を比較すれば良い。。

• 太陽質量 \(\mathrm{M}_{\odot} = 1.988 \times 10^{30}\ \mathrm{[kg]}\)
• 太陽光度 \(\mathrm{L}_{\odot} = 3.828 \times 10^{26}\ \mathrm{[J~s^{-1}]}\)
• 光速 \(\mathrm{c} = 2.998 \times 10^{8}\ \mathrm{[m~s^{-1}]}\)
• 陽子質量 \(m_p =1.673 \times 10^{-27}\ \mathrm{[kg]}\)
• ヘリウム原子核質量 \(m_\alpha = 6.645 \times 10^{-27}\ \mathrm{[kg]}\)

概ね太陽の寿命程度の値が出てきただろうか？

2.1 (天体の)距離の測り方

星の距離の三角測量 (Wikimedia commons)

距離測定法として一番確実且つ精度の高い方法は「ものさし」を当てることであろう(直接測定)。 当然ながらこの方法は天体までの距離測定には利用することが出来ない。 そこで用いるのが“反射”を利用する方法である。 身近な距離測定にも超音波やレーザーを測定対象に向けて照射し、反射波が返ってくるまでの時間を測定する測距が行われる。 宇宙空間では超音波は利用出来ないが、レーザーや電波は利用出来る(光の速さで進むのでその往復時間を測れば良い)。 測定対象が“硬い地面”を持っている必要があるが、月や火星までの距離測定にはこの方法が用いられる。

惑星の公転周期(太陽の周りを一周する時間)は太陽からの距離に依存する(次項「ケプラーの法則」参照)ため、火星までの距離、及び地球と火星の公転周期が分かれば、太陽までの距離を知ることが出来る。

精度の高い測距法として、三角測量も重要である。 太陽よりも遠くの天体までの距離を測る方法として特に重要なのが、地球の太陽の周りの公転を利用した三角測量(右図)である。 (詳細は次回の講義で扱う。)

3.1 ケプラーの惑星運動の法則
(Kepler’s laws of planetary motion)

天体の運動の記述として重要なのが、「ケプラーの法則」である。

ケプラーはティコ・ブラーエの観測記録から太陽に対する火星の運動を推定し、惑星の運動を説明する経験則として1619年に“ケプラーの法則”を発表した33 地動説を唱えたコペルニクス(「天体の回転について」1543年)や宗教裁判にかけられたガリレオ(“ガリレオ裁判”; 1616年、1633年)と同時代であるが、ケプラー自身は教会から迫害されることは無かったようだ。 ケプラーの法則は以下の3法則からなる。

• 第1法則：楕円軌道の法則
• 第2法則：面積速度一定の法則(右図)
• 第3法則：\(T^2 \propto r^3\)
  • 公転周期の2乗は軌道長半径の3乗に比例(\(\propto\)は“比例”を表す記号)

3.2 第3法則の導出

遠心力\(f \propto \frac{v^2}{r}\)の証明

ニュートンはケプラーの法則を整理し、万有引力の法則を導出した(1686年)。 以下に万有引力の法則からケプラーの第3法則を逆にもとめてみる。

• 遠心力 \(f = \frac{mv^2}{r} \propto \frac{v^2}{r}\) (右図参照)
• 引力(万有引力) \(f = G\frac{Mm}{r^2} \propto \frac{1}{r^2}\)
• 公転周期 \(T = \frac{2 \pi r}{v} \propto \frac{r}{v}\)

遠心力と引力が釣り合っていることから\(\frac{v^2}{r} \propto \frac{1}{r^2}\)、すなわち\(v^2 \propto \frac{1}{r}\)が得られる。 これを公転周期の式に代入すると、\(T^2 \propto r^3\)が得られる。

3.3 逆2乗則 (inverse square law)

Wikimedia commons

ケプラーの法則はニュートンの法則(万有引力の法則)に一般化されることで、より広い応用範囲を得ることとなった。 万有引力が逆2乗則に従う(\(f \propto \frac{1}{r^2}\))は、とりも直さず空間が3次元であることの証明となる。

3.4 第3法則の応用

ニュートンの法則が一般化された法則として力を持つ一方、(そこから導かれる)ケプラーの第3法則もまた特に天体の性質を調べる上で未だに有用である。 応用例として天体の距離測定や質量の測定が挙げられる。

