太陽、恒星とその「進化」

太陽

太陽までの距離

• 地球から太陽までの距離が、かつて、どのようにしてわかったかは、[地球の形と大きさ、地球の自転と公転]のページの 「太陽中心説 (地動説)」のところでふれた。 ケプラーの段階で惑星の軌道の配置図がつくられ (縮尺は不明だった)、つぎに地球上の2点からの観測で火星までの距離がわかると、計算できた。
• 光の速さがわかってからは、光や電波によって情報がつたわる時間から距離がわかる。
• 地球から太陽までの平均距離: 「500 光秒」(わざと標準でない単位で書いた。 長さの標準の単位に換算できるようにしておくこと。)

太陽の大きさ

• 太陽の見かけの大きさ: 視直径 (見かけの直径) 約0.5度 (天体は天球に はりついているとみなし、天球の大円を360度としている。)
• 太陽の直径は? (地球からの距離と視直径から計算可能。) ... およそ地球の百倍。
  • 太陽の表面積は地球のなん倍? 体積は? (上記の情報から計算可能。 ただし、倍率がほしいだけならば面積や体積の数値を計算しなくてもよい。 形はいずれも球で近似でき、相似なので、 面積の倍率は長さの倍率の2乗、体積の倍率は長さの倍率の3乗である。)
• 太陽の質量は 2×10³⁰ kg、地球の約 33万倍である。
  • 地上の物質どうしの重力が測定できれば、重力定数がわかり、 地球の重力との比較から地球の質量もわかり、 地球の公転 (周期と軌道半径) から太陽の質量がわかる。
  • 太陽の密度は地球よりも小さいが、けたちがいに小さいわけではない。 (太陽の物質の状態は気体に分類されるが、重力が大きいので、密度が地球上の気体よりもずっと大きくなりうる。)
• 太陽と月の視直径はだいたい同じ。 月が地球をまわる軌道も地球が太陽をまわる軌道も完全な円でないので、 太陽のほうが大きいとき (かさなれば金環食) と、月のほうが大きいとき (かさなれば皆既日食) がある。 (『図録』第5編 [3] 「月」 [C]「日食・月食」 参照。)

太陽の層構造

• 『図録』 第5編 [12] [A]「太陽の構造」参照。
• 中心核、放射層、対流層、光球、彩層、コロナ。
  • 「放射層」「対流層」は、半径方向のエネルギー輸送のおもなしくみによる分類。
  • 光球よりも外側に、コロナ (corona) というものがある。 (『図録』 第5編 [13] [A]「太陽の外層」参照。) コロナは温度が非常に高いが、 非常に希薄である (密度が小さい) ので、 太陽が出す放射への寄与は、光球にくらべてわずかである。
    • [注] このコロナという用語はコロナウイルスという用語よりも古い。 どちらも、形を (西洋の、王冠などの) 冠(かんむり) にたとえたものである。

太陽が出す放射 (電磁波) のスペクトル

• 恒星のスペクトル型 (『図録』第5編 [15] [D] 「恒星の色とスペクトル型」の下側) のうちでは G 型。
• 温度 約 6000 K の黒体放射に近い。 (『図録』第5編 [15] [D] 「恒星の色とスペクトル型」の左上のグラフの「6000 K」の曲線、 第3編 [4] [A] 「太陽放射と地球放射」の「放射スペクトルと地球大気による吸収率」の 「6000 K の黒体放射」と「大気圏外で受ける太陽放射」の曲線を参照。見かけがちがうのは対数目盛りをつかうかどうかによる。
• 完全な黒体放射ではなく、水素・ヘリウムなどの吸収線もある。
• 太陽が出す放射の大部分は「光球」とよばれる層から出てくる。(そこよりも深いところの物質が出す放射は太陽大気中で吸収される。そこよりも外側の物質が出す放射は量がすくない。) 光球の温度が 約 6000 K であると考えてよい。

