太陽 太陽の歴史と未来

太陽

出典: フリー百科事典『ウィキペディア(Wikipedia)』 (2021/09/18 05:35 UTC 版)

太陽の歴史と未来

太陽は過去の超新星の残骸である星間物質から作られた種族Ⅰの星であり[51]、太陽は超新星爆発で四方八方に散らばった星間物質が何らかの影響によってふたたび集まって形成されたと考えられている。この根拠は、主に質量の大きな高温の星の内部で元素合成によって作られるウランといった重元素太陽系に多く存在していることにある[52]。このとき同じ星雲からは1000から2000個程度の星が生まれ星団を形成したが、重力的な束縛がない散開星団は45億年の間に散逸したと考えられている。HD 162826HD 186302 はこのときに同じ星雲から生まれた「太陽の兄弟星 (solar sibling) 」とされている[53][54]

太陽の中心核では水素原子4個がヘリウム原子1個に変換される熱核融合が起きるが、この反応で圧力がわずかに下がり、それを補うために中心部は収縮し、温度が上がる。その結果核融合反応の効率が上昇し、明るさを増していく。45億年前(太陽誕生から1億年後)に主系列星の段階に入った太陽は、現在までに30%ほど明るさを増してきたとされている[55][注 3] 。今後も太陽は光度を増し続け、主系列段階の末期には現在の2倍ほどの明るさになると予想されている。

赤色巨星となって地球の公転軌道近くにまで表層が膨張した太陽の想像図。

太陽は超新星爆発を起こすのに十分なほど質量が大きくない。20世紀末 - 21世紀初頭の研究では太陽の主系列段階は約109億年続くとされており、63億年後[56]には中心核で燃料となる水素が使い果たされ、中心核ではなくその周囲で水素の核融合が始まるとされる。その結果、重力により収縮しようとする力と核融合反応により膨張しようとする力の均衡が崩れ、太陽は膨張を開始して赤色巨星の段階に入る[57]。外層は現在の11倍から170倍程度にまで[56]膨張する一方、核融合反応の起きていない中心核は収縮を続ける。この時点で水星金星は太陽に飲み込まれ[57]、高温のために融解し蒸発するだろうと予想されている。

76億年後には[56]中心核の温度は約3億Kにまで上昇し、ヘリウムの燃焼が始まる[56]。すると太陽は主系列時代のような力の均衡を取り戻し、現在の11 - 19倍程度にまで一旦小さくなる[56]。中心核では水素とヘリウムが2層構造で核融合反応を始める結果、主系列段階よりも多くの水素とヘリウムが消費されるようになる。この安定した時期はおよそ1億年程度続くとされるが、主系列期の109億年に比べれば1パーセントにも満たない[56]。やがて中心核がヘリウムの燃えかすである炭素酸素で満たされると、水素とヘリウムの2層燃焼が外層部へと移動し、太陽は再び膨張を開始する[56]。最終的に太陽は現在の200倍から800倍にまで巨大化し[56]、膨張した外層は現在の地球軌道近くにまで達すると考えられる[58]。このため、かつては地球も太陽に飲み込まれるか蒸発してしまうと予測されていたが、20世紀末 - 21世紀初頭の研究では赤色巨星段階の初期に起こる質量放出によって重力が弱まり[59]、惑星の公転軌道が外側に移動するため地球が太陽に飲み込まれることはないだろうとされている[57][58]。ただし、太陽がどのように膨張し地球がどのような影響を与えるのか正確に予測するのは困難とされる場合もある[60]

赤色巨星の段階に続いて太陽は脈動変光星へと進化し、これによって外層の物質が四方八方へと放出されて惑星状星雲を作り、10 - 50万年にわたってガスを放出する[61]。その後、太陽は白色矮星となり、何十億年にもわたってゆっくりと冷えていき[57]、123億年後には収縮も止まる[62]。この進化モデルは質量の小さな恒星の典型的な一生であり、恒星としての太陽は非常にありふれた星であると言える。