• 距離の測定

  火星までの距離はレーザー測距により知れることを紹介した。 ここで火星と地球の公転周期を測定し、互いに比較すると、\(T^2 \propto r^3\)より“軌道半径の比”が求められる。 火星-地球間の距離を考慮することで、地球の軌道半径\(=\)太陽までの距離を求めることが出来る。

• 質量の測定

  軌道半径が分かれば、天体の質量は万有引力の法則から直接導ける。 \(引力 = 遠心力より\) \[\begin{align} f = G\frac{Mm \hspace{-0.7em} \backslash}{r^{2\hspace{-0.3em} \backslash}} &= \frac{m \hspace{-0.7em} \backslash ~ v^2}{r \hspace{-0.5em} \backslash}\\ \therefore M &= \frac{rv^{2}}{G}\\ \end{align}\] この式を公転周期の式\(T=\frac{2 \pi r}{v}\)を用いて変形すると \[M = \frac{4 \pi^2 r^3}{GT^2}\] 従って太陽質量は以下の通り。 \[1 \mathrm{M}_{\odot} = \frac{4 \pi ^2 \times \left( 1\mathrm{au} \right) ^3}{\mathrm{G} \times \left( 1\mathrm{yr} \right) ^2} \]

但し万有引力定数\(G\)の値を精度良く知るのは難しく、現在でもその精度は4桁程度しかない。 天体の質量の見積もりを万有引力の法則から行う以上、その精度は常に万有引力定数\(G\)の精度の影響を直接受けることになる。 天体の質量を通常「太陽質量の何倍\(\left(\mathrm{M_\odot}\right)\)か」と表現するのはこのためである。

4.1 赤外線の発見

Image Credit: Climate Science Investigations

ウィリアム・ハーシェル(William Herschel, 1738 - 1822)。ドイツ生まれ、後にイギリスに移住。当初は音楽家として活躍するが後に天文学者としての業績が有名になる。赤外線の発見以外の主な功績として、天王星の発見(1781)、天の川銀河の構造の推測など。(Universal Histroy Archive/IPAC)

Science Museum, London / Science and Society Picture Library

Illustration by Vilmos Thernesz based on the original figure in Herschel, W., 1800: ”Experiments on the refrangibility of the invisible rays of the Sun” Phil. Trans. Roy. Soc. London 90, 284–292

太陽からの光をプリズムで分光すると虹の七色に分かれるのは良く知られているが、赤い光の更に外側にもなんらかの複写が届いていることを示したのはウィリアム・ハーシェルであった。 1800年にプリズムを使った実験で光の見えない赤色の外側に置いた温度計の温度が上昇することから、ここに熱を伝える光(“calorific light”)が届いているとした。 この光は後に「赤外線」(infrared light)と呼ばれる様になる。

4.2 黒体輻射 (温度によるスペクトルの違い)

後の研究により、赤外線に限らず電波やX線等の様々な波長の輻射が観測される様になると、スペクトルの形を決めるのは温度であることが明らかとなる。 全てのものは温度に応じて表面から決まったスペクトルの輻射を出しており、これを「黒体輻射」と呼ぶ。 右図に示すとおり、黒体輻射のスペクトルのピークは輻射源の温度が上がるにつれて長い波長(赤外線)からより短い波長(可視光\(\sim\)紫外線)へと移っていく。

更には輻射の強さも変化する。低温では光は弱く、高温になるほど強い光を放つ様になる。

このことはたとえば鉄を熱して赤く光る様子を想像すると分かりやすいだろう。 温度が上がると最初は赤黒い光を鈍く放ち、更に高い温度になるとより強く光ると共に、色が橙\(\to\)青白い色へと変化する。 白熱電球のフィラメントが光るのもこれと同じ原理である。

4.3 「リニアスケール」と「対数スケール」

これらのグラフを書く際に、縦軸・横軸のスケールがどうなっているかに注意しよう。 普通のグラフは「リニアスケール」(数字が\(0,~1,~2,~3,~\cdots\)と等間隔で並ぶ通常のスケール)で書かれるが、非常に広い範囲の値を示す数値をグラフ表示する場合、軸を「対数スケール」で書くことが多くある。 リニアスケールの数値が\(0,~1,~2,~3,~\cdots\)と変化するのに対し、対数スケールの数値は\(10^0,~10^1,~10^2,~10^3,~\cdots\)と変化する。 つまりひと目盛り毎に10倍、100倍、\(\cdots\)となる。 グラフ上の少しの違いが実は非常に大きな値の違いに対応する為注意を要する。