太陽が出す放射のエネルギーの流れの量、(気象などの分野で)「太陽定数」とよばれる量

• 太陽はあらゆる方向に等方的に放射を出しているとし、 太陽と地球その他の惑星とのあいだに電磁波を吸収・射出する物質はないとみなすと、 太陽を中心とするどの半径の球面でも、単位時間あたり到達するエネルギー量はひとしい。 単位時間・単位面積あたり到達するエネルギー量は、太陽からの距離(球の半径)の2乗に反比例する。
  • [放射 (電磁波)] の回の「点光源または一様な球面の光源からひろがっていく電磁波」のところを見よ。
  • [外] Wikipedia日本語版[[逆2乗の法則]] の最初の図を見よ。
• 太陽・地球間の平均距離で、太陽に正面を向けた面 (太陽と地球を結ぶ線に垂直な面)の 単位面積あたり、単位時間あたりにとどく太陽放射のエネルギー量は、多少変動するが、 1360 W/m² (4けためは無効数字)、1.36 kW/m²。 この数量は (あまりよい表現ではないが) 気象などの分野で「太陽定数」といわれてきた。 (『図録』第3編 [4] [A]「太陽放射と地球放射」の左下「地球が受ける太陽放射」参照。
• (用語補足) [(気象むらの方言) 太陽定数 (2012-04-29)]
• 「太陽定数」にかわって、英語では TSI (total solar irradiance) という用語がふつうになってきたようだが、日本語では「全波長太陽放射照度」ではまだ通じにくい。
• 『図表』では数値が 1.37 となっているが、 精度がよいと考えられている観測プロジェクト「SORCE」や「TSIS」の成果にもとづくと、1.36 のほうがよい。 (SORCE, TSIS のウェブサイト (英語) は https://lasp.colorado.edu/home/sorce/ ; https://lasp.colorado.edu/home/tsis/ 。 「太陽定数」にあたるものは Total Solar Irradiance (TSI)とよばれている。
• 太陽が単位時間あたりに出す放射のエネルギーの量 (放射光度)は、 いわゆる太陽定数に、太陽・地球間の平均距離を半径とする球の表面積をかければもとめられる。 (太陽・地球間の平均距離が太陽の光球の半径にくらべてじゅうぶん大きいので、 球面とそれに接する平面を同一視する近似で考えてよい。)

太陽活動 (黒点活動)

• 太陽には黒点というものがある。 光球のうちで、まわりより温度が低く、したがって出ていく放射がまわりよりも弱いところである。 また、まわりよりも温度が高く、出ていく放射がまわりよりも強い、「白斑」というものもある。
  • 『図録』第5編 [12] [B] 「太陽の表面」のうち「黒点」と「白斑」
• 黒点数は、約11年周期で変動している。
  • 『図録』第5編 [14] [C]「太陽の周期活動」
  • [「太陽定数」はどのくらい「ほぼ一定」なのか] のページの2番め、3番めのグラフ
• また、西暦1645年ごろから1715年ごろには、黒点が少なかった。 この時期は、「マウンダー(Maunder)極小期」とよばれている。
• 黒点の変動は、太陽の磁場の変動にともなったものである。 (『図録』第5編 [14]「太陽の活動」)。

太陽活動にともなう太陽放射の変動 (最近の数十年間)

• いわゆる「太陽定数」が定数でないことは予想されていたが、 地上からの、つまり、地球大気をとおした観測では、 「太陽定数」がどのように変動しているかについての信頼できる情報はえられなかった。
• 1957年から、人工衛星が打ち上げられた。 そして、1978年から、人工衛星にのせられた観測機器によって「太陽定数」の観測がつづけられるようになった。 衛星上の機器の較正、とくに数量の目盛りの原点あわせには困難があるが、 複数の衛星の並行観測結果を比較することによって、 1978年秋から最近まで、なるべく質をそろえた観測値の時系列がつくられている。
  • [「太陽定数」はどのくらい「ほぼ一定」なのか] ←このリンクさきページの最初のグラフを見てください。
• (そのグラフではわかりにくいが) 約27日周期の変動がある。 この周期は、太陽の自転周期である。 そして、この周期の「太陽定数」の変動は、黒点が観測位置 (地球付近にある人工衛星) から見えているかどうかによる。 黒点はまわりよりも出す放射が少ないから、 「太陽定数」は、地球から黒点が見えているときに小さく、見えていないときに大きい。
• 約11年周期の変動がある。 変動の振幅は、± 1 W/m² 程度 (「太陽定数」自体の千分の一程度)である。 「太陽定数」が大きいのは、黒点数が多い時期である。 この関係は、黒点自体の効果とは逆になっている。 黒点が多いのは、太陽の光球付近の対流(上下の物質の入れかわり)が活発なときであり、 まわりよりも温度が高い「白斑」も多く、 放射の合計には、白斑の変動のほうが黒点の変動よりも大きくきく、と説明される。
• 図にはしめしていないが、 約11年周期の変動は、 波長にわけてみると、紫外線部分の変動で大きい。 Grayほか (2010)の総説論文によれば、 「太陽定数」にあたるTSIについては、約11年周期の変動はTSI自体の約 0.07 % にすぎないのに対して、 地球大気のうちの成層圏でオゾンの形成にきいている240～320 nmの紫外線については、 約11年周期の変動は、その波長帯の放射エネルギーの流れ自体の約 4 % になっている。

