光球

太陽 の最も外側の部分は 、光球 、 彩層 、 太陽コロナ （または恒星コロナ）に分けられます。星の光球は、目に見える表面の領域であり、そこでは天体がガスのために透明でなくなり、光に対して不透明になります。太陽の光球の幅は約 330 km、平均温度は 5785 K です。光球の下には星の対流帯があり、太陽型星の半径のサイズの約 15% まで広がっています。最も注目すべき光球現象は、周囲の光球よりも暗く見える、温度が低下した領域である 黒点 です。太陽光球の黒点には 11 年周期があり、太陽活動は最大活動と最小活動の間で変化します。活動が最大になる期間中、太陽は噴火や黒点を伴う非常に乱流な光球を示します。活動が最小限の期間には、黒点はほとんど現れず、太陽活動が活発でないことがわかります。

太陽彩層は、光球の上にある太陽大気の層です。彩層は密度が低く、その上部の温度は約 30,000 K です。太陽の彩層は、その放射が光球の放射よりもはるかに弱いため、観察するのは簡単ではありません。ただし、 月が 太陽光球の円盤を隠す日食中に観察することができます。彩層は光球の上空約 10,000 km に広がり、温度は底部から上部に向かって上昇し、平均値は 15,000 K になります。

彩層の上には太陽コロナがあり、これも皆既日食中に見ることができます。コロナは太陽半径約 2 つ分広がり、太陽大気の最も広くて最も外側の層であり、長さは約 1,300 万 km で、密度は低いです。この幅は 太陽周期 の変化に応じて変化する可能性があります。 1940 年に、高度にイオン化された 鉄 、 ニッケル 、 ネオン 、 カルシウム 原子によって生成される分光線が発見されました。太陽コロナ中に重電離元素が発見されたことで、重原子をイオン化するには重 原子 から 電子 を剥ぎ取るのに多量のエネルギーが必要となるため、科学者らはコロナの温度が約100万ケルビンであると推測することができた。

太陽コロナにおける最も興味深い現象の 1 つは、 太陽風 です。これは、コロナから放出され、太陽の質量損失を引き起こす粒子の連続的な流れです。太陽風は、高エネルギーの粒子 ( 陽子 、電子) で構成されています。 、およびその他のさらに小さい粒子）は 400 ～ 800 km/s の速度で移動し、平均密度は 1 立方センチメートルあたり 7 個の粒子です。これらの粒子は地球の磁場によって強くブロックされ、惑星の表面に到達することができません。これらの荷電粒子の一部は 地球の磁場 に捕らえられ、ヴァン・アレン帯を形成し、有名な オーロラ を生み出します。太陽風のもう 1 つの影響は、 彗星 の尾の 1 つです (彗星には 2 つの尾があります。1 つはイオン、もう 1 つは塵です)。その方向は太陽風の方向によって決まります。

一方で、この特定の風は、太陽活動が最大になる時期に伴う大規模なコロナ質量放出（太陽コロナから来る）とともに、 地球 の軌道上の電気ネットワークや通信衛星に損傷を引き起こします。太陽活動監視データによると、太陽活動が最大の時期には、1 日に少なくとも 3 回のコロナ質量放出が発生しますが、太陽活動が最小の時期には、平均して 5 日に 1 回の放出が発生します。

参考文献:

https://www-istp.gsfc.nasa.gov/istp/nicky/cme-chase.html (2019 年 9 月 1 日アクセス)

http://astro.if.ufrgs.br/esol/esol.htm (2019年9月1日閲覧)

https://pt.wikipedia.org/wiki/Vento_solar (2019 年 9 月 1 日参照)

https://pt.wikipedia.org/wiki/Cometa (2019 年 9 月 1 日参照)