もう一つの特徴として、\(Y=X^n\)の指数的に変化する関係を対数グラフに表現すると、グラフが直線になるという利点もある。 このとき直線の傾きは指数\(n\)の値となる。

4.4 大気による吸収

Image Credit: Wikipedia

太陽の輻射する光はほぼ黒体輻射に等しいが、地球上に届くまでに大気による吸収を受け、全てがそのまま地表に届くわけではない。 赤外線は主に水\(\left(\mathrm{H_2O}\right)\)による吸収が、紫外線は主にオゾン\(\left(\mathrm{O}_3\right)\)による吸収が効く。 オゾン層のおかげで地上に届く有害な紫外線が制限され、生命の生息環境が維持されているのは良く知られている。 赤外線は水(水蒸気)による吸収が効くため、これを避けて赤外線による天体観測を行うためには対流圏の上の成層圏に出る必要がある。 対流圏の中でも標高が高いほど水蒸気量は少なくなるため、望遠鏡を高山に作るのは水蒸気を避けることが主な理由である。

5.1 フラウンホーファー

University of Oklahoma Libraries

By Deutsche Bundespost (scanned by NobbiP) [Public domain], via Wikimedia Commons

太陽スペクトルをプリズムで分光すると、多くの暗線(吸収線)が観測される。 この吸収線を系統的に調べたのはフラウンホーファーである(1814年, 発見は1802年イギリスのウォラストンが先)。 これらの吸収線は、彼の付けた記号と共に“フラウンホーファー線”と呼ばれる。

5.2 原子のエネルギー構造(水素原子の場合)

(Martin, B./the King’s University College Astronomy Online)

元素が固有の波長の光を輻射・吸収する様子を、水素原子模型を例に説明しておく55 水素原子には電子が一つしか存在しないので説明が簡単になる。。 右図は水素原子核(陽子)の周りを電子が回っている様子を表す水素の「原子模型」である66 現在の量子力学では電子の振る舞いについてもう少し複雑な理解をするが、ここでは量子力学の始まりの際に考えられた模型(“Bohr model”と呼ばれる)を使って解説する。。 電子の様な小さな粒子が粒子であると同時に波としての特徴を示すことが、量子力学の要諦である。 このため電子は陽子の周りを周回する際、一周回ったときに波の山と山・谷と谷がちょうどつながる様な“軌道”を通る必要がある77 この様に考えると実際の現象をスッキリ説明出来る、という理解の方が近い。。 この制約を考えると、電子が取れる軌道は右図の様に飛び飛びにしか存在しない88 飛び飛びになることを“量子化する”と表現する。Quantizeの訳語である。。 電子の持っている運動エネルギーもまた飛び飛びとなり、一番内側の軌道(\(n=1\)の軌道)が最もエネルギーが低く、\(n=2,~3,~\cdots\)と外側の軌道を回るほど大きな運動エネルギーを持つことになる。

電子が一つの軌道から別の軌道に移る際には、運動エネルギーの差に相当するエネルギーを外部に放出、または外部から吸収する必要がある。 外部とのエネルギーのやり取りは光により行われ、運動エネルギーの差に相当するエネルギーを持つ光子が吸収、または放出される。 特定のエネルギーを持つ光子は特定の波長の光となる99 \(E=h\nu\)、ただし\(\nu\)は光の周波数、\(h\)は定数 (プランク定数)。 ため、水素原子に吸収・放出される光は必ず特定の波長の光となる。

電子の内側の軌道から外側の軌道への遷移(低いエネルギー準位から高いエネルギー準位への遷移)は、光の吸収により行われ、この時スペクトル線に“吸収線”が出来る。 これは熱い物質からの黒体輻射が、我々に届く際に我々から見て手前にあるより冷たい物質中を透過する際に起こる現象である。 フラウンホーファー線は太陽外層の低温のガスによる、太陽黒体輻射の吸収で出来る吸収線である。

水素原子が十分大きなエネルギーを吸収すると、電子は水素原子の束縛を離れ、電子と陽子がバラバラの状態となる。 これを“電離”と呼ぶ。 太陽大気は高温のため、水素原子は電離したプラズマ状態にある。

プラズマ中の電子は陽子と出会うと、運動エネルギーの一部を光として放出することで陽子と再び結合出来る。 この時再結合した水素原子から放出される光が“再結合線”である。

