太陽
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太陽
黒い黒点のある白く輝く球体
透明な太陽フィルターを通して見た太陽
名前太陽、ソル、[ 1 ]ソル、ヘリオス[ 2 ]
形容詞太陽光[ 3 ]
シンボル中央に点がある円
観測データ
地球からの平均距離1  au 1億4960万km 8分19秒、光速[ 4 ]
−26.74 ( V ) [ 5 ]
4.83 [ 5 ]
G2V [ 6 ]
金属性Z = 0.0122 [ 7 ]
角度の大きさ0.527°–0.545° [ 8 ]
軌道特性
天の川銀河核からの平均距離
24,000～28,000光年[ 9 ]
銀河周期2億2500万～2億5000万年
速度
傾斜
赤経北極
286.13° (286° 7′ 48″) [ 5 ]
北極の赤緯
+63.87° (63° 52′ 12″N) [ 5 ]
  • 25.05日（赤道）
  • 34.4日（極）[ 5 ]
赤道自転速度
1.997 km/s [ 11 ]
身体的特徴
赤道半径
695,700 km [ 12 ]109 ×地球の半径[ 11 ]
平坦化0.00005 [ 5 ]
表面積6.09 × 10 12  km 212,000 × 地球の表面積[ 11 ]
音量
  • 1.412 × 10 18  km 3
  • 1,300,000 × 地球の体積
質量
平均密度1.408 g/cm 30.255 × 地球の密度[ 5 ] [ 11 ]
年46億年[ 14 ] [ 15 ]
274 m/s 2 [ 5 ] 27.9  g 0 [ 11 ]
〜0.059 [ 5 ]
617.7 km/s 55 × 地球脱出速度[ 11 ]
温度
明るさ
カラー（BV）0.656 [ 16 ]
平均放射輝度2.009 × 10 7  W·m −2 ·sr −1
質量による光球の組成

太陽は太陽系の中心に位置する恒星です。太陽は、中心部で核融合反応によって白熱した巨大な球状の高温プラズマで、表面から主に可視光線と赤外線、そして10%の紫外線としてエネルギーを放射しています。地球上の生命にとって、太陽は主要なエネルギー源です。太陽は古代から多くの文化で崇拝の対象であり、天文学研究の中心的なテーマとなってきました。

太陽は銀河系の中心から24,000～28,000光年の距離を周回している。地球からの平均距離は約1.496 × 10 8 キロメートル、つまり約8光分。太陽と地球の間の距離は、天文単位（au）と呼ばれる長さの単位を定義するために使用されていましたが、現在は次のように定義されています。149.597 8707 × 10 6 キロメートル。その直径は約1,391,400 km (太陽の半径は864,600マイル（約1万キロメートル）で、地球の109倍です。太陽の質量は地球の約33万倍で、太陽系全体の質量の約99.86%を占めています。太陽の表層、すなわち光球の質量は、主に水素（約73%）とヘリウム（約25%）で構成されており、酸素、炭素、ネオン、鉄などのより重い元素はごくわずかしか含まれていません。

太陽は約46億年前、巨大な分子雲の領域内で物質が重力崩壊を起こして形成されました。この物質の大部分は中心部に集まり、残りは平坦化して円盤状に周回し、太陽系を形成しました。中心核は非常に高温高密度になったため、最終的に中心核で核融合反応が起こりました。現在、太陽はG型主系列星（G2V）に分類されています。毎秒、太陽の中心核では約6000億キログラム（kg）の水素がヘリウムに融合され、40億キログラムの物質がエネルギーに変換されています。

今から40億年から70億年後、太陽の中心部での水素の核融合反応が減少して太陽が静水力平衡でなくなると、中心核の密度と温度が著しく上昇し、外層が膨張して最終的に赤色巨星に変わります。赤色巨星段階の後、モデルによれば、太陽は外層を脱ぎ捨てて密度の高い冷却恒星（白色矮星）になり、核融合によってエネルギーを生成しなくなりますが、おそらく数兆年間は以前の核融合による熱を放出して輝き続けます。その後、理論上は極めて密度の高い黒色矮星になり、放出するエネルギーはごくわずかになると考えられています。

語源

英語の「sun」は、古英語の「sunne」から派生した。同源語は他のゲルマン語にも見られ、西フリジア語の「sinne」、オランダ語の「zon」、低地ドイツ語の「Sünn」、標準ドイツ語の「Sonne」、バイエルン語の「Sunna」、古ノルド語の「sunna」、ゴート語の「sunnō」などがある。これらの語はすべて、ゲルマン祖語の* 「sunnōn」に由来する。[ 18 ] [ 19 ]これは最終的にはインド・ヨーロッパ語族の他の語源の太陽を表す単語と関係があるが、ほとんどの場合、 nの属格語幹ではなく、lの主格語幹が見られる。例えば、ラテン語のsōl、古代ギリシャ語のἥλιος ( hēlios )、ウェールズ語のhaulとチェコ語のslunce、そして（l > rの）サンスクリット語のस्वर् ( svár ) とペルシャ語のخور ( xvar ) などである。実際、l語幹は* sōwelanとしてゲルマン祖語にも残っており、そこからゴート語のsauil ( sunnōと並んで) や古ノルド語の散文sól (詩的なsunnaと並んで)が生まれ、そこから現代スカンジナビア語で太陽を表す単語、スウェーデン語とデンマーク語のsol、アイスランド語のsólなどが生まれた。 [ 19 ]

英語で太陽を表す主な形容詞は、日光を表すsunnyや、技術的な文脈ではsolar ( / ˈ s oʊ l ər / ) であり、[ 3 ]ラテン語のsolに由来する。[ 20 ]ギリシア語のheliosからは、まれな形容詞heliac ( / ˈ h iː l i æ k / ) が派生している。[ 21 ]英語では、ギリシア語とラテン語の単語が詩の中で太陽の擬人化としてHelios ( / ˈ h iː l i ə s / ) やSol ( / ˈ s ɒ l / )として登場する[ 2 ] [ 1 ]一方、SF ではSol は太陽を他の恒星と区別するために使われることがある。小文字のsで始まる solという用語は、惑星天文学者が火星などの他の惑星の太陽日の長さを表すために使用する。[ 22 ]

太陽の天文学上の記号は、中心に点がある円である：☉。 [ 23 ]これは、M ☉（太陽の質量）、R ☉（太陽の半径）、L ☉（太陽の光度）などの単位に使用されます。[ 24 ] [ 25 ]太陽の科学的研究は太陽学と呼ばれます。[ 26 ]

一般的な特徴

太陽を含む太陽系の主要な天体の大きさの比較

太陽はG型主系列星で、太陽系の質量の約99.86%を占めています。[ 27 ]絶対等級は+4.83で、銀河系の星の約85%（そのほとんどは赤色矮星）よりも明るいと推定されています。 [ 28 ] [ 29 ]太陽は7パーセク（23光年）以内の星の95%よりも質量が大きいです。[ 30 ]太陽 は種族I、つまり重元素が豊富な[ b ]星です。[ 31 ]約46億年前のその形成は、1つ以上の近くの超新星からの衝撃波によって引き起こされた可能性があります。[ 32 ] [ 33 ]これは、太陽系における金やウランなどの重元素の豊富さが、いわゆる種族II 、つまり重元素の少ない恒星と比較して高いことから示唆される。これらの重元素は、超新星爆発時の吸熱核反応、あるいは質量の大きい第二世代恒星における中性子吸収による核変換によって生成された可能性が最も高い。[ 31 ]

太陽は地球の空で最も明るい天体であり、見かけの等級は-26.74です。[ 34 ] [ 35 ]これは、次に明るい星であるシリウスの見かけの等級-1.46の130億倍弱の明るさです。 [ 36 ]

1天文単位（約1億5000万キロメートル、9300万マイル）（au）は、もともと太陽と地球の中心間の平均距離として定義されていました。地球が1月3日頃の近日点から7月4日頃の遠日点まで移動するにつれて、瞬間距離は約± 250万キロメートル（160万マイル）変化します。[ 37 ]平均距離では、光は太陽の地平線から地球の地平線まで約8分20秒で移動しますが、[ 38 ]太陽と地球の最も近い地点からの光は約2秒短くなります。2012年には、auは149,597,870,700メートルと定義されました。[ 39 ]

この太陽光のエネルギーは、光合成によって地球上のほぼすべての生命[ c ]を支え、[ 40 ]地球の気候と天候を左右します。[ 41 ]

太陽には明確な境界はないが、光球面から高度が上昇するにつれて密度は指数関数的に減少する。[ 42 ]測定の目的上、太陽の半径は太陽の中心から光球面（太陽の見かけの目に見える表面）の端までの距離とみなされる。[ 43 ] 太陽の丸さは、太陽の赤道における半径と極における半径 の相対的な差であり、扁平率と呼ばれる。[ 44 ]R同等{\displaystyle R_{\textrm {eq}}}Rポール{\displaystyle R_{\textrm {pol}}}

Δ⊙＝（R同等−Rポール）/Rポール。{\displaystyle \Delta _{\odot }=(R_{\textrm {eq}}-R_{\textrm {pol}})/R_{\textrm {pol}}.}

この値を測定するのは困難です。大気の歪みのため、測定は衛星で行う必要があります。また、この値は非常に小さいため、非常に精密な技術が必要となります。[ 45 ]

扁平率はかつて水星の近日点歳差運動を説明するのに十分であると提案されたが、アインシュタインは一般相対性理論で球形の太陽を使って歳差運動を説明できると提唱した。 [ 45 ]太陽観測衛星[ 46 ]と ピカール衛星[ 44 ]によって扁平率の高精度測定が可能になったとき、測定値は予想よりもさらに小さくなった。[ 45 ]8.2 × 10 −6、つまり8 ppmです。これらの測定により、太陽はこれまで観測された自然物体の中で、最も完全な球形に近い形状をしていることが判明しました。[ 47 ]扁平率は太陽光照射量の変化に関係なく一定です。[ 44 ]惑星の潮汐力の影響は弱く、太陽の形状に大きな影響を与えません。[ 48 ]

回転

太陽は赤道上で極よりも速く自転します。この差動自転は、熱輸送による対流運動と太陽の自転によるコリオリの力によって引き起こされます。恒星によって定義される基準系において、自転周期は赤道で約25.6日、極で約33.5日です。太陽の周りを回る地球から見ると、赤道における太陽の見かけの自転周期は約28日です。[ 49 ]北極上空の有利な地点から見ると、太陽は自転軸を中心に反時計回りに自転します。 [ d ] [ 50 ]

太陽類似体の調査によると、初期の太陽は現在よりも最大10倍の速度で自転していたことが示唆されています。そのため、表面ははるかに活発で、X線と紫外線の放射量も多かったと考えられます。太陽黒点は太陽の表面を覆っていたでしょう。表面の5%～30%を占めています。 [ 51 ]太陽の磁場が太陽風と相互作用し、磁気ブレーキによって自転速度は徐々に低下しました。[ 52 ]この急速な原始自転の痕跡は太陽の中心部に今も残っており、週に1回の速度で自転しています。これは平均表面自転速度の4倍です。[ 53 ] [ 54 ]

構成

太陽は主に水素とヘリウムという元素で構成されています。太陽の一生のこの時点で、これらの元素は光球における太陽質量のそれぞれ74.9%と23.8%を占めています。[ 55 ]天文学では金属と呼ばれるより重い元素はすべて、質量の2%未満を占めており、酸素（太陽質量の約1%）、炭素（0.3%）、ネオン（0.2%）、鉄（0.2%）が最も豊富です。[ 56 ]

太陽の元々の化学組成は、太陽が形成された星間物質から受け継がれました。当初は、水素が約71.1%、ヘリウムが27.4%、そしてより重い元素が1.5%でした。[ 55 ]太陽の水素とヘリウムの大部分は、宇宙誕生から最初の20分間のビッグバン元素合成によって生成され、より重い元素は太陽が形成される前の世代の星によって生成され、恒星の寿命の最終段階や超新星爆発などの現象によって星間物質に拡散しました。[ 57 ]

太陽が形成されて以来、主な核融合プロセスは水素をヘリウムに融合させることでした。過去46億年で、太陽内のヘリウムの量と位置は徐々に変化してきました。核内のヘリウムの割合は核融合により約24％から約60％に増加し、ヘリウムと重元素の一部は重力により光球から太陽の中心に向かって沈殿しました。重い元素の割合は変化していません。熱は対流ではなく放射によって太陽の核から外側に伝達されるため（下の放射領域を参照）、核融合生成物は熱によって外側に持ち上げられることなく、核内に留まり、[ 58 ]徐々にヘリウムの内核が形成され始めましたが、現在の太陽の核はヘリウムを核融合させるほど高温または高密度ではないため、核融合することはできません。現在の光球では、ヘリウムの割合が減少しており、金属量は原始星期（核融合が始まる前）の84%に過ぎません。将来的には、ヘリウムは核に蓄積し続け、約50億年後には、この緩やかな蓄積により、太陽は主系列を脱し、赤色巨星へと進化するでしょう。[ 59 ]