人工衛星からの観測は、一つの衛星で長期続いたのではなく、 多数の衛星からの観測をつないだものである。 観測値をそのまま表示すると次の「図9」(アクセス制限あり)のうち上の図のように、観測機器間で値がずれているが、 変動は共通しているので、観測値の原点がずれているとみなし、ひとつの機器をかりに標準としてそろえたのが下の図である。 2004年当時は平均値が 1366 W/m² となるのがよいと考えていた。 SORCEがくわわってから、平均値 1361 W/m² がよいという考えにかわった。 (SORCE につづく TSIS という観測の結果を信頼するならば 1362 W/m² のほうがよいのかも しれないが、いまのところ SORCE にしたがっておく。)

• [*][Fröhlich & Lean (2004) 図9]

紫外線の波長帯をいくつかに分けて観測すると、あきらかに太陽活動周期にともなう変動がある。 (ただし、機器の間で感度のちがいがあるようだ。)

• [*][Fröhlich & Lean (2004) 図13]

波長別の放射の強さの、太陽活動の極大のときと極小のときの差 (下の図) と、その放射の強さに対する割合 (上の図)。 全波長平均では 0.1% 程度だが、波長 200 nm あたりでは 10% 程度の変動がある。

• [*][Fröhlich & Lean (2004) 図14]

太陽活動 (太陽風、フレアなど)

• 太陽活動には、周期的変化のほかに、不規則な変化もある。
• 太陽 (光球) 表面での爆発現象をフレア (flare) という。 『図録』第5編 [14] [A] 「フレア」。
• 地球付近の太陽の磁場の変動は、「磁気あらし」とよばれる現象となり、 大気の熱圏の一部をしめる電離層 [注1] の状態を変え、 電波 (とくに「短波」[注2]) 通信のさまたげになることがある。
  • [注1] 『図録』第3編 [1] [B]「大気の層構造」] の右ページの図を参照。 電離層には「D層」「E層」「F₁層」「F₂層」がある。
  • [注2] この「短波」は電波用語での短波である。気象学用語の「短波」はそれとはちがう波長帯をさす。
• 太陽からは、つねに、電磁波のほかに、陽子などの粒子が出ている。それは「太陽風」とよばれる。 太陽風は太陽磁場と相互作用する。フレアのときには太陽風がつよまる。 『図録』第5編 [14] [B] 「太陽風」。
• オーロラは太陽風の粒子が高層大気 (気象学でいう「熱圏」やその外側の「外圏」の大気) と相互作用することによっておこる。 地球には磁場があるので、太陽風粒子はおもに地球の磁極に近いところにはいってくる。 したがってオーロラはおもに高緯度でおこる。太陽風が強いと比較的低緯度でおこる。 『図録』第5編 [14] [C] 「太陽の活動と地球への影響」、 第2編 特集2 「古記録と地学」のうち「オーロラの記録と磁気嵐」。
• フレアのときには、コロナから大量の陽子などの物質が放出される。 「コロナ質量放出」といわれる。
• 大規模なフレアにともなう太陽磁場の変動や太陽風の強まりによる地球上での電磁場の変動は、 電気通信、電子機器、電力網などに致命的な影響をあたえるおそれがある。 その予測をする努力がはじめられており、「宇宙天気予報」とよばれる。 (気象庁の天気予報とは独立した活動で、日本ではおもに情報通信研究機構 (NICT) が担当している。) いまのところ太陽でおこるフレアなどの予測はできないが、 太陽風が地球に到達するのには 約 3日ぐらいかかるので、太陽で異常事態がおきてから警戒することは可能と考えられている。 『図録』第5編 [14] [C] 「太陽の活動と地球への影響」。
  • [外] (情報通信研究機構) 宇宙天気予報 https://swc.nict.go.jp/

太陽の「進化」にともなう太陽放射の変化 (時間スケール 十億年)