5.3 水素スペクトル線

水素のエネルギー準位の組み合わせを考えると、水素の出すスペクトル線は右図に示す様なきれいな並びとなる。 歴史的経緯により、これらにはその“系列”毎に研究者の名前が付けられ、更にエネルギーの低い(波長の長い)側から順に\(\alpha,~\beta,~,\gamma,~\cdots\)の記号を付けて呼ばれるのが通例である。 特に可視光の波長帯に存在する“バルマー系列”は様々な天体のガスの分布を観測する際に広く用いられる1010 宇宙空間のガスは個数比で9割が水素原子なので、水素を観測すればガスの全体をほぼ観測したことになる。ため重要である。 その記号から“\(H_\alpha\)線”、“\(H_\beta\)”線、の様に呼ばれる。

5.4 フラウンホーファー線

Wikipedia

フラウンホーファーが太陽に観測した暗線のリストは表の通り。 フラウンホーファー自身はそれぞれの暗線を特定の元素に同定するには至らず、A, B, C, \(\cdots\)の記号を付けて表現した1111 それでも今日でも「ナトリウムのD線」「カルシウムのK線」等の表現を耳にすることが稀にあるかも知れない。。

5.5 元素の太陽存在比 (solar abundance)

data from Lodders (2010)

⊕ヘリウムは宇宙に多く存在する元素であるにも関わらず、非常に軽く地球大気中で捉えにくいこと、他の元素と結合して分子を作ることがないことから地上の発見は遅れ、最初に太陽のスペクトル線として観測された。 このため当初は地球上に存在しない元素と考えられ、太陽を意味するギリシャ語ヘリオスから採ってヘリウムと命名された。

前述の通り、太陽大気中にどの様な元素がどの様な割合で含まれているか(元素組成比)を知ることは、宇宙の元素組成比を知る基本となるため大変に重要である。 太陽のスペクトル分光観測や太陽風の直接観測などから推定した太陽の元素存在比\(\left(\simeq 宇宙の元素存在比\right)\)を右図に示す。 この図も縦軸が対数スケールであることに注意。 個数比で水素が9割、ヘリウムが1割を占め、その他の元素は最も多い酸素でも水素の1万分の1程度である。

6.1 標準太陽モデル

Bahcall and Pinsonneault: Rev. Mod. Phys., 67, 781, 1995

太陽(及び恒星)は単純なガス球であるため、内部の温度・密度等の分布は比較的精密に測定出来る。 自己重力により中心部ほど高温・高圧となり、温度が一千万度を超える中心部の半径2割程度の中心核で水素をヘリウムに変換する核融合が起こっている。

6.2 標準太陽モデル (元素組成比)

Bahcall and Pinsonneault: Rev. Mod. Phys., 67, 781, 1995

Bahcall and Pinsonneault: Rev. Mod. Phys., 67, 781, 1995

太陽中心部の核融合により、水素とヘリウムの存在比は中心核では逆転していると考えられる。 中心部の水素が全てヘリウムに変換されると太陽はその一生を(ほぼ)終える。

表面付近の3割程度の領域は対流が発達した対流層となっており、ガスが良くかき混ぜられることでガスの組成が均一となっている。

太陽中心部では水素を直接ヘリウムに変換する核融合に加え、炭素・窒素・酸素を介した反応も行われている。(詳しくは星の回で解説する。) このためこれらの元素組成比も中心核と外部とで異なる。 ただしその存在比は水素・ヘリウムに比べてずっと小さいことに注意しよう。

6.3 太陽の年齢と寿命

Christensen-Dalsgaard (2009)

太陽が核融合を行うことで、中心核の水素存在比は徐々に低下して行く。 この様子を計算により求めたのが右図である。 横軸は半径(太陽表面を1として規格化)、縦軸は水素の重量比を示す。 グラフ中の一本一本の線は 10 億年毎に引かれており、0–100 億年の範囲が示されている。 重量比が半径に依らず一定の初期段階(年齢 0 億年)に始まり、中心部の水素存在比が徐々にし、100 億年で0となる。 すなわち太陽の寿命はおよそ 100 億年と考えられる。

現在の太陽中心部の水素存在比は\(0.33\)と推測され、ここから現在の太陽の年齢は約 46 億年と考えられる。 太陽系の一番古い鉱物を含むと考えられる最も始原的な隕石の年齢は\(45.672\pm0.005億年\)と見積もられており、このことからも太陽の年齢推定はほぼ正しいと考えられている。

6.4 日震学(helioseismology)による年齢決定

Christensen-Dalsgaard (2009)