注釈

  1. ^ 2012年5月の金環日食の際の観測に基づく。金環日食直後の速報では、太陽半径として 696010±20 km としていたが、日本天文学会2012年秋季年会での報告値は太陽半径として 696019±10 km
  2. ^ 太陽内部では中心部にある核で生み出されたエネルギーが表面まで伝わるのに、数十万年から数百万年掛かると考えられている。プラズマ状態にある核では核融合反応によってニュートリノとガンマ線が生じている。ニュートリノは周囲の層を構成する物質と相互作用することはほとんどなく、そのまま宇宙空間に出て行く。核内部では生じたガンマ線が原子核に吸収され再び放射されることでジグザグに進むが、それは核の表面から放射層の最下層に達しても同様に原子核によって吸収と放射を繰り返しながらジグザグに進んで容易には外部へ伝わらない。核でエネルギーが生じてから放射層内部を進むのには数十万年から数百万年ほど掛かる。放射層表面に達したガンマ線は対流層の最底部を2百万度程度まで加熱する。対流層の表面は1万度程度であり、温度差によって対流しており、底部から表面まで約10日程度でエネルギーが運ばれる。対流層の外部の光球からは放射光や太陽風となって宇宙空間に出てゆく。
  3. ^ 地球史において太古の海洋の存在を示す地質学的な証拠と相容れないことから「暗い太陽のパラドックス」と呼ばれる。田近(1998)『地球進化論』315-320pによる アーカイブ 2016年6月30日 - ウェイバックマシン広島大学地球資源論研究室のまとめ、岐阜大学教育学部理科教育講座(地学)Web教材 高等学校理科総合B > 暗い初期太陽のパラドックス アーカイブ 2015年9月28日 - ウェイバックマシン、及びカール・セーガンらの原著、Sagan, C.; Mullen, G. (1972). “Earth and Mars: Evolution of Atmospheres and Surface Temperatures”. Science 177 (4043): 52–56. Bibcode1972Sci...177...52S. doi:10.1126/science.177.4043.52. PMID 17756316. オリジナルの2010年8月9日時点におけるアーカイブ。. http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/177/4043/52?ck=nck 2015年9月27日閲覧。. ワシントン大学のサイト上の全文PDF アーカイブ 2015年11月23日 - ウェイバックマシン)を参照のこと。