• 太陽の放射の源となるエネルギーが、水素からヘリウムへの核融合で得られていることを前提とした、恒星としての太陽の「進化」の理論 (あとの項目であつかう) から、 太陽の光度は、太陽が主系列星になったころ(約45億年まえ)は現在の約70%で、 それからだんだんふえてきたと考えられている。
• 数十年と十億年の中間の時間スケールの変動については、 いろいろな研究がされているが、まだ決定的な知見が得られていない。

恒星 (太陽をふくむ) のエネルギー源、恒星の「進化」

• この部分の話をくみたてるうえで、King (2013) の本を参考にした。
• 『図録』では、第5編 [17] [18] 「星の一生 (1) (2)」。
• [注] 天文学(天体物理)の専門分野の慣例として、太陽や恒星の「進化」(evolution) という表現をするが、 生物学でいうダーウィン型の自然選択による進化ではない。 (ダーウィンよりも古い時代の evolution の一般的意味にはあっているのだと思う。 生物についての現代の表現で近似すれば「変態」というべきかもしれない。)
• 電磁波を出しつづけると、恒星がもつエネルギーは時とともに減っていく。 たとえば、太陽が、あとでのべるエネルギー供給なしに、現在のいきおいで放射を出せば、2千万年ぐらいで終わるはず。
• 素粒子物理学によれば、自然界の力はつぎのように分類される。
  • 重力
  • 電磁気力
  • (素粒子の) 強い相互作用 ... 陽子や中性子が形成されること、陽子と中性子から原子核が形成されることなど
  • (素粒子の) 弱い相互作用 ... 電子などのレプトンがからむ反応。例、β崩壊 ... 中性子が陽子、電子、ニュートリノになる。
• 天体のような空間規模や質量の大きい物体では、 自然界の力のうちで、重力がとくに重要となる。
  • 重力は引力だけで、距離のマイナス2乗に比例。
  • 素粒子間の相互作用は、距離が大きくなると、距離のマイナス2乗よりも強く減る。
  • 電磁気力は距離のマイナス2乗に比例することは重力と同じだが、 遠くなると、引力と反発力がうちけしあって、影響はちいさくなることが多い。
• 天体のもつエネルギーのうちで重力エネルギー ((自己)重力の位置エネルギー) が重要であり、 温度・圧力が変化すれば星の体積も変化し重力エネルギーも変化するので、 「エネルギーを放出すると、温度が上がる」のような一見奇妙なことがおこる。 (エネルギーの合計は減るのだが、内部エネルギーがふえ、重力エネルギーがそれ以上に減っている状況。)
• 太陽など大部分の恒星では、核融合によってエネルギーが供給されている。 水素原子核 (陽子) 4個が、ヘリウム4の原子核 (陽子2個、中性子2個からなる) 1個と、 陽電子とニュートリノになり、光子を出す。 (『図録』第5編 [12] [B]「太陽のエネルギー源」)。 【恒星では、おもに、強い相互作用に関する(原子核を構成する結合の) エネルギーから、 電磁気力に関する (電磁波の) エネルギーへの 変換がおこっているといえるだろう。】
• 水素を主成分とする恒星のなかで核融合反応がすすむと、 ヘリウムは中心ちかくにあつまり「ヘリウムコア」を形成する。 この段階では、ヘリウムからの核反応はおこらない。 ヘリウムコアは重力で収縮する。その外側で水素が核融合する領域(envelope)は膨張する。 星の半径は大きくなり、赤色巨星となる。 表面温度は低いが、表面積が大きいので、光度は大きい。 それから、収縮した中心部でヘリウムが核融合し、炭素や酸素(最大で鉄まで)がつくられる。 (『図録』[17] [A]「星の一生」のうち「内部構造の進化」)。
• HR図 ([放射]のぺージの「HR図」の節、 『図録』 第5編 [16]「HR図」、 [地学 II 関連の計算機実習: HR図をつくる])。
  • 恒星はHR図の主系列の中を動くわけではない(主系列中のちがう位置は質量のちがいに関連する)。
  • 恒星は主系列からぬけて赤色巨星になる。
  • 質量の大きい星ほど、主系列星としての寿命が短い。 (『図録』第5編 [17] [A] 「星の一生」のうち「主系列星の寿命」の表。)
• 赤色巨星からさきは、恒星の質量によってちがってくる。 (『図録』第5編 [17] [A] 「星の一生」の上側の図)。
  • 太陽ぐらいの質量ならば、白色矮星になる (『図録』第5編 [17] [A] の下側の「太陽の一生」)。
  • もうすこし大きいと、陽子が電子を捕獲して中性子になり、 白色矮星よりも密度が大きい 中性子星になる (『図録』第5編 [18] [B]「重い星の最期」)。 ただし、そうなるまでに、捕獲反応で発生するニュートリノが、エネルギーを持って出る。 それが envelope 物質をふきとばし、超新星爆発をおこす。 ヘリウムよりも重い元素はこの爆発によって星の外に出てくる。
  • さらに大きいと、重力崩壊がつづき、光が出てくることができない ブラックホールになる。 (『図録』第5編 [18] [Zoom up] 「ブラックホール」。)
• [補足] 鉄よりも重い (陽子・中性子の数が多い) 原子核は、超新星爆発のときにつくられると考えられてきた。 しかしそれだけでは定量的に説明しがたい。 岡村・芝 監修、縣 編著 (2022) 『すべての人の天文学』 の第1部10章 (執筆者 鴈野 重之) の 10.3節「鉄より重い元素の合成」に よれば、中性子星どうしの合体衝突によってつくられたという説が有力になってきたとのことである。】