Credit: IAC

太陽中心核の水素の存在比の推定は、中心部の密度分布を地震波(日震波)で測定することにより行う。 地震波の伝わる向きと速さは媒質の密度に依存するため、密度が変化すると太陽内部で地震波が複雑に屈折する。 この様子を測定することで、内部の密度分布を推定する。 これは地球内部の密度分布を推定するのと同様の方法である。 太陽表面はおよそ5分周期で振動していることが観測されており、その振動周期を分析することで、太陽内部の圧力分布を知ることが出来る(日震学)。

7.1 太陽観測衛星

Scholarpedia

ISAS/JAXA

太陽の精密観測には、人工衛星を用いた宇宙空間からの観測が盛んに行われている。 日本もこれまでに以下の3機の太陽観測衛星を打ち上げており、科学的に重要な成果を挙げている。

• ひのとり(ASTRO-A)
  • 1981年 – 1991年
  • M-3Sロケット2号機
  • 質量: 188kg
• ようこう(SOLAR-A)
  • 1991年 – 2001年(2004年)
  • M-3SIIロケット6号機
  • 質量: 約390kg
• ひので(SOLAR-B)
  • 2006年 –
  • M-Vロケット7号機
  • 質量: 900kg

7.2 望遠鏡サイズと分解能

異なる方向からやって来た光を望遠鏡の鏡の両端で受けた時、観測波長1波長分以上ずれて光が届くことで異なる2点からやって来た光であることが区別出来る。

3機の人工衛星のリストを見ると分かる通り、人工衛星のサイズ(質量)は徐々に増大している。 これは後から打ち上げる衛星ほどより詳細な観測を目指すため、主にはその望遠鏡のサイズが大きくなるためである。

望遠鏡が対象をどれだけ細かく見えるかを望遠鏡の分解能と呼ぶ。 分解能は望遠鏡の鏡のサイズ(口径)で決まるため、これがより大きな望遠鏡が求められる理由である。

望遠鏡の分解能は、どれだけ小さな角度離れた２つの天体を分離して見ることが出来るかで表される。 従って分解能は角度の単位で表される。 分解能は、以下の式の通り望遠鏡の口径(直径)と観測する光の波長で決まる。 \[\theta \simeq \frac{\lambda}{D},~\left(ただし\theta: 最小分解能、D: 望遠鏡の口径(直径)、\lambda: 観測する光の波長\right)\]

従って詳細な観測のためには、出来る限り口径の大きな望遠鏡を用いれば良い。

7.3 人工衛星で観測する理由1

地上からの天体観測は、この様にプールの底から水を通して空を眺めるのに似ている(レアンドロ・エルリッヒ『スイミング・プール』2004年　金沢21世紀美術館　(c) Leandro ERLICH　撮影：渡邉修)。

NASAの打ち上げたハッブル宇宙望遠鏡。大気揺らぎの無い宇宙空間から天体観測を行うことで多くの成果を挙げた(Image credit: NASA)。

地上の大望遠鏡(すばる望遠鏡;口径8.2m)とハップル宇宙望遠鏡(口径2.4m)の撮った画像の比較(Credit: NASA, Mauro Giavalisco, Lexi Moustakas, Peter Capak, Len Cowie and the GOODS Team.)

人工衛星はロケットで宇宙空間に打ち上げる必要があるため、大きさに厳しい制限があり、大きな人工衛星ほど打ち上げに多額なコストがかかる。 従って詳細な天体観測のために大きな望遠鏡を用いることを考えると、人工衛星を飛ばすよりも地上に大望遠鏡を設置する方が効率が良いことになる。

それでも人工衛星を打ち上げて観測するのは、人工衛星でしか得られないメリットがあるからである。

その理由の一つが右図に示す様な大気揺らぎの影響を避けることである。 地上から天体観測を行うことは、頭上100kmにわたり存在する地球大気を通して観測することであり、それはプールの底から水を通して空を眺めるのに似ている。 大気を通さずに宇宙空間から観測することで、望遠鏡の理論限界にほぼ等しい空間分解能の画像を得ることが出来る。

7.4 補償光学 (adaptive optics)

SUBARU/NAOJ

SUBARU/NAOJ

UCLA Galactic Center Group / W. M. Keck Observatory Laser Team

BBC

しかし人工衛星で打ち上げられる望遠鏡サイズには限界があり1212 ハッブルはスペースシャトルの荷室に入る大きさで望遠鏡サイズが制限された。またその打ち上げと運用には総額数千億円がかかっている。、地上の大望遠鏡を活かす技術の開発が盛んに行われている。 この技術を「補償光学」(adaptive optics)と呼ぶ。