光球の化学組成は、通常、原始太陽系の組成を代表するものと考えられています。[ 60 ]典型的には、上述の太陽の重元素含有量は、太陽光球の分光法と、融点まで加熱されていない隕石中の含有量測定の両方によって測定されます。これらの隕石は原始星太陽の組成を保持していると考えられており、したがって重元素の沈降の影響を受けません。2つの方法は一般的によく一致します。[ 61 ]

構造

キャプションを参照
太陽の構造の図（コントラストのために擬似カラーで表示）

コア

太陽の中心核は中心から太陽半径の約20～25%まで広がっています。[ 62 ]密度は最大で150 g/cm 3 [ 63 ] [ 64 ] （水の密度の約150倍）で、温度は1570万ケルビン（K）近くです。 [ 64 ]対照的に、太陽の表面温度は約5800 K 。SOHOミッションデータの最近の分析は、中心核がその外側の放射層よりも速く回転しているという考えを支持している。[ 62 ]太陽の生涯のほとんどにおいて、エネルギーは中心核領域での陽子-陽子連鎖による核融合によって生成されてきた。このプロセスでは水素がヘリウムに変換される。[ 65 ]現在、太陽で生成されるエネルギーの0.8%は、CNOサイクルと呼ばれる別の一連の核融合反応から得られている。CNOサイクルから得られる割合は、太陽が年を重ねて明るくなるにつれて増加すると予想される。[ 66 ] [ 67 ]

太陽の中心部は、核融合によってかなりの量の熱エネルギーを生み出す唯一の領域です。太陽のエ​​ネルギーの99%は、半径の最も内側の24%で生成され、半径の30%を超える部分では核融合はほとんど起こりません。太陽の残りの部分は、このエネルギーが多くの層を伝わって外側へ輸送される際に加熱され、最終的に太陽光球に到達します。そこでエネルギーは、放射（光子）または移流（質量粒子）によって宇宙空間へと放出されます。[ 68 ] [ 69 ]

円と矢印は、一連の核融合反応で陽子が結合し、ヘリウム3が生成され、それが2つのヘリウム4に分解する様子を示しています。
水素から重水素、ヘリウム3、通常のヘリウム4が形成される陽子-陽子反応連鎖の図

陽子-陽子連鎖はコアでは毎秒9.2 × 10 37回発生し、約3.7 × 10毎秒38個の陽子をアルファ粒子（ヘリウム原子核）に変換します（合計約太陽の自由陽子8.9 × 10 56個、つまり約6.2 × 10 11  kg/s である。しかし、各陽子がPP連鎖を使用して他の陽子と融合するには（平均して）約90億年かかる。[ 68 ] 4つの自由陽子（水素原子核）を1つのアルファ粒子（ヘリウム原子核）に融合すると、融合した質量の約0.7％がエネルギーとして放出されるため、[ 70 ]太陽は質量エネルギー変換率42.6億kg/s（6000億kgの水素が必要[ 71 ]）でエネルギーを放出し、384.6 ヨタワット（3.846 × 10 26  W）、[ 5 ]または 9.192 × 10 太陽のエネルギー出力は毎秒10メガトンのTNT火薬に相当する。太陽の巨大なエネルギー出力は、主に太陽の核の大きさと密度（地球や地球上の物体と比較して）によるもので、 1立方メートルあたりに生成されるエネルギーは非常に少ない。太陽内部の理論モデルによると、核中心部の最大出力密度、つまりエネルギー生産量は1立方メートルあたり約276.5ワットである[ 72 ]。これはカール・クルシェルニツキによれば、堆肥の山の内部のエネルギー密度とほぼ同じである[ 73 ]。

核の融合率は安定した平衡状態にある。融合率がわずかに高くなると、核はより加熱され、外層の重さに抗してわずかに膨張し、密度と融合率が低下して摂動が修正される。一方、融合率がわずかに低くなると、核は冷えてわずかに収縮し、密度が増加して融合率が上昇し、再び現在の率に戻る。[ 74 ]

放射帯

キャプションを参照
質量に基づいた様々な恒星の内部構造の図解。中央の太陽には、内側の放射層と外側の対流層があります。

放射層は太陽で最も厚い層です。中心核の上、太陽半径の約0.25倍から始まり、約0.7倍まで広がります。この層は、熱放射がエネルギー伝達の主な手段であるため、このように名付けられました。高密度ガスからの光子の散乱が非常に激しいため、この層を横切るのに100万年かかります。[ 75 ]温度は中心核から離れるにつれて、約700万ケルビンから200万ケルビンに低下します。[ 64 ]この温度勾配は断熱減率の値よりも小さいため、対流を駆動できません。これが、この層を通るエネルギー伝達が熱対流ではなく放射によるものである理由です。 [ 64 ]密度は、太陽半径の0.25倍から放射層の頂点である太陽半径の0.7倍の間で、 100倍（20,000 kg/m 3から200 kg/m 3 ）低下します。 [ 75 ]

タコクリン

放射層と対流層は、遷移層であるタコクラインによって隔てられています。この領域では、放射層の均一回転と対流層の差動回転の間の急激なレジームチェンジにより、両者の間に大きなせん断が生じます。これは、連続する水平層が互いに滑り合う状態です。[ 76 ]現在、この層内の磁気ダイナモ、あるいは太陽ダイナモが太陽の磁場を発生させているという仮説が立てられています。[ 64 ]

対流帯

太陽の対流層は、太陽半径の 0.7 倍 (500,000 km) から表面近くまで広がっています。この層では、太陽プラズマは密度も温度も十分ではないため、内部の熱エネルギーを放射によって外部に伝達することはできません。その代わりに、プラズマの密度は対流を発達させ、太陽のエネルギーを表面に向かって移動させるのに十分なほど低いです。タコクラインにおいて加熱された物質は熱を吸収して膨張し、それによって密度が低下して上昇します。その結果、物質の秩序ある運動が熱セルへと発達し、熱の大部分を太陽の上部にある光球へと運びます。物質が光球面直下で拡散と放射によって冷却されると、その密度が増加して対流層の底部へと沈み込み、そこで再び放射層の上部から熱を吸収して対流サイクルが継続します。光球では、温度は350分の1の5,700 K（9,800 °F）まで下がり、密度はわずか0.2 g/m 3（海面の空気の密度の約1/10,000、対流層の内層の密度の100万分の1）になります。[ 64 ]

対流層の熱柱は太陽表面に痕跡を残し、最小スケールでは太陽粒状構造、より大きなスケールでは超粒状構造と呼ばれる粒状の外観を与えます。太陽内部のこの外側部分における乱流対流は、太陽の表面近傍の体積全体にわたって「小規模」なダイナモ作用を支えています。[ 64 ]太陽の熱柱はベナールセルと呼ばれ、おおよそ六角柱の形状をしています。[ 77 ]

雰囲気

太陽大気は、対流層の上端から太陽圏の内側境界まで広がる太陽の領域です。これは、光球、彩層、コロナの3つの主要な層に分けられることが多いです。[ 78 ]彩層とコロナは、薄い遷移層によって隔てられており、この遷移層はしばしば別の層として考えられています。[ 79 ] : 173–174 一部の情報源では、太陽圏は太陽の外側の、あるいは拡張された大気圏であると考えられています。[ 80 ] [ 81 ]

光球

太陽の光球の擬似カラー画像
光球は、顆粒と呼ばれる対流細胞によって構成されています。

太陽の目に見える表面、光球は、太陽が可視光に対して不透明になる層です。 [ 82 ]この層で生成された光子は、その上の透明な太陽大気を通り抜けて太陽放射、つまり太陽光となります。不透明度の変化は、可視光を容易に吸収するHイオンの量が減少するためです。[ 82 ]一方、私たちが知覚する可視光は、電子が水素原子と反応してHイオンを生成する際に発生します。[ 83 ] [ 84 ]

光球の厚さは数十から数百キロメートルで、地球の空気よりわずかに不透明です。光球の上部は下部よりも冷たいため、太陽の像は太陽面の縁や周辺よりも中心部の方が明るく見え、この現象はリム暗化と呼ばれています。[ 82 ]太陽光のスペクトルは、5,772 K (9,930 °F) で放射する黒体スペクトルとほぼ一致しており、 [ 12 ]光球上部の希薄層からの原子吸収線が点在しています。光球の粒子密度は約 10 23  m -3 (海面における地球の大気の体積あたりの粒子数の約 0.37% ) です。光球は完全には電離されておらず、電離の程度は約 3% で、水素の大部分は原子の形のままです。[ 85 ]

太陽の最も冷たい層は、およそ光球面から500km上空にあり、温度は約4,100 K [ 82 ]太陽のこの部分は、一酸化炭素や水などの単純な分子が存在できるほど低温です。[ 86 ]

彩層

温度最低層の上には厚さ約2,000 kmの層があり、放出線と吸収線のスペクトルが支配的です。[ 82 ]この層はギリシャ語で色を意味する「chroma」にちなんで彩層と呼ばれています。これは、皆既日食の初めと終わりに彩層が色のついた閃光として見えるためです。[ 75 ]彩層の温度は高度とともに徐々に上昇し、頂上付近では約20,000 Kに達します。[ 82 ]彩層の上部ではヘリウムが部分的に電離します。[ 87 ]

太陽の表面の写真。左側の表面からフレアが消えている。
ひのでの可視光線望遠鏡が撮影した太陽の遷移領域

彩層とその上にあるコロナは、薄い（約200 km）の遷移領域では、温度が急激に上昇し、上層彩層の20,000 Kからコロナの温度に近づく1,000,000 K。[ 88 ]温度上昇は遷移領域でのヘリウムの完全電離によって促進され、プラズマの放射冷却が大幅に減少します。[ 87 ]遷移領域は明確に定義された高度で発生するのではなく、スピキュールやフィラメントなどの彩層の特徴の周りに一種の後雲を形成し、一定の混沌とし​​た運動をしています。[ 75 ]遷移領域は地球の表面からは容易に見えませんが、極端紫外線に敏感な機器によって宇宙から容易に観測できます。[ 89 ]

コロナ

日食の写真
皆既日食の間、太陽コロナは肉眼で見ることができます。

コロナは太陽の次の層です。太陽の表面近くにある低層コロナの粒子密度は、約10 15  m −3から10 16  m −3です。[ 87 ] [ e ]コロナと太陽風の平均温度は約1,000,000～2,000,000 Kですが、最も高温の領域では8,000,000～20,000,000 Kになります。[ 88 ]コロナの温度を説明する完全な理論はまだ存在していませんが、少なくともその熱の一部は磁気再結合によるものであることが知られています。[ 88 ] [ 90 ]

コロナの外側の境界は、放射状に増加する大規模な太陽風の速度が、放射状に減少するアルヴェン波の位相速度と等しい場所にあります。これは、アルヴェン臨界面と呼ばれる閉じた非球面を定義し、それより下ではコロナの流れは亜アルヴェン的であり、それより上では太陽風は超アルヴェン的である。[ 91 ]この遷移が起こる高度は、空間的に、また太陽活動によって異なり、太陽活動極小期近くで最低となり、太陽活動極大期近くで最高となります。 2021年4月、パーカー・ソーラー・プローブが、太陽半径の16～20倍の範囲にある太陽中心距離で初めてこの表面を横断しました。[ 92 ] [ 93 ]その最大範囲の予測では、その最大範囲は太陽半径の8～30倍内となっています。[ 94 ] [ 95 ] [ 96 ]

太陽圏

太陽圏の描写

太陽圏は、太陽風が星間物質よりも優勢な宇宙領域と定義される。[ 97 ]太陽圏内の乱流や力学的な力は、情報がアルヴェン波の速度でしか伝わらないため、太陽コロナの形状に影響を与えることはできない。太陽風は太陽圏を連続的に外側へ移動し、[ 98 ] [ 99 ]太陽磁場を螺旋状に形成し、[ 90 ]太陽から50 au（75億km）以上離れたヘリオポーズに衝突する。 2004年12月、ボイジャー1号探査機は、ヘリオポーズの一部と考えられる衝撃波面を通過した。[ 100 ] 2012年後半、ボイジャー1号は宇宙線の衝突の顕著な増加と太陽風からの低エネルギー粒子の急激な減少を記録しました。これは、探査機がヘリオポーズを通過して星間物質に入ったことを示唆しており、[ 101 ]実際に2012年8月25日に太陽から約122 au (183億km)の地点でその状態に達しました。[ 102 ]太陽圏には、銀河系内での太陽の特異な動きにより、その後ろに伸びるヘリオテールがあります。[ 103 ]