出典

  1. ^ a b c d e 理科年表 2012, p. 96.
  2. ^ 理科年表 2012, p. 78.
  3. ^ a b c d e f g h i Williams, David R. (2016年12月16日). “Sun Fact Sheet” (英語). NASA. 2010年7月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年3月26日閲覧。
  4. ^ a b c d e f By the Numbers - Sun - Solar System Exploration: NASA Science”. Solar System Exploration: NASA Science. 2019年5月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年10月15日閲覧。
  5. ^ Elert, G.: “The Physics Factbook” (英語). 2010年11月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月16日閲覧。
  6. ^ a b 君が天文学者になる4日間 予習テキスト 第8章 知っておくべき事、知っておくと便利な事 (PDF)”. 国立天文台. pp. 55. 2012年5月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  7. ^ The Sun's Vital Statistics” (英語). Stanford Solar Center. 2011年1月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  8. ^ a b 尾崎 2010, pp. 9-10, 第2章 太陽と太陽系.
  9. ^ a b c d e ニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 30–31 太陽とは何か
  10. ^ 君が天文学者になる4日間 予習テキスト 第2章 星の色と分類 (PDF)”. 国立天文台. p. 10. 2012年5月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  11. ^ a b c d e f 尾崎 2010, pp. 10-11, 第2章 太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.1太陽の概観.
  12. ^ 最軽量の系外惑星を発見”. sorae.jp (2006年1月26日). 2015年9月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  13. ^ Sun: Facts & Figures”. NASA. 2008年1月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。2018年6月17日閲覧。
  14. ^ 山崎 2007, pp. 102-103, 第4章 太陽系の広がりと宇宙の果て.
  15. ^ Table 1.1: IERS numerical standards 1 General definitions and numerical standards” (英語). 2012年6月24日閲覧。
  16. ^ a b c 山崎 2007, pp. 32-33, 第1章 太陽とは.
  17. ^ 君が天文学者になる4日間 予習テキスト 第8章 知っておくべき事、知っておくと便利な事 (PDF)” (日本語). 大学共同利用機関法人 自然科学研究機構 国立天文台. p. 52. 2012年5月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  18. ^ 第28回国際天文学連合総会 決議B2”. 2013年8月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年6月30日閲覧。
  19. ^ a b c d 山崎 2007, pp. 46-47, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  20. ^ a b c d e f g ニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 32–33 太陽は超高温超高圧の核融合反応炉
  21. ^ a b 山崎 2007, pp. 36-37, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  22. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p 尾崎 2010, pp. 11-16, 第2章 太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.2太陽の表面およびその外層.
  23. ^ a b ニュートン (別2009)、2章 太陽と地球、そして月、pp. 34–36 海王星の先まで届く太陽の風
  24. ^ 太陽観測 2010, pp. 22-23, 第1章 太陽の基礎知識、1-4 太陽の構造.
  25. ^ 山崎 2007, pp. 38-39, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  26. ^ a b c 山崎 2007, pp. 42-43, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  27. ^ 山崎 2007, pp. 12-13.
  28. ^ 太陽観測 2009, pp. 22-23, 第1章 太陽の基礎知識、1-4 太陽の構造.
  29. ^ 山崎 2007, pp. 44-45, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  30. ^ 秋岡 2008, pp. 190-193, 第8章 太陽ってどんな星? 8-3太陽エネルギーの生成と輸送.
  31. ^ THE SUN DOES THE WAVE” (英語). NASA (2003年). 2010年3月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  32. ^ 広報普及室 (1997年). “天文ニュース(118) 太陽表面で水を検出” (日本語). 国立天文台. 2011年10月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  33. ^ Phillips, T. (2007年). “Stereo Eclipse”. Science@NASA. NASA. 2008年6月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年6月19日閲覧。
  34. ^ a b c d 浅井歩. “太陽観測による最近の磁気プラズマ研究の進展 (PDF)” (日本語). 社団法人日本流体力学会. 2011年10月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  35. ^ 黒河宏企. “7月22日の日食が世紀の日食と云われるわけ (PDF)” (日本語). 京都大学大学院理学研究科付属天文台 NPO法人花山星空ネットワーク. 2012年10月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  36. ^ a b c d 用語解説 (PDF)” (日本語). 文部科学省. 2013年1月28日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  37. ^ 尾崎 2010, pp. 20-21, 第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.4太陽のエネルギー源.
  38. ^ a b c d e f 尾崎 2010, pp. 21-33, 第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.5太陽ニュートリノの謎.
  39. ^ 2018年5月11日ニュース「太陽の自転が日本の雷に影響を与えている」”. SciencePortal (2018年5月11日). 2019年12月18日閲覧。
  40. ^ a b c d 町田忍. “太陽風 (Solar Wind)” (日本語). 京都大学大学院理学研究科 地球惑星科学専攻 太陽惑星系電磁気学講座. 2011年8月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  41. ^ a b 山崎 2007, pp. 50-51, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  42. ^ a b c d 太田善久 (2003年). “2003年5月12日 福田研輪講資料 太陽 (PDF)” (日本語). 電気通信大学情報理工学研究科情報・通信工学専攻田口研究室. 2005年5月5日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  43. ^ a b c 尾崎 2010, pp. 16-20, 第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.3太陽の活動現象.