具体的には、観測する天体のすぐ近くの空に向けて、レーザー光を照射する。 空に映ったレーザー光の像(本来は点源)が揺らぐ様子を観測し、大気の揺らぎの様子を測定する。 望遠鏡の後ろに薄い鏡を置く。 この鏡は任意の形状に曲げることが出来、その形状はコンピュータにより制御される。 レーザー光で測定した大気揺らぎを逆に補正する様に薄い鏡の表面を曲げてやることで、きれいな天体の像が再現される。

この技術を用いることで、今日では右図に示す通り、地上望遠鏡を使って人工衛星と同等の空間分解能を達成することが出来ている。 地上望遠鏡の方が口径が大きく、より沢山の光を集められることから、空間分解能が同じであれば、人工衛星に比べて地上望遠鏡の方がより暗い天体まで観測することが出来る。 従って今日では特に可視光の天体観測のために人工衛星を打ち上げる意義は薄れていると言える。 (ただし例えば太陽の観測にはこの方法は使えないことに注意が必要である。)

7.5 人工衛星で観測する理由2

大気による光の吸収率。横軸は光の波長、縦軸は吸収率である。可視光と赤外線の一部、および電波の波長を除き、ほとんどの波長の光が地上からは観測出来ないことが分かる。(Salvetti, D., 2016)

一方天文観測に人工衛星が不可欠である別の理由も存在する。 それは大気による特定波長の光の吸収である。 右図に示すとおり、天体からの光を地球大気が吸収することで、可視光と赤外線の一部、および電波の波長を除き、ほとんどの波長の光は地上まで到達せず、従ってこれらの波長で天体観測を行うことが出来ない。 このためX線や赤外線で天体観測を行う場合には、人工衛星を打ち上げることが必須となる。

8.1 ひのでによる太陽の観測

人工衛星による実際の太陽観測の様子を見てみよう。 以下の示すのは日本の一番新しい太陽観測衛星「ひので」による太陽観測画像である。

JAXA, NAOJ ISAS/JAXA

太陽表面の様々な活度が詳細に捉えられていることが分かる。 その多くが筋状の分布を伴うことが分かるだろう。 この筋は、太陽表面の磁力線の分布を示している。

8.2 荷電粒子の磁力線への巻きつき

Il campo magnetico della Terra

立花隆ゼミホームページより

筋状の物質分布が磁力線を表す理由は、太陽表面のガスが電離したプラズマ状態になっており、電離したガスは磁力線に沿ってしか動けないことが理由である。 右図の通り、電荷を持った粒子が運動すると、磁場から運動の向きに垂直な力を受け、磁力線の周りを螺旋状に運動することになる。 このためプラズマ(荷電粒子)は磁力線に沿って動くことは出来るが、磁力線に垂直には動くことが出来ない。 これをプラズマの磁力線への“凍結”と表現する。 従って太陽表面付近のガスの運動を観測することは、太陽表面の磁場の様子を観測することに他ならない。

8.3 コロナ加熱問題

理科年表

ISAS/JAXA

右図は太陽表面のガスの温度分布を示している。 太陽のエネルギー源は中心核の核融合であり、従って太陽の温度は中心から離れるほど下がっていくと考えるのが自然である。 実際太陽の内部ではガス温度は中心部ほど高く、表面に近づくほど低くなる。

一方右図にある通り、太陽の表面付近ではその様子は異なる。 太陽表面(目で見える表面\(=\)光球面)で6000[K]程度だった温度はその外側で急激に上昇し、コロナの温度は100万[K]にも達する。 その加熱源は長年謎とされており、右図に示す微小な爆発現象によるとする説(ナノフレア説)と振動する磁場がコロナ中のガスを“振り回す”ことにより加熱するとする説(波動加熱説)が考えられて来た。

8.4 ひのでによる彩層の観測と磁気波動による加熱

HINODE/CLASP

日本の「ひので」による観測から、磁気波動による加熱を支持する有力な証拠が得られている。 下記の観測画像から、太陽表面で磁場が細かく振動している様子が分かる。

HINODE観測画像(グラニュールとスピキュール)