日射

太陽の前に霧の層が見える太陽の写真。
薄い霧を通して見える太陽

太陽は可視スペクトル全体に渡って光を放射している。宇宙から、または太陽が空の高い位置にあるとき、太陽の色は白色で、CIE色空間指数は (0.3, 0.3) 付近である。宇宙から見ると、波長あたりの太陽放射輝度はスペクトルの緑色部分でピークを迎える。 [ 104 ] [ 105 ]太陽が空の非常に低い位置にあるとき、大気散乱により太陽は黄色、赤、オレンジ、マゼンタ色になり、まれに緑や青になることもある。文化によっては太陽を黄色、さらには赤色と想像する人もいるが、その文化的理由については議論がある。[ 106 ]太陽は G2 星に分類されており[ 68 ] 、これはG 型の星であることを意味し、2 は表面温度がG 型の 2 番目の範囲にあることを示している。

太陽定数とは、太陽光に直接さらされる単位面積あたりに太陽が放出するエネルギーの量です。太陽定数はおよそ太陽から1天文単位（au）の距離（つまり、地球の軌道上またはその近く）では、1,368 W/m 2 （ワット/平方メートル）のエネルギーを放出します。 [ 107 ]地球表面の太陽光は地球の大気によって減衰されるため、地表（太陽に近いほど）に到達するエネルギーは少なくなります。太陽が天頂近くにある晴れた日には、地球の大気圏上層部の太陽光は（全エネルギーで）約50％の赤外線、40％の可視光線、10％の紫外線で構成されています。[ 109 ]大気は、特に短波長の紫外線を70％以上遮断します。[ 110 ]太陽の紫外線は地球の昼側の上層大気を電離させ、導電性の電離層を作り出します。[ 111 ]

太陽からの紫外線には殺菌作用があり、道具や水の消毒に利用できます。この放射線は日焼けを引き起こすだけでなく、ビタミンDの生成や日焼けなどの生物学的効果ももたらします。また、皮膚がんの主な原因でもあります。紫外線は地球のオゾン層によって大きく減衰するため、緯度によって紫外線量が大きく変化し、人間の肌の色の変化など、多くの生物学的適応に部分的に関与しています。[ 112 ]

中心部での核融合反応で最初に放出された高エネルギーガンマ線光子は、通常、わずか数ミリメートル移動した後、放射層の太陽プラズマによってほぼ即座に吸収されます。再放出はランダムな方向に起こり、通常はわずかに低いエネルギーで起こります。この放出と吸収の順序により、放射線が太陽の表面に到達するまでには長い時間がかかります。光子の移動時間は、10,000年から170,000年と推定されています。[ 113 ]対照的に、太陽の全エネルギー生成の約2％を占めるニュートリノが表面に到達するのにかかる時間はわずか2.3秒です。太陽におけるエネルギー輸送は、物質と熱力学的平衡にある光子が関与するプロセスであるため、太陽におけるエネルギー輸送の時間スケールはより長く、約30,000,000年です。これは、太陽の中心部でのエネルギー生成率が突然変化した場合に、太陽が安定状態に戻るのにかかる時間です。[ 114 ]

電子ニュートリノは太陽中心部の核融合反応によって放出されますが、光子とは異なり、物質とほとんど相互作用しないため、ほぼ全てが太陽からすぐに脱出します。しかし、太陽で生成されるこれらのニュートリノの数は、理論予測の3分の1ほど少ないことが測定されました。2001年にニュートリノ振動が発見され、この矛盾は解消されました。太陽は理論予測通りの量の電子ニュートリノを放出していますが、ニュートリノ検出器は検出までにフレーバーが変化していたため、その3分の2を検出できなかったのです。 [ 115 ]

磁気活動

太陽は表面全体で変化する恒星磁場を持っています。極磁場は1～2ガウス（0.0001～0.0002 テスラ）ですが、太陽黒点と呼ばれる太陽表面では典型的には3,000ガウス（0.3テスラ） 、太陽プロミネンスでは10～100ガウス（0.001～0.01テスラ）です。[ 5 ]磁場は時間と場所によって変化します。11年周期の準周期的な太陽活動周期は、黒点の数と大きさが増減する最も顕著な変動です。[ 116 ] [ 117 ] [ 118 ]

太陽の磁場は太陽自体をはるかに超えて広がっている。電気を伝導する太陽風プラズマは太陽の磁場を宇宙空間に運び、惑星間磁場と呼ばれるものを形成する。[ 90 ]理想磁気流体力学として知られる近似では、プラズマは磁力線に沿ってのみ移動する。その結果、外向きに流れる太陽風は惑星間磁場を外向きに引き伸ばし、ほぼ放射状の構造を形成する。太陽の磁気赤道の両側に反対の半球状の極性を持つ単純な双極太陽磁場の場合、太陽風の中に薄い電流シートが形成される。遠距離では、太陽の自転により双極磁場とそれに対応する電流シートがパーカー螺旋と呼ばれるアルキメデスの螺旋構造にねじれる。[ 90 ]

太陽黒点

太陽黒点の集団の白黒写真。
白色光で観測された大きな黒点群

太陽黒点は太陽の光球面上の暗い斑点として見え、磁場が集中している部分で、太陽内部から表面への対流による熱輸送が阻害されている。その結果、黒点は周囲の光球面よりもわずかに低温になり、暗く見える。典型的な太陽活動極小期には、黒点はほとんど見えず、時には全く見えないこともある。黒点が現れる場合は、太陽の高緯度に位置する。太陽活動周期が極大期に向かうにつれて、黒点は太陽赤道付近で形成される傾向があり、これはシュペーラーの法則として知られる現象である。最大の黒点は直径数万キロメートルに達することもある。[ 119 ]

11年周期の太陽黒点周期は、22年周期のバブコック・レイトン・ダイナモ周期の半分に相当し、これは太陽のトロイダル磁場とポロイダル磁場の間の振動的なエネルギー交換に対応する。太陽活動周期の極大期には、外部ポロイダル双極磁場はダイナモ周期の最小強度に近づくが、タコクライン内の差動回転によって生成される内部トロイダル四極磁場は最大強度に近づく。ダイナモ周期のこの時点では、対流層内の浮力による湧昇によってトロイダル磁場が光球から出現し、東西にほぼ一列に並び、磁気極性が反対のフットプリントを持つ黒点対が発生する。黒点対の磁気極性は太陽活動周期ごとに交互に変化する。この現象はヘールの法則で説明される。[ 120 ] [ 121 ]

太陽活動周期の衰退期には、エネルギーは内部トロイダル磁場から外部ポロイダル磁場へと移行し、黒点の数と大きさは減少します。太陽活動周期の極小期には、トロイダル磁場の強度もそれに応じて最小となり、黒点は比較的少なく、ポロイダル磁場の強度は最大となります。次の11年周期の黒点周期の始まりとともに、差動回転によって磁気エネルギーはポロイダル磁場からトロイダル磁場へと戻りますが、その極性は前回の周期とは逆になります。このプロセスは継続的に進行し、理想的かつ単純化されたシナリオでは、11年周期の黒点周期ごとに、太陽の大規模磁場全体の極性が変化します。[ 122 ] [ 123 ]

太陽活動

キャプションを参照
2005年からの過去30年間の太陽活動周期の変動の測定

太陽の磁場は、太陽活動と総称される多くの影響を引き起こします。太陽フレアとコロナ質量放出は、太陽黒点群で発生する傾向があります。ゆっくりと変化する高速太陽風は、光球面のコロナホールから放出されます。コロナ質量放出と高速太陽風はどちらも、プラズマと惑星間磁場を太陽系外へと運びます。[ 124 ]太陽活動が地球に与える影響としては、中緯度から高緯度でのオーロラの発生や、無線通信や電力の供給停止などが挙げられます。太陽活動は、太陽系の形成と進化に大きな役割を果たしてきたと考えられています。[ 125 ]

11年周期の太陽放射照度の変化は、太陽黒点数の変化と相関関係にあることが分かっている。[ 126 ]太陽周期は、地球を取り巻くものも含め、宇宙の気象条件に影響を与える。例えば、17世紀には、太陽周期は数十年間完全に停止したように見えた。マウンダー極小期として知られる期間には、太陽黒点はほとんど観測されなかった。これは、ヨーロッパが異常に寒い気温を経験した小氷期の時代と一致していた。 [ 127 ] [ 128 ]樹木の年輪分析によって、それ以前の長期にわたる極小期が発見されており、平均気温よりも低い地球気温と一致していたと思われる。[ 129 ]

コロナ加熱

天文学における未解決問題
なぜ太陽のコロナは太陽の表面よりもはるかに熱いのでしょうか?
天文学におけるさらなる未解決問題

光球の温度は約6,000 Kですが、コロナの温度は1,000,000～2,000,000 Kである。[ 88 ]コロナの高温は、光球からの直接的な熱伝導以外の何かによって加熱されていることを示している。 [ 90 ]

コロナを加熱するのに必要なエネルギーは、光球面下の対流層の乱流運動によって供給されると考えられており、コロナ加熱を説明するために2つの主なメカニズムが提案されている。[ 88 ] 1つ目は波動加熱で、対流層の乱流によって音波、重力波、または磁気流体波が発生します。[ 88 ]これらの波は上方に移動してコロナで消散し、そのエネルギーを熱の形で周囲の物質に蓄積します。[ 130 ]もう1つは磁気加熱で、磁気エネルギーが光球面運動によって継続的に蓄積され、磁気再結合を通じて大規模な太陽フレアや、無数の類似しているが小規模なイベントであるナノフレアの形で放出されます。[ 131 ]

現在、波動が効率的な加熱メカニズムであるかどうかは不明である。アルヴェン波を除くすべての波動は、コロナに到達する前に消散または屈折することが分かっている[ 132 ] 。さらに、アルヴェン波はコロナ内で容易に消散しない。そのため、現在の研究の焦点はフレア加熱メカニズムへと移行している[ 88 ] 。

人生の段階

キャプションを参照
太陽のような星の進化の概要。左側の崩壊する原始星から右側の赤色巨星段階まで。

現在、太陽は主系列星の寿命のほぼ半分を過ぎています。40億年以上もの間、太陽は劇的な変化を見せておらず、今後約50億年は比較的安定した状態を保つでしょう。しかし、中心核における水素の核融合が停止すると、太陽は内部的にも外部的にも劇的な変化を遂げるでしょう。

形成

太陽は約46億年前、主に水素とヘリウムで構成され、おそらく他の多くの恒星を生み出した巨大分子雲の一部が崩壊して形成されました。 [ 133 ]この年齢は、恒星進化のコンピューターモデルと核宇宙年代学によって推定されています。[ 14 ]この結果は、太陽系最古の物質の放射年代である45億6700万年前と一致しています。 [ 134 ] [ 135 ]古代の隕石の研究により、爆発した短寿命の恒星でのみ形成される、鉄60などの短寿命同位体の安定した娘核の痕跡が明らかになっています。これは、太陽が形成された場所の近くで1つ以上の超新星が発生したに違いないことを示しています。近くの超新星からの衝撃波が分子雲内の物質を圧縮し、特定の領域をそれ自身の重力で崩壊させることで、太陽の形成を引き起こしたと考えられます。[ 136 ]雲の断片が崩壊すると、角運動量保存則により回転を始め、圧力の上昇とともに熱を帯びるようになった。[ 137 ]角運動量が大きすぎて新しい恒星に落ち込めないガスと塵は循環し、惑星やその他の太陽系の天体となる原始惑星系円盤を形成した。 [ 138 ]雲の中心部の重力と圧力により、周囲の円盤から物質が蓄積されるにつれて大量の熱が発生し、最終的に核融合が引き起こされた。[ 139 ]

HD 162826とHD 186302は太陽と類似点があり、同じ分子雲で形成された兄弟星であると考えられています。[ 140 ] [ 141 ]

太陽のような星の激しい若さ

主系列

キャプションを参照
太陽に似た恒星の進化。ヘルツシュプルング・ラッセル図上で、太陽質量の1つに相当する恒星の軌跡を、主系列から白色矮星段階まで示す。

太陽は主系列段階のほぼ中間地点にあり、中心核での核融合反応により水素がヘリウムに融合されます。毎秒40億キログラム以上の物質が太陽の中心核内でエネルギーに変換され、ニュートリノと太陽放射が生成されます。この速度で進むと、太陽はこれまでに地球の質量の約100倍、つまり太陽の全質量の約0.03%をエネルギーに変換してきました。太陽は赤色巨星段階に入るまで、主系列星として合計約100億年から110億年を過ごすことになります。 [ 142 ]欧州宇宙機関（ESA）のガイア宇宙望遠鏡ミッションによると、80億年目に太陽は最も高温になります。[ 143 ]

