|
|
| ミランコヴィッチメニューへ戻る 太陽黒点 Sun Spot 1 Wkipedia English 太陽黒点 ギャラリー1 ギャラリー２  上：2014年の部分日食中の黒点領域2192 [1]と、2011年9月の黒点領域1302。 Source:Wikimedia Commons CC BY-SA 4.0, LinkBy 中央：TRACE天文台で撮影された、可視スペクトルの黒点のクローズアップ（左）とUVの別の黒点。 Source:Wikimedia Commons：Public Domain, Link 下：直径約320,000 km（200,000 mi）に広がる黒点の大きなグループ。 Source:Wikimedia Commons： Public Domain, Link 黒点は、太陽の光球上の一時的な現象であり、周囲の領域よりも暗いスポットとして表示されます。それらは、対流を阻害する磁場フラックスの集中によって引き起こされる表面温度の低下した領域です。黒点は通常、反対の磁気極性のペアで現れます。[2]それらの数は、約11年の太陽周期によって異なります。 個々の黒点または黒点のグループは、数日から数か月続く可能性がありますが、最終的には崩壊します。黒点は、太陽の表面を横切って移動するときに膨張および収縮し、直径は16 km（10 mi）[3]から160,000 km（100,000 mi）の範囲です[4]。望遠鏡を使わなくても、地球から大きな黒点を見ることができます。[5]それらは、最初に出現したとき、毎秒数百メートルの相対速度または固有運動で移動する場合があります。 強い磁気活動を示す太陽黒点は、コロナループ、プロミネンス、再接続イベントなどの二次現象を伴います。ほとんどの太陽フレアとコロナ質量放出は、目に見える黒点グループの周りの磁気的に活動的な領域で発生します。太陽以外の星で間接的に観測される同様の現象は、一般に恒星黒点と呼ばれ、明るい点と暗い点の両方が測定されています。[6] 歴史 黒点について最初に意味のある言及があったのは、紀元前300年頃、古代ギリシャの学者テオプラストス、プラトンとアリストテレスの学生であり、後者の後継者でした。[7]星表の中国の天文学者甘徳によるコメントに基づいて、意図的な黒点観測の最も初期の生き残った記録は紀元前364年にさかのぼります。[8] 紀元前28年までに、中国の天文学者は定期的に黒点の観測を公式の帝国記録に記録していました。[9]黒点の最初の絵は、1128年12月にジョンオブウースターというイギリスの僧侶によって描かれました。[10]黒点は、1610年後半にイギリスの天文学者トーマスハリオットとフリジアの天文学者ヨハネスとデビッドファブリキウスによって最初に望遠鏡で観測され、1611年6月に説明を発表しました。[11] ヨハネスファブリキウスが29歳で早期に亡くなった後も、この本はあいまいなままであり、数か月後、クリストフシャイナーとガリレオガリレイによる黒点の独立した発見と出版物によって隠されていました。[12] 19世紀初頭、ウィリアムハーシェルは、太陽黒点を、地球上で引き起こす可能性のある豊富な暖房と冷房と同一視した最初の人物の1人でした。 彼は、「大きな浅瀬（黒点の半影）の尾根（白斑に似た明るく隆起した拡張特徴）小結節（明るく、隆起しているが、ルクリに似た小さな特徴）と波形（明るさが少なく、粗く、まだらで、暗い特徴）が小さいのではなく、太陽のくぼみ（くぼんだ、伸びた暗い特徴）は、地球に大量の熱を取り入れます。一方、「細孔、小さなくぼみ-暗い、くぼんだスポットの中央領域-、そして小結節と尾根の欠如」。地球に触れる熱が少ないことを意味しました。[13] 太陽の振る舞いと仮定された太陽の構造を認識している間、彼は1795年7月から1800年1月まで太陽の黒点が比較的少ないことに気づきました。過去の記録または太陽黒点の観察または欠落により、少なくともイギリスでは黒点がないことは小麦の高値と一致していることがわかりました。ハーシェルは王立協会の前で彼の論文を読みました。彼は完全に誤解され、その体の前で心から嘲笑された。[14] 物理 気温は約3,000〜4,500 K（2,700〜4,200°C）ですが、周囲の物質とのコントラストが約5,780 K（5,500°C）であるため、黒点が黒点としてはっきりと見えます。