この磁場の振動の様子を数値的にシミュレーションすることで、確かにコロナを100万度程度まで加熱出来ることが示された。

Matsumoto & Suzuki 2014, MNRAS, 440(2), 971–986

9.1 黒点と磁場

Min S. Yun 氏ホームページより

太陽活動の中で特に重要であり、我々の生活への直接の影響もあり得るものに、太陽表面の爆発現象(太陽フレア)がある。

太陽フレアは黒点付近で生じる。 黒点は太陽活動が活発なときに多く発生することが分かっている。 黒点の成因は正確には分かっていないが、太陽の回転速度が太陽赤道付近と極付近で異なる(差動回転)ことにより磁場が拗じられることに因るとする説が有力である。 磁場の強く拗じられた個所では磁場同士が反発し合うことで、磁力線のループが太陽表面に顔を出す(右図)1313 このため黒点は必ずS極とN極の2つが対になって生じる。 更に強い磁場の影響でガスが動きにくくなることでガスの対流が阻害され、その結果内部からの熱の供給が減ることで周囲より相対的に温度が低くなり、暗い“黒点”として見えると考えられる。

9.2 太陽フレアの成因

NASA Goddard

黒点付近で生じる太陽フレアであるが、その成因は分かっていなかった。 有力な説として考えられていたのが、黒点付近のねじれた磁場の再結合(リコネクション)に因るとする説である。

磁力線は通以上途中で切れることはなく、一本の線としてつながっている。 しかし磁場が強く拗じられ、複数の磁場が近くで交わる状況が生まれると、近寄った磁力線同士がつなぎ変わる(リコネクション)現象が起こる。 磁力線は弾力性を持ったゴム紐の様に振る舞うため、つなぎ変わった磁場はゴムのパチンコの要領で弾き飛ぶ様に動き、磁場に“凍結”したプラズマを弾き飛ばす。 これが太陽フレアの成因とする説である。

9.3 「ようこう」によるカスプ構造の発見

ISAS/JAXA

太陽フレアの成因が磁気リコネクションならば、フレアの発生の瞬間、磁力線のつなぎ替えのため、磁力線に尖った“カスプ構造”が見られる筈である。 日本の太陽観測衛星「ようこう」により、太陽フレア発生時の磁場のカスプ構造が初めて観測され、フレアのエネルギー解放過程が磁気リコネクションであることがほぼ決定づけられた。「ようこう」の最大の観測成果の一つと言える(ISASニュース2003年1月号『特集：「ようこう」の10年』)。

9.4 CMEと地球への影響

NASA Goddard

NICT

太陽フレア発生の瞬間、パチンコの要領で大量のプラズマが宇宙空間へと放出される。 これを「コロナ質量放出」(Coronal Mass Ejection; CME)と呼ぶ。

太陽フレアが地球正面で起こった場合、プラズマの塊が地球に到達することで様々な影響を引き起こし得る。

9.5 Aurora

NASA Video

まず考えられるのがオーロラの発生である。 地球に到達したプラズマ塊は地球磁場に捉えられ、磁力線に沿って南北北極付近(磁極付近)の上空大気に突入する。 大気の濃くなる高度100km付近で地球の大気分子と衝突し、電離したプラズマ状態とすることで発光させるのがオーロラ現象である。

9.6 地球への影響の例

GOES-7 monitors the space weather conditions during the Great Geomagnetic storm of March 1989

より大きなフレアの場合、大量のプラズマ塊の突入により地磁気を乱すことで「磁気嵐」を引き起こす。 特に影響の顕著だった例として、1989年3月13日の磁気嵐が挙げられる。 この時は3日前に起こった巨大太陽フレア(フレアの規模を表す記号で“X15クラス”)により地磁気が乱されることで地上の電気施設に誘導電流が流れ、磁極に近いカナダで変電所の変圧器を破壊、9時間に亘る大停電を引き起こしたとされる。

SOHO

人工衛星により観測された最大のフレアは2003年11月4日に起きている。 この時のフレアの規模は“X45クラス”であった1414 フレアの等級は数字が10増える毎に10倍となるため、X45クラスはX15の1000倍のX線放出を伴っている。。 ただしこの時は地球から見て太陽の縁でフレアが生じたために地球に向かってCMEは起こらず、地球への影響は避けられている。 その前の10月28日に起きたX17クラスのフレアの際には地球に面してフレアが生じたため、フレアの直後に衛星のCCDカメラが大量の宇宙放射線に叩かれている様子が伺える。