太陽は主系列期に入ってから、中心核と表面が徐々に高温になり、半径が拡大し、明るさを増しています。主系列期の始まり以来、半径は15%拡大し、表面温度は5,620 K（9,660 °F）から5,772 K（9,930 °F）に上昇しました。その結果、明るさは太陽光度の0.677倍から現在の1.0倍へと48%増加しました。これは、中心核のヘリウム原子の平均分子量が、核融合した水素原子よりも大きいため、熱圧力が低くなるためです。そのため中心核は収縮し、太陽の外層が中心に近づき、重力による位置エネルギーが解放されます。ビリアル定理によれば、解放された重力エネルギーの半分は加熱に使われ、核融合の速度が徐々に上昇し、光度が上昇する。このプロセスは、核の密度が徐々に高まるにつれて加速する。[ 144 ]現在、1億年ごとに約1%の明るさが増加している。この増加によって地球から液体の水が枯渇するには、少なくとも10億年かかるだろう。[ 145 ]その後、地球は複雑な多細胞生物を支えることができなくなり、地球上に残された最後の多細胞生物は最終的に大量絶滅するだろう。[ 146 ]

コアの水素枯渇後

キャプションを参照
現在の太陽（現在は主系列）の大きさと、将来の赤色巨星段階における推定サイズの比較

太陽は超新星爆発を起こすほどの質量を持っていない。その代わりに、約50億年で中心核の水素がなくなると、中心核の水素融合が止まり、中心核の収縮を阻止するものがなくなる。重力による位置エネルギーの解放によって太陽の光度が増加し、主系列段階が終了して太陽は次の10億年かけて膨張し、最初は準巨星、次に赤色巨星となる。[ 144 ] [ 147 ] [ 148 ]重力収縮による加熱によっても太陽は膨張し、中心核のすぐ外側の殻で水素の融合が起こり、そこに未融合の水素が残ることで光度が上昇し、最終的には現在の1,000倍以上にもなる。[ 144 ]太陽が赤色巨星分枝（RGB）段階に入ると、水星と金星を飲み込み（そして破壊する）だろう。 2008年の論文によると、地球の軌道は太陽の質量減少により、当初は最大1.5天文単位（2億2000万キロメートル、1億4000万マイル）まで拡大する。しかし、潮汐力（そして最終的には下層彩層からの抗力）によって地球の軌道は縮小し始め、75億9000万年後、赤色巨星分枝期の終焉期に太陽に飲み込まれる。これは水星と金星がそれぞれ380万年と100万年後に同じ運命を辿ったことを意味する[ 148 ] 。

太陽が赤色巨星枝の先端に到達する頃には、その大きさは現在の約256倍になり、半径は1.19 au（1億7800万km）になる。[ 148 ] [ 149 ]太陽は赤色巨星枝の中で約10億年を過ごし、質量の約3分の1を失う。[ 148 ]

赤色巨星枝を過ぎると、太陽の活動寿命は約 1 億 2000 万年ですが、その間に多くのことが起きます。まず、コア（縮退したヘリウムで満たされている）がヘリウムフラッシュで激しく発火します。コアの 6% （太陽の質量の 40%）が、トリプルアルファ過程によって数分以内に炭素に変わると推定されています。[ 150 ]その後、太陽は現在の大きさの約 10 倍、明るさの 50 倍に縮小し、温度は現在よりもわずかに低くなります。その後、赤色巨星の塊、つまり水平枝に到達しますが、太陽のような金属量の恒星は、水平枝に沿って青方に向かって進化することはありません。その代わりに、コアでヘリウムと反応し続けながら、約 1 億年かけて適度に大きくなり、より明るくなるだけです。[ 148 ]

ヘリウムが枯渇すると、太陽は中心核の水素が枯渇したときと同じ膨張を繰り返す。ただし、今回は膨張速度が速く、太陽はより大きく、より明るくなる。これは漸近巨星分枝段階であり、太陽は殻の水素とより深い殻のヘリウムを交互に反応させている。初期の漸近巨星分枝で約2000万年が経過した後、太陽はますます不安定になり、急速な質量損失と熱パルスが発生し、約10万年ごとに数百年間、サイズと光度が増加する。熱パルスは毎回大きくなり、後期のパルスでは光度が現在のレベルの5000倍にも達する。それにもかかわらず、太陽の最大AGB半径は、太陽先端RGB最大値である179 R ☉、約0.832 au（1億2450万km、7730万マイル）ほどには大きくならない。[ 148 ] [ 151 ]

モデルは質量損失の速度と時期によって異なります。赤色巨星枝での質量損失が大きいモデルでは、漸近巨星枝の先端に小さくて明るい恒星が生成され、その光度はおそらく2,000倍、半径は200倍未満になります。[ 148 ]太陽の場合、外殻を完全に失い、惑星状星雲を形成し始めるまでに4回の熱パルスが発生すると予測されています。[ 152 ]

漸近巨星分岐後の進化はさらに速い。温度が上昇しても光度はほぼ一定のままで、露出した核が30,000 K (53,500 °F) に達すると、放出された太陽質量の半分が電離して惑星状星雲を形成し、あたかも青いループを形成しているかのように見える。最終的に露出した核、すなわち白色矮星は、温度が100,000 K (180,000 °F) を超え、現在の太陽質量の54.05%を占めると推定される。[ 148 ]シミュレーションによると、太陽は惑星状星雲を形成できる最も質量の小さい恒星の一つである可能性がある。[ 153 ]惑星状星雲は約1万年で消滅しますが、白色矮星は仮説上の超高密度の黒色矮星に変化するまで数兆年は存続します。[ 154 ] [ 155 ] [ 156 ]そのため、それ以上エネルギーを放出することはなくなります。[ 157 ]

位置

太陽系

太陽系内での太陽の位置。オールトの雲の端まで広がっており、太陽の重力の影響範囲は 125,000 ～ 230,000 au (2.0 ～ 3.6 光年) で終わります。

太陽の周りを回る惑星は8つ知られている。これには4つの地球型惑星（水星、金星、地球、火星）、2つの巨大ガス惑星（木星と土星）、そして2つの巨大氷惑星（天王星と海王星）が含まれる。太陽系にはまた、準惑星とその候補とされる9つの天体、小惑星帯、多数の彗星、そして海王星の軌道の外側にある多数の氷天体が存在する。6つの惑星と多くの小天体にも天然の衛星があり、特に木星、土星、天王星の衛星系は、ある意味で太陽系のミニチュア版のようだ。[ 158 ]

太陽系重心の太陽に対する見かけの運動

太陽は惑星の引力によって動いています。太陽の中心は太陽系の重心の周りを太陽半径の 0.1 から 2.2 倍の範囲で動いています。太陽の重心の周りの運動はおよそ 179 年ごとに繰り返され、主に木星と土星の朔望周期により約 30° 回転します。[ 159 ]この運動は主に木星、土星、天王星、海王星によるものです。数十年の期間 (海王星と天王星が衝になっている期間)には運動はむしろ規則的で三つ葉模様を形成しますが、これらの期間以外はより無秩序に見えます。[ 160 ] 179 年後 (木星と土星の朔望周期の9 倍)、パターンは多かれ少なかれ繰り返されますが、約 24° 回転します。[ 161 ]地球を含む内惑星の軌道も同様に同じ重力によって変位するため、太陽の動きは地球と太陽の相対的な位置や、時間の関数としての地球への太陽放射量にほとんど影響を与えません。[ 162 ]

太陽の重力場は、約2光年（125,000 au）まで周囲の恒星の重力を支配していると推定されています。対照的に、オールトの雲の半径は低く見積もられており、50,000 auより遠くには位置していません。 [ 163 ]太陽の大部分は3,000 auから100,000 auの領域を周回しています。[ 164 ]ウェスト彗星のような最も遠い既知の天体は、太陽から約70,000 auの遠日点にあります。[ 165 ]太陽の重力の影響範囲である銀河核に対する太陽のヒル球は、GAチェボタレフによって230,000 auと計算されました。[ 166 ]

天界の近隣

局所星間雲、G雲、そして周囲の恒星の図。2022年現在、太陽系が星間雲の中で正確にどの位置にあるかは、天文学において未解決の問題となっている。[ 167 ]

太陽から10光年以内には比較的少数の恒星しか存在せず、最も近いのは三重星系アルファ・ケンタウリで、約4.4光年離れており、局部バブルのG雲にある可能性がある。[ 168 ]アルファ・ケンタウリAとBは太陽に似た密接に結びついた恒星のペアであるが、太陽に最も近い恒星である小型の赤色矮星プロキシマ・ケンタウリは、0.2光年の距離でこのペアの周りを公転している。2016年には、プロキシマ・ケンタウリを公転する可能性のある居住可能な太陽系外惑星、プロキシマ・ケンタウリbが発見され、太陽に最も近いことが確認された。[ 169 ]

太陽系は局部星間雲に囲まれているが、それが局部星間雲に埋め込まれているのか、それとも雲の端のすぐ外側に位置しているのかは明らかではない。[ 170 ]太陽から300光年以内の領域には、局部バブルと呼ばれる複数の星間雲が存在する。[ 170 ]後者は、星間物質中に存在する直径約300光年の砂時計型の空洞、またはスーパーバブルである。このバブルは高温のプラズマで満たされており、最近の超新星爆発によって生じた可能性を示唆している。[ 171 ]

ローカルバブルは、それぞれ数千光年の長さがある近隣のより広いラドクリフ波とスプリット線状構造（旧グールドベルト）と比較すると小さなスーパーバブルです。 [ 172 ]これらの構造はすべてオリオン腕の一部であり、肉眼で見える天の川のほとんどの星が含まれています。[ 173 ]

星の集団は星団を形成し、その後、共動する星団へと分解します。肉眼で見える顕著な星団は、約80光年離れた局部バブル内にあるおおぐま座移動星団です。最も近い星団はヒアデス星団で、局部バブルの端に位置しています。最も近い星形成領域は、南の冠分子雲、へびつかい座ロ分子雲複合体、そしておうし座分子雲です。後者は局部バブルのすぐ外側に位置し、ラドクリフ波の一部となっています。[ 174 ]

太陽から0.8光年以内を通過する恒星のフライバイは、およそ10万年に1回発生します。最も接近した、よく測定された接近はショルツの星で、約約7万年前に太陽から5万AUの距離まで接近し、おそらく外側のオールトの雲を通過したと考えられる。 [ 175 ] 10億年に1％の確率で恒星が太陽から5万AUの距離まで接近する。太陽から100AUの距離にあり、太陽系を混乱させる可能性がある。[ 176 ]

モーション

太陽系の衛星である地球と月を中心とした太陽の一般的な動きと方向

太陽は、太陽系全体を引いて、銀河の質量の中心を平均速度230 km/s（828,000 km/h）で公転しており、[ 177 ]太陽の形成以来、約20回公転しており、 1公転（銀河年）に約2億2000万～2億5000万地球年かかります。 [ 178 ] [ 179 ]太陽の運動の方向、つまり太陽の頂点は、おおよそベガ星の方向です。[ 180 ]過去には、太陽は局部バブルに入る前に、オリオン-エリダヌス超巨大バブルを通過していたと考えられます。[ 181 ]

銀河系の中心を回る太陽の理想的な軌道。天の川銀河の現在の配置をアーティストが上から見た図で表現した。

太陽は銀河の周りを公転すると同時に、他の恒星の平均的な運動にも従って動いています。単純なモデルによれば、銀河と共に回転する座標系において、太陽は楕円を描きながら、銀河の周りを公転する点の周りを公転すると予測されます。[ 182 ]太陽がその点の周りを公転する周期は約1億6600万年で、その点が銀河の周りを公転する時間よりも短くなります。楕円の長さは約1760 パーセク、幅は約1170パーセクです。（太陽から銀河中心までの距離、約7～8キロパーセクと比較してみてください。）同時に、太陽は銀河面の「北」と「南」に、約8300万年の異なる周期で移動し、銀河面から約99パーセク離れていきます。[ 183 ]太陽が公転する中心点が銀河を一周するのに約2億4000万年かかります。（詳細は 恒星の運動学を参照してください。）

太陽の天の川銀河の周りの軌道は、銀河の渦巻き腕の中や腕の間などの天の川銀河内の不均一な質量分布のために乱されている。太陽が高密度の渦巻き腕を通過すると、地球の大量絶滅が頻繁に起こると主張されており、これはおそらく衝突イベントの増加によるものと思われる。[ 184 ]太陽系が天の川銀河を1周するのに約2億2500万年から2億5000万年かかり（1銀河年）、[ 179 ]そのため、太陽の一生の間に20から25周したと考えられている。天の川銀河の中心の周りの太陽系の公転速度は約251km/秒（156マイル/秒）である。 [ 185 ]この速度では、太陽系が1光年の距離を移動するのに約1190年かかり、1天文単位を移動するのに7日かかる。[ 186 ]