  44. ^ a b c 秋岡, pp. 197-201, 第8章 太陽ってどんな星?.
  45. ^ 3.太陽の活動現象 (PDF)” (日本語). 山口大学教育学部数理情報コース. 2010年10月19日閲覧。[リンク切れ]
  46. ^ a b c 南極豆事典 Lesson.4オーロラ 太陽風と磁気圏” (日本語). 国立極地研究所. 2011年5月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  47. ^ 向井利典. “太陽風” (日本語). 東京大学地球惑星科学専攻宇宙惑星科学講座. 2014年3月18日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  48. ^ 太陽風” (日本語). 名古屋大学太陽地球環境研究所. 2012年1月12日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  49. ^ ヘリオポーズって何?” (日本語). 名古屋大学太陽地球環境研究所, りくべつ宇宙地球科学館, 豊川市ジオスペース館. 2012年1月14日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  50. ^ 読売新聞2009年7月18日夕刊記事、参照部分日食…少しは体感できた?。他Dust particles dynamics in the solar ringAn explanation for time dependent variability of the solar dust ring
  51. ^ 西尾正則. “宇宙科学入門第7回資料 恒星の誕生と進化 (PDF)” (日本語). 鹿児島大学理学部. 2011年9月22日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2010年10月19日閲覧。
  52. ^ ニュートン (別2009)、6章 太陽系のなりたち、p134 私たちの体は星の死からつくりだされた?
  53. ^ Ramírez, I. et al. (2014). “Elemental Abundances of Solar Sibling Candidates”. The Astrophysical Journal 787 (2): 154. arXiv:1405.1723. Bibcode2014ApJ...787..154R. doi:10.1088/0004-637X/787/2/154. ISSN 0004-637X. 
  54. ^ Adibekyan, V. et al. (2018). “The AMBRE project: searching for the closest solar siblings”. Astronomy & Astrophysics 619: A130. arXiv:1810.01813v2. Bibcode2018A&A...619A.130A. doi:10.1051/0004-6361/201834285. ISSN 0004-6361. 
  55. ^ ニュートン (別2009)、6章 太陽系のなりたち、pp. 130–131 太陽系は現在の秩序ある姿となった
  56. ^ a b c d e f g h ニュートン (別2009)、7章 太陽系の最後、pp. 140–141 太陽は超巨大な赤い星に変化するという
  57. ^ a b c d 山崎 2007, pp. 148-149, 第7章 太陽と宇宙の未来.
  58. ^ a b ニュートン (別2009)、7章 太陽系の最後、pp. 142–143 太陽が膨らむと地球はどうなる?
  59. ^ 太陽観測 2009, pp. 20-21, 第1章 太陽の基礎知識.
  60. ^ ニュートン2016年4月号 p. 134
  61. ^ ニュートン (別2009)、7章 太陽系の最後、pp. 144–145 太陽の外側がはがれてなくなる?
  62. ^ ニュートン (別2009)、7章 太陽系の最後、pp. 146–147 太陽の最後の姿を想像してみると…
  63. ^ 山崎 2007, pp. 10-11, 第1章 太陽とは.
  64. ^ 編:大林太良伊藤清司、吉田敦彦、松村一男『世界神話事典』角川書店、2005年、297頁。ISBN 4-04-703375-8
  65. ^ a b 山崎 2007, pp. 14-15, 第1章 太陽とは.
  66. ^ 中村滋. “古代ギリシアの数学者たちの新しい姿 (PDF)” (日本語). 学習院大学. 2010年10月19日閲覧。[リンク切れ]
  67. ^ 山崎 2007, pp. 16-17, 第1章 太陽とは.
  68. ^ 山崎 2007, pp. 18-19, 第1章 太陽とは.
  69. ^ 村上陽一郎『宇宙像の変遷』講談社、1996年、第一刷、97–98。ISBN 4-06-159235-1
  70. ^ a b 山崎 2007, pp. 20-21, 第1章 太陽とは.
  71. ^ 尾崎 2010, p. 241, 第7章宇宙の中の人間.
  72. ^ Carrington, R. C. (1859). “Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 20 (1): 13-15. Bibcode1859MNRAS..20...13C. doi:10.1093/mnras/20.1.13. ISSN 0035-8711. 
  73. ^ 山崎 2007, pp. 48-49, 第2章 太陽内部はエネルギーの宝庫.
  74. ^ a b アイザック・アシモフ、訳:玉虫文一、竹内敬人「第8章 周期表」『化学の歴史』ちくま学芸文庫、2010年、第一刷、172–173, 179。ISBN 978-4-480-09282-3
  75. ^ 太陽観測, pp. 118-120, 第7章 太陽観測の変遷、7-1-1 太陽観測の概観.
  76. ^ 日食網膜症 eclipse retinopathy、日光網膜症 solar retinopathy 聖隷浜松病院眼科 尾花 明”. 2012年5月28日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2013年6月30日閲覧。
  77. ^ 世界天文年2009 日食観察ガイド”. www.astronomy2009.jp. 2012年10月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2013年6月30日閲覧。
  78. ^ 財団法人 日本眼科学会 『日食観察で目を痛めないために』”. 2012年5月23日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2013年6月30日閲覧。
  79. ^ a b c 日本天文協議会、日本眼科学会、日本眼科医会、2012 「別紙 2012年5月21日(月曜日) 日食を安全に観察するために アーカイブ 2016年3月4日 - ウェイバックマシン」『平成24年5月21日の日食の観察における幼児・児童・生徒の安全確保に係る注意事項について(平成24年4月18日文部科学省研究開発局参事官(宇宙航空政策担当)付事務連絡) アーカイブ 2012年6月19日 - ウェイバックマシン』2012年2月
  80. ^ 株式会社ビクセン サポート情報”. 2013年7月27日時点のオリジナル[リンク切れ]よりアーカイブ。2013年6月30日閲覧。
  81. ^ a b 太陽観測 2009, pp. 118-120, 第7章 太陽観測の変遷、7-1-2 太陽望遠鏡の特徴.
  82. ^ a b 尾崎 2010, pp. 33-38, 第2章太陽と太陽系、2.1太陽 2.1.6日震学.






太陽と同じ種類の言葉


英和和英テキスト翻訳>> Weblio翻訳
英語⇒日本語日本語⇒英語
  

辞書ショートカット

すべての辞書の索引

「太陽」の関連用語

検索ランキング

   

英語⇒日本語
日本語⇒英語
   



太陽のページの著作権
Weblio 辞書情報提供元は参加元一覧にて確認できます。

  
ウィキペディアウィキペディア
All text is available under the terms of the GNU Free Documentation License.
この記事は、ウィキペディアの太陽 (改訂履歴)の記事を複製、再配布したものにあたり、GNU Free Documentation Licenseというライセンスの下で提供されています。 Weblio辞書に掲載されているウィキペディアの記事も、全てGNU Free Documentation Licenseの元に提供されております。

©2021 GRAS Group, Inc.RSS