これは、これらの温度で加熱された黒体（光球に非常に近い）の輝度（可視光では本質的に「明るさ」）が温度によって大きく変化するためです。周囲の光球から隔離されていると、単一の黒点は満月よりも明るく輝き、深紅色のオレンジ色になります。[15] 黒点には2つの部分があります。磁場がほぼ垂直（太陽の表面に垂直）である最も暗い部分である中央の傘と、磁場がより傾斜しているより明るい周囲の半影です。 ライフサイクル 黒点のグループとその活動領域は数週間または数か月続く傾向がありますが、黒点の特定の出現は数日から数か月続く可能性がありますが、最終的にはすべて崩壊して消えます。黒点は、太陽の表面を横切って移動するときに伸縮し、直径は16 km（10 mi）から160,000 km（100,000 mi）の範囲です。 黒点の生成の詳細はまだ研究の問題ですが、黒点は、太陽の対流層にある、回転差によって「巻き上げられる」磁気フラックスチューブの目に見える対応物であるように見えます。チューブへの応力が特定の限界に達すると、チューブのループが太陽の可視面である光球から突き出る可能性があります。穿刺点では対流が抑制されます。太陽の内部からのエネルギーフラックスが減少し、それに伴って表面温度が低下し、磁場が通過する表面積が光球の明るい背景に対して暗く見えます。 ウィルソン効果は、黒点が太陽の表面のくぼみであることを意味します。ゼーマン効果を使用した観測は、典型的な黒点が反対の磁気極性と対になっていることを示しています。サイクルごとに、（太陽の自転に関して）太陽黒点の先頭と末尾の極性が北/南から南/北へ、そしてその逆に変化します。黒点は通常、グループで表示されます。 磁力は磁場濃度を取り除く傾向があり、黒点を分散させますが、黒点の寿命は数日から数週間で測定されます。 2001年には、光球の下を伝わる音波を使った太陽と太陽圏天文台（SOHO）からの観測（局所日震学）を使用して、黒点の下の内部構造の3次元画像を作成しました。これらの観測は、各黒点の下の強力な下降気流が、集中した磁場を維持する回転する渦を形成することを示しています。[16] 太陽黒点周期（サイクル）  対になったシュペーラーの法則の振る舞いを示す蝶の図 South:Wikimedia Commons Public Domain, Link 黒点の活動周期は約11年ごとですが、長さには多少のばらつきがあります。太陽周期を通して、黒点の個体数は急速に増加し、その後ゆっくりと減少します。周期中の太陽黒点活動が最も高い点は太陽極大期と呼ばれ、活動が最も低い点は太陽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察され、この期間で極性が変化する太陽磁場の変化に関連しています。 サイクルの早い段階で、黒点は高緯度に現れ、その後、シュペーラーの法則に従って、サイクルが最大に近づくにつれて赤道に向かって移動します。 2つの隣接するサイクルからのスポットは、しばらくの間共存できます。隣接するサイクルからのスポットは、それらの磁場の方向によって区別することができます。 黒点相対黒点指数は、特定の間隔での黒点と黒点のグループの平均数をカウントします。 11年の太陽周期は、1750年代に行われた観測から始めて、順番に番号が付けられています。[17] ジョージ・ヘールは1908年に最初に磁場と黒点を結びつけました。[18]ヘイルは、太陽黒点の周期は22年であり、太陽黒点数の増減の2つの期間をカバーし、太陽磁気双極子場の極反転を伴うことを示唆しました。 Horace W. Babcockは後に、太陽の外層のダイナミクスの定性的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によって記述された振る舞いや、太陽の回転によってねじれる他の効果を引き起こすことを説明しています。 長期的な傾向  マウンダー極小期とダルトン極小期を示す黒点数の400年の歴史、および紀元前2000年から西暦1600年にかけて減少傾向を示した現代の最大値（左）と11、000年の黒点再構築とそれに続く最近の400年の上昇傾向 South:Wikimedia Commons CC BY-SA 3.0, Link  マウンダー極小期とダルトン極小期を示す黒点数の400年の歴史、および紀元前2000年から西暦1600年にかけて減少傾向を示した現代の最大値（左）と11、000年の黒点再構築とそれに続く最近の400年の上昇傾向 South:Wikimedia Commons CC BY-SA 3.0, Link 黒点の数も長期間にわたって変化します。