天の川銀河は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に対してうみへび座の方向に毎秒550キロメートルの速度で動いているが、太陽は銀河中心に対してはくちょう座（銀河経度90度、緯度0度）の方向に毎秒200キロメートル以上の速度で動いているため、CMBに対する合成速度は、しし座（銀河緯度264度、緯度48度） の方向に毎秒約370キロメートルとなる。 [ 187 ]これはくちょう座から132度離れている。

観察履歴

早期理解

蹄の代わりに車輪が付いた馬に引かれた戦車に乗った太陽の彫刻。
馬に引かれたトゥルンドホルムの太陽戦車は、北欧青銅器時代の神話の重要な部分を表現していると考えられている彫刻です。

多くの先史時代および古代の文化では、太陽は太陽神またはその他の超自然的存在であると考えられていました。[ 188 ] [ 189 ]紀元前1千年紀初期、バビロニアの天文学者は、黄道に沿った太陽の動きが均一ではないことを観察しましたが、その理由はわかりませんでした。今日では、これは地球が楕円軌道上を運動するためであり、近日点で太陽に近いときはより速く動き、遠日点で太陽から遠いときはより遅く動くことが分かっています。[ 190 ]

太陽について科学的、哲学的な説明を最初に提示した人物の一人は、ギリシャの哲学者アナクサゴラスである。彼は、太陽はペロポネソス半島よりも大きな巨大な燃え盛る金属球であり、月は太陽の光を反射していると推論した。 [ 191 ]エラトステネスは紀元前3世紀に地球と太陽の距離を「400万スタディアから80000万スタディア」と推定したが、その翻訳は曖昧で、408万スタディア（75万5000キロメートル）を意味するとも、8億400万スタディア（1億4800万キロメートルから1億5300万キロメートル、0.99～1.02天文単位）を意味するとも解釈できる。後者の値は数パーセント以内の誤差で正確である。紀元1世紀、プトレマイオスはその距離を地球の半径の1,210倍、約771万キロメートル（0.0515 AU）と推定しました。[ 192 ]

太陽が惑星の軌道の中心であるという説は、紀元前3世紀に古代ギリシャのサモス島のアリスタルコスによって初めて提唱され、 [ 193 ]後にセレウキアのセレウコスによって採用されました（地動説を参照）。[ 194 ]この見解は、16世紀にニコラウス・コペルニクスによって、より詳細な地動説の数学的モデルへと発展しました。[ 195 ]

科学的理解の発展

馬に引かれた戦車に乗って王冠をかぶった男性の絵。
太陽の擬人化であるソル。グイド・ボナッティの『天文学の書』 1550年版より

太陽黒点の観測は、漢王朝（紀元前202年 - 紀元後220年）の中国の天文学者によって記録され、その記録は何世紀にもわたって保存されました。アヴェロエスも12世紀に太陽黒点の記述を残しています。[ 196 ] 17世紀初頭の望遠鏡の発明により、トーマス・ハリオット、ガリレオ・ガリレイをはじめとする天文学者による太陽黒点の詳細な観測が可能になりました。ガリレオは、太陽黒点は地球と太陽の間を通過する小さな物体ではなく、太陽表面に存在すると仮定しました。[ 197 ]

中世イスラム天文学における貢献としては、アル＝バッターニによる太陽の遠地点（恒星に対する太陽の軌道上で、太陽が最もゆっくりと動いているように見える場所）の方向が変化していることの発見が挙げられる[ 198 ] 。現代の太陽中心説では、これは地球の軌道における遠日点の緩やかな動きによって引き起こされる。イブン・ユーヌスは長年にわたり、大型のアストロラーベを用いて1万回以上の太陽の位置の記録を観測した[ 199 ]。

太陽までの最初の比較的正確な距離は、1684年にジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによって測定されました。太陽視差の直接測定が困難であることを知っていた彼は、火星視差の測定を選択しました。ジャン・リシェをフランス領ギアナの一部であるカイエンヌに派遣し、同時測定を行いました。パリのカッシーニは、1672年に火星が地球に最も近づいたときの火星視差を測定しました。2回の観測間の円周距離を用いて、カッシーニは地球と火星間の距離を計算し、さらにケプラーの法則を用いて地球と太陽間の距離を決定しました。彼の値は現代の値より約10%小さいものでしたが、これまでのすべての推定値よりもはるかに大きかったのです。[ 200 ]

1032年の金星の太陽面通過の観測から、イブン・シーナーは金星が太陽よりも地球に近いと結論付けた。[ 201 ] 1677年、エドモンド・ハレーは水星の太陽面通過を観測し、惑星の太陽視差の観測（より理想的には金星の太陽面通過を使用）を使用して、地球、金星、太陽の距離を三角法で決定できることに気付いた。 [ 202 ] 1769年の金星の太陽面通過の観測により、天文学者は地球と太陽の平均距離を93,726,900マイル（150,838,800 km）と計算することができ、これは現代の値よりわずか0.8％大きいだけであった。[ 203 ]

太陽の写真
水素アルファ光で見た太陽

1666年、アイザック・ニュートンはプリズムを用いて太陽の光を観測し、それが多色の光で構成されていることを証明した。[ 204 ] 1800年、ウィリアム・ハーシェルは太陽スペクトルの赤い部分を超える赤外線を発見した。 [ 205 ] 19世紀には太陽の分光学的研究が進歩し、ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーはスペクトル中に600以上の吸収線を記録した。そのうち最も強い線は今でもフラウンホーファー線と呼ばれることが多い。20世紀には、特にカルシウム水素（396.9 nm）、カルシウムカリウム（393.37 nm）、水素アルファ（656.46 nm）フィルターを使用するシステムなど、異なる狭帯域波長域で太陽を観測するための特殊システムがいくつか登場した。[ 206 ]

光球の光学スペクトルの初期の研究において、当時地球上で知られていたどの化学元素にも対応しない吸収線がいくつか発見されました。1868年、ノーマン・ロッカーはこれらの吸収線がギリシャ神話の太陽神ヘリオスにちなんでヘリウムと名付けた新元素によるものだという仮説を立てました。25年後、ヘリウムは地球上で単離されました。[ 207 ]

近代科学の初期において、太陽のエネルギー源は重要な謎でした。ケルビン卿は、太陽は徐々に冷却する液体であり、内部に蓄えられた熱を放射していると提唱しました。[ 208 ]ケルビンとヘルマン・フォン・ヘルムホルツは、太陽のエネルギー出力を説明するために重力収縮機構を提唱しましたが、その結果得られた年齢の推定値はわずか2000万年であり、当時の地質学的発見によって示唆された少なくとも3億年という期間をはるかに下回っていました。[ 208 ] [ 209 ] 1890年、ロッカーは太陽の形成と進化について隕石仮説を提唱しました。[ 210 ]

1904年になってようやく文書化された解決策が提示された。アーネスト・ラザフォードは、太陽の出力は内部の熱源によって維持されていると示唆し、その熱源として放射性崩壊を示唆した。 [ 211 ]アルバート・アインシュタインは、質量とエネルギーの等価関係E = mc 2で、太陽のエネルギー出力の源への重要な手がかりを提供した。[ 212 ] 1920年、アーサー・エディントン卿は、太陽の中心部の圧力と温度によって、水素（陽子）がヘリウム原子核に融合する核融合反応が起こり、質量の正味の変化からエネルギーが生成されると提案した。[ 213 ]太陽における水素の優位性は、1925年にセシリア・ペインが、メグナド・サハが開発した電離理論を用いて確認した。核融合の理論的概念は、1930年代に天体物理学者のスブラマニアン・チャンドラセカールとハンス・ベーテによって発展しました。ベーテは、太陽のエネルギー源となる2つの主要なエネルギー生成核反応の詳細を計算しました。[ 214 ] [ 215 ] 1957年、マーガレット・バービッジ、ジェフリー・バービッジ、ウィリアム・ファウラー、フレッド・ホイルは、宇宙のほとんどの元素が、太陽のような恒星内部の核反応によって合成されたことを示しました。 [ 216 ]

太陽宇宙ミッション

パイオニア6、7、8、9​​​​​

惑星間空間から太陽を長期観測するために設計された最初の衛星は、 1959年から1968年にかけてNASAによって打ち上げられたパイオニア6号、7号、8号、9号である。これらの探査機は地球と同程度の距離で太陽を周回し、太陽風と太陽磁場の詳細な測定を初めて行った。パイオニア9号は特に長期間運用され、1983年5月までデータを送信した。[ 217 ] [ 218 ]

1970年代には、2機のヘリオス宇宙船とスカイラブ・アポロ望遠鏡搭載機が、科学者たちに太陽風と太陽コロナに関する重要な新データを提供しました。ヘリオス1号と2号は、米国とドイツの共同研究によるもので、水星の近日点軌道の内側を周回する軌道から太陽風を観測しました。[ 219 ] 1973年にNASAによって打ち上げられたスカイラブ宇宙ステーションには、アポロ望遠鏡搭載機と呼ばれる太陽観測モジュールが搭載されており、ステーションに常駐する宇宙飛行士によって操作されました。[ 89 ]スカイラブは、太陽の遷移領域と太陽コロナからの紫外線放射の初めての時間分解観測を行いました。[ 89 ]発見の中には、当時「コロナトランジェント」と呼ばれていたコロナ質量放出と、現在では太陽風と密接に関連していることが知られているコロナホールの初めての観測も含まれています。[ 219 ]

キャプションを参照
太陽最大ミッション探査機の図面

1980年、 NASAは太陽活動が活発で太陽の光度が高い時期に、太陽フレアからのガンマ線、 X線、紫外線を観測するためにソーラー・マキシマム・ミッション（太陽活動極大期）探査機を打ち上げました。しかし、打ち上げからわずか数か月後、電子機器の故障により探査機はスタンバイモードに入り、3年間もこの非活動状態のままでした。1984年、スペースシャトル・チャレンジャー号のミッションSTS-41-Cによって衛星が回収され、電子機器の修理後、軌道上に再放出されました。その後、ソーラー・マキシマム・ミッションは、1989年6月に地球の大気圏に再突入する前に、太陽コロナの数千枚の画像を取得しました。[ 220 ]

1991年に打ち上げられた日本の太陽観測衛星「ようこう」（サンビーム）は、X線波長で太陽フレアを観測しました。ミッションデータにより、科学者は複数の異なる種類のフレアを特定し、活動のピーク領域から離れたコロナは、これまで考えられていたよりもはるかに動的かつ活発であることを証明しました。「ようこう」は太陽活動周期全体を観測しましたが、2001年の金環日食により太陽への捕捉が不能になったため、スタンバイモードに入りました。そして2005年に大気圏再突入により破壊されました。[ 221 ]

欧州宇宙機関とNASAが共同で建造した太陽・太陽圏観測衛星SOHOは、1995年12月2日に打ち上げられた。[ 89 ]当初は2年間のミッションを予定していたが、[ 222 ] SOHOは2024年現在も運用を続けている。[ 223 ]地球と太陽の間のラグランジュ点（両者の重力が等しい点）に位置するSOHOは、打ち上げ以来、多くの波長で太陽の継続的な画像を提供してきた。 [ 89 ]太陽を直接観測する以外に、SOHOは多数の彗星の発見を可能にした。そのほとんどは太陽に接近する際に消滅する小さな太陽接近彗星である。 [ 224 ]

ユリシーズ宇宙船の写真
真空スピンバランス施設でのユリシーズ宇宙船の試験

これらの衛星はすべて黄道面から太陽を観測しており、赤道域のみを詳細に観測しています。ユリシーズ探査機は、太陽の極域を調査するために1990年に打ち上げられました。まず木星へ移動し、黄道面をはるかに超える軌道に「スリングショット」しました。予定の軌道に乗ると、ユリシーズは太陽の高緯度における太陽風と磁場の強度の観測を開始し、高緯度からの太陽風が約750km/秒（予想よりも遅い）で移動していること、そして高緯度から銀河宇宙線を散乱させる大きな磁気波が発生していることを発見しました。[ 225 ]

光球面における元素の存在比は分光学的研究からよく知られていますが、太陽内部の組成については十分に理解されていません。太陽風サンプルリターンミッション「ジェネシス」は、天文学者が太陽物質の組成を直接測定できるようにするために設計されました。[ 226 ]