本の紹介

天文学全般

• 半田 利弘, 2011: 『基礎からわかる天文学』。誠文堂新光社。978-4-416-21132-8. [読書メモ] ... 天文学の大学初級の教科書で、ひとりの著者によるものにしては広い範囲をカバーしたものです。数式は少なめです。
• 岡村 定矩 [さだのり]、芝井 広 監修、縣 [あがた] 秀彦 編著, 2022: 『すべての人の天文学』。日本評論社, 257 pp. ISBN 978-4-535-78946-3. ... 天文学の大学初級の教科書で、おおぜいの著者によって広い範囲をカバーしたものです。 [読書メモ]
• 平松 正顕, 2022: 『宇宙はどのような姿をしているのか』。ベレ出版, 370 pp. ISBN 978-4-86064-681-3. ... 天文学の入門的読みもので、ひとりの著者によるものにしては広い範囲をカバーしたものです。 [読書メモ]

恒星の「進化」に関する入門書

• Andrew King 著 (2012), 中田 好一[よしかず] 訳, 2013: 『星 -- 巨大ガス球の生と死』 (サイエンス・パレット SP-010)。丸善出版。 ... 恒星でおこっている原子核反応と、恒星の「一生」あるいは「進化」についての解説。 [読書メモ]

太陽が地球におよぼす影響 (オーロラ、磁気あらしなどをふくむ) に関する入門書

• 上出 洋介 [かみで ようすけ], 2011: 『太陽と地球のふしぎな関係』 (ブルーバックス B1713)。講談社。 ... 太陽が地球にあたえる影響を主題とした入門的読みもの。 [読書メモ]
• 上出 洋介, 2018: 『太陽のきほん』。誠文堂新光社。 ... 太陽についての、見開き2ページごとに話題を区切った入門的読みもの。 [読書メモ]
• 花岡 庸一郎, 2019: 『太陽は地球と人類にどう影響を与えているか』 (光文社新書 1011)。光文社。 ... 太陽面爆発 (フレア) が現代社会にあたえる影響や、 黒点の増減などにみられる太陽活動が気候にあたえる影響を主題とした入門的読みもの。 [読書メモ]
• 地球電磁気・地球惑星圏学会 学校教育ワーキング・グループ 編, 2010: 『太陽地球系科学。京都大学学術出版会。 ... 太陽が地球 (おもに高層大気) におよぼす影響をめぐる専門初級教科書。 [読書メモ]

太陽に関する引用文献 (専門家向け)

• Claus Fröhlich & Judith Lean, 2004: Solar radiative output and its variability: evidence and mechanisms. The Astronomy and Astrophysics Review 12: 273–320. DOI: 10.1007/s00159-004-0024-1 (本文は有料)
• L. J. Gray, J. Beer, M. Geller, J. D. Haigh, M. Lockwood, K. Matthes, U. Cubasch, D. Fleitmann, G. Harrison, L. Hood, J. Luterbacher, G. A. Meehl, D. Shindell, B. van Geel, W. White, 2010: Solar influences on climate. Reviews of Geophysics, 48: RG4001. DOI: 10.1029/2009RG000282