9.7 記録上最大の磁気嵐{#Carrington-Class Solar Storm}

VideoFromSpace

記録に残る最大の磁気嵐を引き起こしたとされるのが、1859年9月1日にキャリントン(イギリスの天文学者)により観測された“キャリントン・フレア”と呼ばれる太陽フレアである。 この時は9月1日から2日にかけて記録上最大の磁気嵐が発生し、ハワイやカリブ海沿岸等の低緯度地域を含む世界中で強いオーロラが観測された。 更にはヨーロッパおよび北アメリカ全土の電報システムが停止するなどの影響があり、これらは磁気嵐により引き起こされたと考えられている。

9.8 宇宙天気予報

Academist Journal

今日では電気及び電子回路による制御が日常生活に深く入り込んでおり、太陽フレアに伴う磁気嵐の影響は以前と比較にならないほど大きいと考えられる。 太陽フレアが生じた後地球で磁気嵐が起こるまで数時間\(\sim\)数日の猶予があること、また大規模な太陽フレアを起こす可能性のある黒点群はある程度予測可能であることから、太陽の活動をモニターし、必要な情報を提供する活動が行われている。

特に影響の大きい宇宙空間については、地球に影響を及ぼすフレアが生じた段階で宇宙飛行士の屋内退避、人工衛星の機能遮断等の措置が取られる。

9.9 スーパーフレア

• 過去最大のフレアの更に100倍 \(\sim\) 1000倍のフレアが観測される
• 発生頻度は\(800 \sim 5000\)年に一度

マイナビニュース

9.10 Solar Dynamics Observatory

NASA’s Goddard Space Flight Center

10.1 11年周期

太陽の活動はほぼ11年周期で静穏期と活動期を繰り返すことが知られている。 静穏期には黒点がほぼ見られず、太陽風の吹き出しも弱まる。 一方活動期には多くの黒点が生じ、最盛期には多くのフレアが頻発する。 例えば地球上でオーロラが良く見られるのもこの時期である。

10.2 太陽定数の変化

NASA

太陽の活動度に伴い、太陽の輻射量も若干変動する。 太陽から地球上の単位面積当り入射するエネルギー量は約\(1366\ [\mathrm{W/m}^2]\)であり、“太陽定数”と呼ばれる。 ただしこの値は太陽の活動度に伴って0.1%程度変化する。

10.3 太陽定数と気候変動との関わり

TSI data from THE SUN AND THE EARTH’S CLIMATE, and temperature data from Leclercq and Oerlemans 2012 & NOAA National Centers for Environmental information

Bruegel, 1565

Bruegel, 1565

Avercamp, ca.1608

Avercamp, ca.1620

太陽定数の短期的な変動は地球の気候に大きな影響を与えないと考えられる。 その一方で、長期的な変動は地球全体の気候に影響を与える可能性が考えられている。 例えば15世紀 \(\sim\) 16世紀には太陽定数が今より0.1%程度低い時期が長く続いたと考えれているが、この時期に特にヨーロッパで続いた寒冷な気候(“小氷河期”と呼ばれることもある)をこの太陽定数の変動と結びつけて考えることがある。

10.4 太陽定数と地球のエネルギー収支

地球が太陽から受け取るエネルギー量を他のエネルギーと比較してみる。

• 天頂にある太陽から受け取るエネルギー(太陽定数)：
  約\(1366\ [\mathrm{W/m}^2]\) (0.1%程度の変動あり)
• 太陽から受け取るエネルギー総量：\(1.75\times 10^{17} \mathrm{[W]} = 175 \mathrm{[PW]}\)
• 地熱エネルギー：
  約\(44 \mathrm{[TW]}\) = 太陽エネルギーの約0.025%
• 潮汐によるエネルギー：
  約\(3 \mathrm{[TW]}\) = 太陽エネルギーの約0.002%
• 人類によるエネルギー消費(2017年)：
  \(17.926 \mathrm{[TW]}\) = 太陽エネルギーの約0.01%
• [参考]マグニチュード9.0の地震エネルギー：\(E = 10^{4.8 + 1.5 \times M} = 2\times 10^{18} \mathrm{[J]}\)
  (人類のエネルギー消費1.3日分)

この通り太陽エネルギーは他のエネルギーに比較して圧倒的であり、地球環境は基本的に太陽エネルギーとのバランスにより決まっていると言える。 一方で人類の消費するエネルギーは地球環境に対して完全に無視出来る量では無くなっており、従ってエネルギー問題を考える場合、エネルギー供給は太陽エネルギーを利用することで賄えると思われるが、一方でエネルギー消費の総量を一定値以内に抑え込むことも考える必要がある。