目による観察

目への露出

キャプションを参照
地球から見た太陽。レンズからの反射光が映っています。太陽を直接見た場合も、目には反射光が見えます。

太陽の明るさは、肉眼で見ると痛みを引き起こす可能性がありますが、短時間であれば、瞳孔が開いていない正常な目には危険ではありません。[ 227 ] [ 228 ]太陽を直接見ることは、サンゲイジングとして知られており、閃光と呼ばれる視覚アーティファクトや一時的な部分的な失明を引き起こします。また、約4ミリワットの太陽光が網膜に照射され、網膜がわずかに加熱され、明るさに適切に反応できない目に損傷を与える可能性があります。[ 229 ] [ 230 ]肉眼で太陽を直接見ると、特に紫外線が強く集中している状況では、約100秒後から網膜に紫外線誘発性の日焼けのような病変を引き起こす可能性があります。[ 231 ] [ 232 ]

双眼鏡などの集光光学系で太陽を観察すると、適切なフィルターなしでは網膜に永久的な損傷を与える可能性があります。紫外線や赤外線を透過する自作のフィルターの中には、高輝度で目に損傷を与えるものもあります。 [ 233 ]フィルターなしの望遠鏡で正午の太陽を短時間観察すると、永久的な損傷を引き起こす可能性があります。[ 234 ]

日の出と日の入りの間、太陽光は地球の大気圏を非常に長い距離通過することから生じるレイリー散乱とミー散乱によって減衰します。 [ 235 ]また、太陽は肉眼で快適に観測できるほど、あるいは光学機器を用いて安全に観測できるほどに弱くなることもあります（ただし、雲の切れ間から突然明るい太陽光が現れる危険がない場合）。この大気による減衰は、霞、大気中の塵、そして高湿度によっても引き起こされます。[ 236 ]

現象

グリーンフラッシュと呼ばれる光学現象は、日没直後または日の出前に見られることがあります。このフラッシュは、地平線のすぐ下にある太陽からの光が（通常は温度逆転現象によって）観測者に向かって曲げられることで発生します。短波長の光（紫、青、緑）は長波長の光（黄、オレンジ、赤）よりも大きく曲げられますが、紫と青の光はより多く散乱されるため、緑色として認識される光が残ります。[ 237 ]

宗教的な側面

太陽神は多くの宗教や神話において重要な役割を果たしている。[ 238 ]太陽崇拝は古代エジプト人、南米のインカ帝国、現在のメキシコのアステカ文明などの文明で中心的な役割を担っていた。ヒンズー教では今でも太陽はスーリヤとして知られる神とみなされている。多くの古代遺跡は太陽現象を念頭に置いて建造された。例えば、夏至や冬至を示す巨石群（エジプトのナブタプラヤ、マルタのイムナイドラ、イギリスのストーンヘンジなど）や、アイルランドにある先史時代の人工の山、ニューグレンジは冬至を検出するために設計された。メキシコのチチェン・イッツァにあるエル・カスティーヨのピラミッドは春分と秋分の日にピラミッドを登る蛇の形をした影を落とすように設計されている。[ 239 ]

古代シュメール人は、太陽はウトゥであると信じていました。 [ 240 ] [ 241 ]正義と援助の神です。[ 240 ]後に、ウトゥは東セム族の神シャマシュと同一視されました。[ 240 ] [ 241 ]

ラーとネフェルタリの絵画
ネフェルタリの墓から発見されたラー神、紀元前13世紀

少なくとも古代エジプト第4王朝の時代から、太陽はラー神として崇拝され、太陽円盤を戴いたハヤブサの頭を持つ神として描かれた。新帝国時代には、太陽はフンコロガシと同一視された。太陽円盤アテンの形で、太陽はアマルナ時代に短期間復活し、ファラオ・アケナテンにとって唯一ではないにしても卓越した神となった。[ 242 ] [ 243 ]エジプト人は、ラーが太陽の小舟に乗り、下位の神々を伴って空を運ばれる姿を描いた。ギリシア人にとって、ラーは炎の馬に引かれた戦車に運ばれるヘリオスであった。ローマ帝国後期のヘリオガバルスの治世から、太陽の誕生日は冬至の直後にソル・インウィクトゥス（文字通り「征服されざる太陽」）として祝われる祝日となった。地球から見ると、太陽は黄道に沿って黄道帯を1年に1回公転しているように見えるため、ギリシャの天文学者は太陽を7つの惑星（ギリシャ語のplanetes 、「放浪者」に由来）の1つに分類しました。7つの惑星にちなんで曜日が命名されたのはローマ時代に遡ります。[ 244 ] [ 245 ] [ 246 ]

インド・ヨーロッパ祖語の宗教では、太陽は女神* Seh 2 ulとして擬人化されていた。[ 247 ] [ 248 ]インド・ヨーロッパ語族のこの女神の派生語には、古期ノルウェー語のSól、サンスクリット語のSurya、ガリア語のSulis、リトアニア語のSaulė、スラヴ語のSolntseなどがある。[ 248 ]古代ギリシャ宗教では、太陽神は男性神ヘリオスであったが、[ 249 ]後にアポロンと習合された。[ 250 ]

古代ローマでは、日曜日は太陽神の日でした。異教において、太陽は生命の源でした。ローマ人の間では、太陽は人気の崇拝の中心であり、人々は夜明けに最初の太陽の光を浴びながら祈りを捧げました。冬至の祝い（クリスマスに影響を与えた）は、ローマのソル・インウィクトゥス崇拝の一部でした。冬至はキリスト教徒によって安息日として採用されました。光の象徴はキリスト教徒が取り入れた異教の象徴であり、おそらくユダヤ教の伝統に由来しない最も重要なものでしょう。キリスト教の教会は、会衆が日の出の方を向くように建てられました。[ 251 ]聖書のマラキ書には「義の太陽」について言及されていますが、一部のキリスト教徒はこれをメシア（キリスト）を指していると解釈しています。[ 252 ]

アステカの太陽神トナティウ[ 253 ]は、人身御供と密接な関係がありました。[ 253 ]太陽の女神天照大御神は神道で最も重要な神であり、[ 254 ] [ 255 ]日本のすべての天皇の祖先であると信じられています。[ 254 ]

参照

注記

  1. ^ a bこの記事で使用されている数字はすべて短縮形です。10億は10の9乗、つまり1,000,000,000です。
  2. ^天文学では、重元素（または金属）という用語は、水素とヘリウムを除くすべての化学元素を指します。
  3. ^熱水噴出孔の生物群は海底深くに生息するため、太陽光は届きません。バクテリアは代わりに化学合成によって硫黄化合物をエネルギー源として利用します。
  4. ^反時計回りは、太陽系の物体が太陽の周りを公転する方向でもあり、ほとんどの物体の自転軸の方向でもあります。
  5. ^地球の大気の海面付近の粒子密度は約2 × 1025  m −3。