たとえば、1900年から1960年代にかけて、黒点数の太陽極大期の傾向は上向きでした。その後の数十年間、それは減少した。[19]全体として、太陽は8、000年以上前のこの期間と同じくらい活発でした。[20] 黒点の数は、衛星測定が利用可能になった1979年以降の期間の太陽放射の強度と相関しています。黒点周期から太陽出力への変動は、太陽定数の0.1％のオーダーです（平均太陽定数の1366 W m-2と比較して1.3W m -2の山から谷までの範囲）。[ 21] [22] 現代の観測  DKISTは、530nmの波長で最初の黒点を観測したもの[23]。 South:Wikimedia Commons；CC BY 4.0, Link  カナリア諸島のラパルマにあるロケデロスムチャチョス天文台にあるスウェーデンの1m太陽望遠鏡。 South:Wikimedia Commons CC BY-SA 3.0, Link 黒点は、地上および地球を周回する太陽望遠鏡で観測されます。 これらの望遠鏡は、さまざまなタイプのフィルター付きカメラに加えて、直接観察のためにフィルターおよび投影技術を使用しています。 分光器や分光ヘリオスコープなどの専用ツールを使用して、黒点と黒点領域を調べます。 人工日食は、黒点が地平線を回転するときに太陽の周囲を見ることができます。 肉眼で太陽を直接見ると人間の視力が永久に損なわれるため、黒点のアマチュア観測は通常、投影画像を使用して、または保護フィルターを介して直接行われます。 ＃14溶接機ガラスなど、非常に暗いフィルターガラスの小さなセクションが効果的です。 望遠鏡の接眼レンズは、フィルターなしで画像を白い画面に投影し、そこで間接的に表示したり、黒点の進化を追跡したりすることもできます。望遠鏡の前面にある専用の水素アルファ狭帯域通過フィルターとアルミニウム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に鏡のように見えます）は、接眼レンズを通して安全な観察を提供します。 応用 他の種類の太陽活動との関連があるため、黒点の発生は、宇宙天気、電離層の状態、したがって短波電波伝搬または衛星通信の状態を予測するのに役立ちます。高い太陽黒点活動は、アマチュア無線コミュニティのメンバーによって、HF帯域の無線範囲を大幅に拡大する優れた電離層伝搬条件の前触れとして祝われています。黒点のピーク時には、6メートルのVHF帯までの周波数で世界中の無線通信が可能になります。[24] 太陽活動（および太陽周期）は地球温暖化に関係しており、もともとはヨーロッパの冬の気候の小氷期における黒点発生のマウンダー極小期の役割でした。[25]黒点自体は、放射エネルギー不足の大きさの点で、太陽フラックスに弱い影響を及ぼします[26]が、「太陽極大期では、太陽は太陽極小期よりも約0.1％明るい」ため、総太陽黒点は増加します。 ....。太陽周期などのより長い時間スケールでは、他の磁気現象（白斑と彩層ネットワーク）が黒点の発生と相関しています。[27] スタースポット 1947年、G。E。クロンは、恒星黒点が赤色矮星の明るさの周期的な変化の理由であると提案しました。[6] 1990年代半ば以降、恒星黒点の観測はますます強力な手法を使用して行われ、ますます詳細になっています。測光は恒星黒点の成長と崩壊を示し、太陽と同様の周期的な振る舞いを示しました。分光法は、ゼーマン効果によるスペクトル線分割の変動を分析することにより、星黒点領域の構造を調べました。 ドップラーイメージングは、いくつかの星のスポットの回転差と太陽とは異なる分布を示しました。スペクトル線分析は、スポットと恒星表面の温度範囲を測定しました。たとえば、1999年に、Strassmeierは、3,500 K（3,230°C）の温度と4,800 K（4,530°C）のウォームスポットで巨大なK0星XXさんかく座（HD 12545）を回転させた史上最大のクールな星黒点を報告しました。 。[6] [28] ギャラリーにつづく |