参考文献

  1. ^ a b「Sol」。オックスフォード英語辞典（オンライン版）。オックスフォード大学出版局。(サブスクリプションまたは参加機関のメンバーシップが必要です。)
  2. ^ a b「Helios」。Lexico UK English Dictionary。オックスフォード大学出版局。2020年3月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  3. ^ a b「solar」。オックスフォード英語辞典（オンライン版）。オックスフォード大学出版局。(サブスクリプションまたは参加機関のメンバーシップが必要です。)
  4. ^ Pitjeva, EV; Standish, EM (2009). 「3大小惑星の質量、月と地球の質量比、そして天文単位に関する提案」天体力学と動的天文学. 103 (4): 365– 372. Bibcode : 2009CeMDA.103..365P . doi : 10.1007/s10569-009-9203-8 . ISSN 1572-9478 . S2CID 121374703 . 2019年7月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年7月13日閲覧。  
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o Williams , DR (2013年7月1日). 「太陽ファクトシート」 . NASAゴダード宇宙飛行センター. 2010年7月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013年8月12日閲覧。
  6. ^ Zombeck, Martin V. (1990). Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 2nd edition . Cambridge University Press . 2021年2月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年1月13日閲覧。
  7. ^ Asplund, M.; Grevesse, N.; Sauval, AJ (2006). 「太陽の新たな存在量 – パートI：観測結果」 . Communications in Asteroseismology . 147 : 76– 79. Bibcode : 2006CoAst.147...76A . doi : 10.1553/cia147s76 . ISSN 1021-2043 . S2CID 123824232 .  
  8. ^ 「Eclipse 99: よくある質問」 NASA . 2010年5月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年10月24日閲覧。
  9. ^フランシス、チャールズ、アンダーソン、エリック（2014年6月）「銀河中心までの距離に関する2つの推定値」。王立天文学会月報。441 ( 2): 1105–1114。arXiv : 1309.2629。Bibcode : 2014MNRAS.441.1105F。doi : 10.1093 / mnras/ stu631。S2CID 119235554。 
  10. ^ Hinshaw, G.; Weiland, JL; Hill, RS; Odegard, N.; Larson, D.; et al. (2009). 「5年間のウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ観測：データ処理、天空マップ、および基本結果」.アストロフィジカルジャーナル補足シリーズ. 180 (2): 225– 245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode : 2009ApJS..180..225H . doi : 10.1088/0067-0049/180/2/225 . S2CID 3629998 . 
  11. ^ a b c d e f「太陽系探査：惑星：太陽：事実と数字」 NASA。 2008年1月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  12. ^ a b c Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; et al. (2016年8月1日). 「選択された太陽および惑星の量の公称値：IAU 2015決議B3 *†」 . The Astronomical Journal . 152 (2): 41. arXiv : 1510.07674 . Bibcode : 2016AJ....152...41P . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/41 . ISSN 0004-6256 . 
  13. ^ Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; Mamajek, Eric; Asplund, Martin; Capitaine, Nicole; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Depagne, Éric; Haberreiter, Margit; Hekker, Saskia; Hilton, James; Kopp, Greg; Kostov, Veselin; Kurtz, Donald W.; Laskar, Jacques; Mason, Brian D.; Milone, Eugene F.; Montgomery, Michele; Richards, Mercedes; Schmutz, Werner; Schou, Jesper; Stewart, Susan G. (2016). 「選択された太陽および惑星量の公称値：IAU 2015決議B3」天文雑誌. 152 (2): 41. arXiv : 1605.09788 . Bibcode : 2016AJ....152...41P . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/41 .
  14. ^ a b Bonanno, A.; Schlattl, H.; Paternò, L. (2002). 「太陽の年齢とEOSにおける相対論的補正」.天文学と天体物理学. 390 (3): 1115– 1118. arXiv : astro-ph/0204331 . Bibcode : 2002A&A...390.1115B . doi : 10.1051/0004-6361:20020749 . S2CID 119436299 . 
  15. ^ Connelly, JN; Bizzarro, M.; Krot, AN; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, MA (2012年11月2日). 「太陽系原始惑星系円盤における固体の絶対年代学と熱処理」. Science . 338 ( 6107): 651– 655. Bibcode : 2012Sci...338..651C . doi : 10.1126/science.1226919 . PMID 23118187. S2CID 21965292 .  （登録が必要です）
  16. ^ Gray, David F. (1992年11月). 「太陽の推定色指数」.太平洋天文学会刊行物. 104 (681): 1035– 1038. Bibcode : 1992PASP..104.1035G . doi : 10.1086/133086 .
  17. ^ 「The Sun's Vital Statistics」スタンフォード太陽センター。2012年10月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2008年7月29日閲覧。Eddy, J. (1979). A New Sun: The Solar Results From Skylab . NASA. p. 37を引用。NASA SP-402. 2021年7月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年7月12日閲覧。
  18. ^バーンハート, RK (1995). 『バーンハート語源辞典』ハーパーコリンズ776ページ. ISBN 978-0-06-270084-1。
  19. ^ a bオレル、ウラジミール(2003). 『ゲルマン語源学ハンドブック』ライデン: ブリル社. p.  41. ISBN 978-9-00-412875-0– インターネットアーカイブ経由。
  20. ^リトル、ウィリアム；ファウラー、HW；コールソン、J. (1955). 「ソル」 .オックスフォード歴史原理辞典（第3版）. ASIN B000QS3QVQ . 
  21. ^ "heliac" .オックスフォード英語辞典（オンライン版）. オックスフォード大学出版局.(サブスクリプションまたは参加機関のメンバーシップが必要です。)
  22. ^ 「オポチュニティの眺め、ソル959（垂直）」NASA 2006年11月15日。2012年10月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年8月1日閲覧。
  23. ^ Allen, Clabon W. ; Cox, Arthur N. (2000). Cox, Arthur N. (編). Allen's Astrophysical Quantities (第4版). Springer. p. 2. ISBN 978-0-38-798746-0。
  24. ^ 「太陽質量」 .オックスフォード・リファレンス. 2024年5月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月26日閲覧。
  25. ^ワイスマン、ポール、マクファデン、ルーシー＝アン、ジョンソン、トーレンス（1998年9月18日）『太陽系百科事典』、アカデミック・プレス、349～820頁。ISBN 978-0-08-057313-7。
  26. ^ "heliology" . Collins Dictionary . Collins . 2024年11月24日閲覧。
  27. ^ Woolfson, M. (2000). 「太陽系の起源と進化」(PDF) . Astronomy & Geophysics . 41 (1): 12. Bibcode : 2000A&G....41a..12W . doi : 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x . 2020年7月11日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2020年4月12日閲覧。
  28. ^ Than, K. (2006). 「天文学者の考えは間違っていた：ほとんどの星は単独の星だ」 . Space.com. 2010年12月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年8月1日閲覧。
  29. ^ Lada, CJ (2006). 「恒星の多重度と初期質量関数：ほとんどの恒星は単独」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 640 (1): L63– L66. arXiv : astro-ph/0601375 . Bibcode : 2006ApJ...640L..63L . doi : 10.1086/503158 . S2CID 8400400 . 
  30. ^ Robles, José A.; Lineweaver, Charles H.; Grether, Daniel; Flynn, Chris; Egan, Chas A.; Pracy, Michael B.; Holmberg, Johan; Gardner, Esko (2008年9月). 「太陽と他の恒星の包括的な比較：自己選択効果の探究」 . The Astrophysical Journal . 684 (1): 691– 706. arXiv : 0805.2962 . Bibcode : 2008ApJ...684..691R . doi : 10.1086/589985 . hdl : 1885/34434 . 2024年5月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月24日閲覧。
  31. ^ a b Zeilik, MA; Gregory, SA (1998).天文学と天体物理学入門（第4版）. Saunders College Publishing. p. 322. ISBN 978-0-03-006228-5。
  32. ^ Connelly, James N.; Bizzarro, Martin; Krot, Alexander N.; Nordlund, Åke; Wielandt, Daniel; Ivanova, Marina A. (2012年11月2日). 「太陽系原始惑星系円盤における固体の絶対年代学と熱処理」. Science . 338 ( 6107): 651– 655. Bibcode : 2012Sci...338..651C . doi : 10.1126/science.1226919 . PMID 23118187. S2CID 21965292 .  
  33. ^ Falk, SW; Lattmer, JM; Margolis, SH (1977). 「超新星はプレソーラー粒子の源か？」Nature . 270 (5639): 700– 701. Bibcode : 1977Natur.270..700F . doi : 10.1038/270700a0 . S2CID 4240932 . 
  34. ^ Burton, WB (1986). 「恒星パラメータ」.宇宙科学レビュー. 43 ( 3–4 ): 244– 250. doi : 10.1007/BF00190626 . S2CID 189796439 . 
  35. ^ Bessell, MS; Castelli, F.; Plez, B. (1998). 「O–M型星のモデル大気の広帯域色、ボロメトリック補正、温度較正」.天文学と天体物理学. 333 : 231– 250.書誌コード: 1998A&A...333..231B .
  36. ^ Hoffleit, D. ; et al. (1991). "HR 2491". Bright Star Catalogue (5th Revised ed.). CDS . Bibcode : 1991bsc..book.....H . 2011年5月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月26日閲覧。
  37. ^ 「2000～2020年の春分・夏至・近日点・遠日点」アメリカ海軍天文台。 2008年1月31日。 2007年10月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年7月17日閲覧。
  38. ^ Cain, Fraser (2013年4月15日). 「太陽光が地球に到達するまでどのくらいの時間がかかるのか？」 phys.org . 2022年3月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年3月2日閲覧。
  39. ^天文単位の長さの再定義について(PDF)。国際天文学連合第28回総会。北京、中国：国際天文学連合。2012年8月31日。決議B2。2025年3月5日時点のオリジナル(PDF)からのアーカイブ。…推奨…5. 天文単位には固有の記号「au」を使用すること。
  40. ^ 「太陽のエネルギー：地球システムの不可欠な要素」科学教育センター。2024年5月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月24日閲覧。
  41. ^ 「太陽の気候への影響」プリンストン大学出版局、2015年6月23日。2024年5月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年5月24日閲覧。
  42. ^ Beer, J.; McCracken, K.; von Steiger, R. (2012). 『宇宙起源放射性核種：地上および宇宙環境における理論と応用』 Springer. p. 41. ISBN 978-3-642-14651-0。
  43. ^フィリップス、KJH (1995). 『太陽へのガイド』ケンブリッジ大学出版局. p. 73. ISBN 978-0-521-39788-9。
  44. ^ a b c Meftah, M.; Irbah, A.; Hauchecorne, A.; Corbard, T.; Turck-Chièze, S.; Hochedez, J.-F.; Boumier, P.; Chevalier, A.; Dewitte, S.; Mekaoui, S.; Salabert, D. (2015年3月). 「太陽の扁平度の決定と不変性について」 . Solar Physics . 290 (3): 673– 687. Bibcode : 2015SoPh..290..673M . doi : 10.1007/s11207-015-0655-6 . ISSN 0038-0938 . 
  45. ^ a b c Gough, Douglas (2012年9月28日). "How Oblate Is the Sun?" . Science . 337 (6102): 1611– 1612. Bibcode : 2012Sci...337.1611G . doi : 10.1126/science.1226988 . ISSN 0036-8075 . PMID 23019636 . 2023年11月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年12月31日閲覧。  
  46. ^ Kuhn, JR; Bush, R.; Emilio, M.; Scholl, IF (2012年9月28日). 「太陽の正確な形状とその変動性」 . Science . 337 (6102): 1638– 1640. Bibcode : 2012Sci...337.1638K . doi : 10.1126/science.1223231 . ISSN 0036-8075 . PMID 22903522 .  
  47. ^ Jones, G. (2012年8月16日). 「太陽は自然界でこれまで観測された中で最も完璧な球体だ」 . The Guardian . 2014年3月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013年8月19日閲覧。
  48. ^シュッツ、BF（2003年）『重力は地面から』ケンブリッジ大学出版局、 98～ 99頁 。ISBN 978-0-521-45506-0。
  49. ^フィリップス、KJH (1995). 『太陽へのガイド』ケンブリッジ大学出版局pp.  78– 79. ISBN 978-0-521-39788-9。
  50. ^ 「反時計回りの太陽系」オーストラリア宇宙アカデミー。2020年8月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2020年7月2日閲覧。
  51. ^ Guinan, Edward F.; Engle, Scott G. (2009年6月).時間の中で見る太陽：太陽と太陽型恒星の年齢、自転、磁気活動、そしてその周囲を周回する惑星への影響. 星の年齢, 国際天文学連合シンポジウム議事録. 第258巻. pp.  395– 408. arXiv : 0903.4148 . Bibcode : 2009IAUS..258..395G . doi : 10.1017/S1743921309032050 .
  52. ^ Pantolmos, George; Matt, Sean P. (2017年11月). 「太陽型および低質量星の磁気ブレーキ：コロナ温度への依存性」 . The Astrophysical Journal . 849 (2). id. 83. arXiv : 1710.01340 . Bibcode : 2017ApJ...849...83P . doi : 10.3847/1538-4357/aa9061 .
  53. ^フォサット、E.;ブーミエ、P.コーバード、T.プロボスト、J.サラベール、D.シュミダー、FX;ガブリエル、ああ。グレック、G.ルノー、C.ロビロット、JM。ロカ＝コルテス、T. Turck-Chièze、S.ウルリッヒ、英国;ラズレック、M. (2017 年 8 月)。 「漸近 g モード: 太陽核の急速な回転の証拠」。天文学と天体物理学。604 . ID。 A40。arXiv : 1708.00259。ビブコード: 2017A&A...604A..40F。土井：10.1051/0004-6361/201730460。
  54. ^ Darling, Susannah (2017年8月1日). 「ESAとNASAのSOHOが急速に回転する太陽核を発見」 NASA . 2024年6月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月31日閲覧。
  55. ^ a b Lodders, Katharina (2003年7月10日). 「太陽系における元素の存在量と凝縮温度」(PDF) . The Astrophysical Journal . 591 (2): 1220– 1247. Bibcode : 2003ApJ...591.1220L . CiteSeerX 10.1.1.666.9351 . doi : 10.1086/375492 . S2CID 42498829. 2015年11月7日時点のオリジナル(PDF)からアーカイブ。 2015年9月1日閲覧。  Lodders, K. (2003). 「元素の存在量と凝縮温度」(PDF) . Meteoritics & Planetary Science . 38 (suppl): 5272. Bibcode : 2003M&PSA..38.5272L . 2011年5月13日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2008年8月3日閲覧.
  56. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004).恒星内部：物理的原理、構造、進化（第2版）. Springer . pp.  19– 20. ISBN 978-0-387-20089-7。
  57. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004).恒星内部：物理的原理、構造、進化（第2版）. Springer . pp.  77– 78. ISBN 978-0-387-20089-7。
  58. ^ Hansen, CJ; Kawaler, SA; Trimble, V. (2004).恒星内部：物理的原理、構造、進化（第2版）. Springer . § 9.2.3. ISBN 978-0-387-20089-7。
  59. ^ Iben, Icko Jnr. (1965年11月). 「恒星の進化. II.主系列から中心核ヘリウム燃焼までの3M☉星の進化」.アストロフィジカル・ジャーナル. 142 : 1447. Bibcode : 1965ApJ...142.1447I . doi : 10.1086/148429 .
  60. ^ Aller, LH (1968). 「太陽と太陽系の化学組成」 .オーストラリア天文学会紀要. 1 (4): 133. Bibcode : 1968PASA....1..133A . doi : 10.1017/S1323358000011048 . S2CID 119759834 . 
  61. ^ Basu, S.; Antia, HM (2008). 「太陽震学と太陽存在量」. Physics Reports . 457 ( 5–6 ): 217– 283. arXiv : 0711.4590 . Bibcode : 2008PhR...457..217B . doi : 10.1016/j.physrep.2007.12.002 . S2CID 119302796 . 
  62. ^ a b García, R.; et al. (2007). 「太陽重力モードの追跡：太陽核のダイナミクス」. Science . 316 ( 5831): 1591– 1593. Bibcode : 2007Sci...316.1591G . doi : 10.1126/science.11 ​​40598. PMID 17478682. S2CID 35285705 .  
  63. ^ Basu, Sarbani; Chaplin, William J.; Elsworth, Yvonne; New, Roger; Serenelli, Aldo M. (2009). 「太陽核の構造に関する新たな知見」. The Astrophysical Journal . 699 (2): 1403– 1417. arXiv : 0905.0651 . Bibcode : 2009ApJ...699.1403B . doi : 10.1088/0004-637X/69​​9/2/1403 . S2CID 11044272 . 
  64. ^ a b c d e f g「NASA​​/Marshall Solar Physics」マーシャル宇宙飛行センター。2007年1月18日。2019年3月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年7月11日閲覧。
  65. ^ Broggini, C. (2003). Physics in Collision, Proceedings of the XXIII International Conference: Nuclear Processes at Solar Energy . XXIII Physics in Collisions Conference. Zeuthen, Germany. p. 21. arXiv : astro-ph/0308537 . Bibcode : 2003phco.conf...21B . 2017年4月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2013年8月12日閲覧。
  66. ^ Goupil, MJ; Lebreton, Y.; Marques, JP; Samadi, R.; Baudin, F. (2011). 「太陽型振動主系列星の内部探査における未解決課題 1. 太陽からほぼ太陽系外まで」. Journal of Physics: Conference Series . 271 (1) 012031. arXiv : 1102.0247 . Bibcode : 2011JPhCS.271a2031G . doi : 10.1088/1742-6596/271/1/012031 . S2CID 4776237 . 
  67. ^ The Borexino Collaboration (2020). 「太陽のCNO核融合サイクルで生成されるニュートリノの実験的証拠」 . Nature . 587 (?): 577– 582. arXiv : 2006.15115 . Bibcode : 2020Natur.587..577B . doi : 10.1038/s41586-020-2934-0 . PMID : 33239797. S2CID : 227174644. 2020年11月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年11月26日閲覧。  
  68. ^ a b cフィリップス、KJH (1995). 『太陽へのガイド』ケンブリッジ大学出版局pp.  47– 53. ISBN 978-0-521-39788-9。
  69. ^ジルカー, JB (2002). 『太陽の中心からの旅』プリンストン大学出版局. pp.  15–34 . ISBN 978-0-691-05781-1。
  70. ^ Shu, FH (1982). 『物理的宇宙：天文学入門』 University Science Books. p.  102. ISBN 978-0-935702-05-7。
  71. ^ 「Ask Us: Sun」 . Cosmicopia . NASA. 2012年. 2018年9月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年7月13日閲覧。
  72. ^ Cohen, H. (1998年11月9日). 「太陽の半径別の温度、電力密度、光度表」 . Contemporary Physics Education Project. 2001年11月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2011年8月30日閲覧。
  73. ^ 「Lazy Sunは堆肥よりもエネルギーが低い」オーストラリア放送協会、2012年4月17日。2014年3月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。2014年2月25日閲覧。
  74. ^ Haubold, HJ; Mathai, AM (1994). 「太陽核エネルギー生成と塩素太陽ニュートリノ実験」. AIP会議論文集. 320 (1994): 102– 116. arXiv : astro-ph/9405040 . Bibcode : 1995AIPC..320..102H . CiteSeerX 10.1.1.254.6033 . doi : 10.1063/1.47009 . S2CID 14622069 .  
  75. ^ a b c d「太陽」。NASAのワールドブック。NASA。2013年5月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2012年10月10日閲覧。
  76. ^ Tobias, SM (2005). 「太陽タコクライン：形成、安定性、そして太陽ダイナモにおけるその役割」 Soward, AM; et al. (eds.). 『流体力学とダイナモ in Astrophysics and Geophysics』CRC Press pp.  193– 235. ISBN 978-0-8493-3355-2. 2020年10月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年8月22日閲覧。
  77. ^ Mullan, DJ (2000). 「太陽物理学：深部から高温コロナまで」 . Page, D.; Hirsch, JG (編). 『太陽からグレートアトラクターまで』 . Springer . p. 22. ISBN 978-3-540-41064-5. 2021年4月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年8月22日閲覧。
  78. ^カミデ・Y.; キアン・A. 編 (2007).太陽地球環境ハンドブック. ベルリン、ハイデルベルク: シュプリンガー・ベルリン・ハイデルベルク. pp.  55– 93. doi : 10.1007/978-3-540-46315-3_3 . ISBN 978-3-540-46314-6。
  79. ^ Cravens, Thomas E. (1997).太陽系プラズマの物理学. ケンブリッジ: ケンブリッジ大学出版局. doi : 10.1017/CBO9780511529467 . ISBN 978-0-511-52946-7。
  80. ^ 「太陽圏の構成要素」 NASA、2013年1月25日。2025年4月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2025年4月8日閲覧。
  81. ^ Solanki, Sami K; Inhester, Bernd; Schüssler, Manfred (2006年3月1日). 「太陽磁場」.物理学の進歩に関する報告. 69 (3): 563– 668. arXiv : 1008.0771 . Bibcode : 2006RPPh...69..563S . doi : 10.1088/0034-4885/69/3/R02 .
  82. ^ a b c d e f Abhyankar, KD (1977). 「太陽大気モデルの概観」 Bulletin of the Astronomical Society of India . 5 : 40– 44. Bibcode : 1977BASI....5...40A . 2020年5月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年7月12日閲覧。
  83. ^ギブソン、エドワード・G. (1973).静かな太陽 (NASA SP-303) . NASA. ASIN B0006C7RS0 . 
  84. ^ Shu, FH (1991).天体物理学の物理学. 第1巻. 大学科学図書. ISBN 978-0-935702-64-4。
  85. ^ Rast, M.; Nordlund, Å.; Stein, R.; Toomre, J. (1993). 「3次元太陽粒状化シミュレーションにおけるイオン化効果」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 408 (1): L53–L56.書誌コード: 1993ApJ...408L..53R . doi : 10.1086/186829 .
  86. ^ Solanki, SK; Livingston, W.; Ayres, T. (1994). 「太陽彩層の闇の核心に新たな光」. Science . 263 ( 5143): 64– 66. Bibcode : 1994Sci...263...64S . doi : 10.1126/science.263.5143.64 . PMID 17748350. S2CID 27696504 .  
  87. ^ a b c Hansteen, VH; Leer, E.; Holzer, TE (1997). 「太陽外層大気におけるヘリウムの役割」 . The Astrophysical Journal . 482 (1): 498– 509. Bibcode : 1997ApJ...482..498H . doi : 10.1086/304111 .
  88. ^ a b c d e f g Erdèlyi, R.; Ballai, I. (2007). 「太陽コロナと恒星コロナの加熱：レビュー」 . Astron. Nachr . 328 (8): 726– 733. Bibcode : 2007AN....328..726E . doi : 10.1002/asna.200710803 .
  89. ^ a b c d e Dwivedi, BN (2006). 「私たちの紫外線太陽」(PDF) . Current Science 91 ( 5): 587– 595. 2020年10月25日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2015年3月22日閲覧。
  90. ^ a b c d e Russell, CT (2001). 「太陽風と惑星間磁場：チュートリアル」(PDF) . Song, Paul; Singer, Howard J.; Siscoe, George L. (編). Space Weather (Geophysical Monograph) . American Geophysical Union . pp.  73– 88. ISBN 978-0-87590-984-4. 2018年10月1日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） . 2009年7月11日閲覧。
  91. ^ Cranmer, Steven R.; Chhiber, Rohit; Gilly, Chris R.; Cairns, Iver H.; Colaninno, Robin C.; McComas, David J.; Raouafi, Nour E.; Usmanov, Arcadi V.; Gibson, Sarah E.; DeForest, Craig E. (2023年11月). 「太陽のアルヴェン面：コロナと太陽圏を統合する偏光計（PUNCH）に関する最近の知見と展望」. Solar Physics . 298 (11): 126. arXiv : 2310.05887 . Bibcode : 2023SoPh..298..126C . doi : 10.1007/s11207-023-02218-2 .
  92. ^ Kasper, JC; Klein, KG; Lichko, E.; Huang, Jia; Chen, CHK; Badman, ST; Bonnell, J.; Whittlesey, PL; Livi, R.; Larson, D.; Pulupa, M.; Rahmati, A.; Stansby, D.; Korreck, KE; Stevens, M.; Case, AW; Bale, SD; Maksimovic, M.; Moncuquet, M.; Goetz, K.; Halekas, JS; Malaspina, D.; Raouafi, Nour E.; Szabo, A.; MacDowall, R.; Velli, Marco; Dudok de Wit, Thierry; Zank, GP (2021年12月14日). 「パーカー太陽探査機、磁気支配の太陽コロナに進入」. Physical Review Letters . 127 (25) 255101. Bibcode : 2021PhRvL.127y5101K . doi : 10.1103/PhysRevLett.127.255101 . hdl : 10150/663300 . PMID 35029449 . 
  93. ^ Hatfield, Miles (2021年12月13日). 「NASA​​、初めて太陽大気圏に突入」 NASA . 2021年12月27日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年7月30日閲覧。パブリックドメインこの記事には、パブリック ドメインであるこのソースからのテキストが組み込まれています。
  94. ^ Liu, Ying D.; Chen, Chong; Stevens, Michael L.; Liu, Mingzhe (2021年2月1日). 「パーカー太陽探査機観測による太陽風角運動量とアルヴェン半径の決定」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 908 (2): L41. arXiv : 2102.03376 . Bibcode : 2021ApJ...908L..41L . doi : 10.3847/2041-8213/abe38e .
  95. ^カツィカス, ヴァラディス; エクサルホス, ジョージ; ムーサス, クセノフォン (2010年8月). 「太陽の低速音速、アルヴェン、高速磁気音速遷移面の研究」.宇宙研究の進歩. 46 (4): 382– 390. Bibcode : 2010AdSpR..46..382K . doi : 10.1016/j.asr.2010.05.003 .
  96. ^ Wexler, David B.; Stevens, Michael L.; Case, Anthony W.; Song, Paul (2021年10月1日). 「太陽コロナにおけるアルヴェン速度遷移領域」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 919 (2): L33. Bibcode : 2021ApJ...919L..33W . doi : 10.3847/2041-8213/ac25fa .
  97. ^ Parker, EN (2007). 「太陽風」. 上出洋介・Abraham C.-L. Chian (編).太陽地球環境ハンドブック. ベルリン: Springer. Bibcode : 2007hste.book.....K . doi : 10.1007/978-3-540-46315-3 . ISBN 978-3-540-46315-3。
  98. ^ 「2つの北極を持つ星」。Science @ NASA。NASA。2003年4月22日。 2009年7月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  99. ^ Riley, P.; Linker, JA; Mikić, Z. (2002). 「太陽圏電流シートのモデリング：太陽周期変動」 . Journal of Geophysical Research . 107 (A7): SSH 8–1. Bibcode : 2002JGRA..107.1136R . doi : 10.1029/2001JA000299 . CiteID 1136.
  100. ^ 「太陽圏の歪み：星間磁気コンパス」（プレスリリース）欧州宇宙機関（ESA）2005年。 2012年6月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年3月22日閲覧。
  101. ^ Landau, Elizabeth (2015年10月29日). 「ボイジャー1号、星間物質の謎を解明」（プレスリリース）.ジェット推進研究所. 2023年8月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  102. ^ 「Interstellar Mission」ジェット推進研究所. 2017年9月14日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年5月14日閲覧。
  103. ^ Dunbar, Brian (2015年3月2日). 「太陽圏の構成要素」 NASA . 2021年8月8日時点のオリジナルよりアーカイブ。2021年3月20日閲覧。
  104. ^ 「太陽は何色？」 Universe Today . 2016年5月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年5月23日閲覧。
  105. ^ 「太陽は何色？」スタンフォード太陽センター。2017年10月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2016年5月23日閲覧。
  106. ^ Wilk, SR (2009). 「黄色い太陽のパラドックス」 . Optics & Photonics News : 12–13 . 2012年6月18日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  107. ^ 「1978年から現在までの複合全太陽放射照度（TSI）時系列の構築」pmodwrc . 2006年5月24日. 2011年8月1日時点のオリジナルよりアーカイブ。2005年10月5日閲覧。
  108. ^ El-Sharkawi, Mohamed A. (2005).電気エネルギー. CRC Press. pp.  87– 88. ISBN 978-0-8493-3078-0。
  109. ^ Fu, Qiang (2003). 「放射線（太陽）」. Curry, Judith A.、Pyle, John A. (編).放射線（太陽） (PDF) .大気科学百科事典. Elsevier. pp.  1859– 1863. doi : 10.1016/B0-12-227090-8/00334-1 . ISBN 978-0-12-227090-1. 2012年11月1日時点のオリジナル（PDF）からアーカイブ。2012年12月29日閲覧。
  110. ^ 「基準太陽スペクトル放射照度：エアマス1.5」NREL。2019年5月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年11月12日閲覧。
  111. ^フィリップス、KJH (1995). 『太陽へのガイド』ケンブリッジ大学出版局pp.  14– 15, 34– 38. ISBN 978-0-521-39788-9。
  112. ^ Barsh, GS (2003). 「人間の肌の色の変異を制御するものは何か？」. PLOS Biology . 1 (1) e7. doi : 10.1371/journal.pbio.0000027 . PMC 212702. PMID 14551921 .  
  113. ^ 「古代の太陽光」。テクノロジー・スルー・タイム。NASA。2007年。 2009年5月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年6月24日閲覧。
  114. ^ Stix, M. (2003). 「太陽におけるエネルギー輸送の時間スケールについて」. Solar Physics . 212 (1): 3– 6. Bibcode : 2003SoPh..212....3S . doi : 10.1023/A:1022952621810 . S2CID 118656812 . 
  115. ^ Schlattl, H. (2001). 「太陽ニュートリノ問題に対する3フレーバー振動解」. Physical Review D. 64 ( 1) 013009. arXiv : hep-ph/0102063 . Bibcode : 2001PhRvD..64a3009S . doi : 10.1103/PhysRevD.64.013009 . S2CID 117848623 . 
  116. ^ Charbonneau, P. (2014). 「太陽ダイナモ理論」 . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 52 : 251–290 . Bibcode : 2014ARA&A..52..251C . doi : 10.1146/annurev-astro-081913-040012 . S2CID 17829477 . 
  117. ^ジルカー, JB (2002). 『太陽の中心からの旅』プリンストン大学出版局. pp.  119–120 . ISBN 978-0-691-05781-1。
  118. ^ラング、ケネス・R. (2008).宇宙から見た太陽.シュプリンガー・フェアラーク. p. 75. ISBN 978-3-540-76952-1。
  119. ^ 「10年ぶりの巨大太陽黒点」ゴダード宇宙飛行センター、2001年3月30日。 2007年8月23日時点のオリジナルよりアーカイブ。2009年7月10日閲覧。
  120. ^ Hale, GE; Ellerman, F.; Nicholson, SB; Joy, AH (1919). 「太陽黒点の磁気極性」 . The Astrophysical Journal . 49 : 153. Bibcode : 1919ApJ....49..153H . doi : 10.1086/142452 .
  121. ^ 「NASA​​の衛星が新たな太陽活動周期の始まりを捉える」 PhysOrg 、 2008年1月4日。2008年4月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年7月10日閲覧。
  122. ^ 「太陽が磁場を反転」 CNN、2001年2月16日。2015年1月21日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年7月11日閲覧。
  123. ^ Phillips, T. (2001年2月15日). 「太陽が反転する」 NASA. 2009年5月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年7月11日閲覧。
  124. ^ジルカー, JB (2002). 『太陽の中心からの旅』プリンストン大学出版局. pp.  120–127 . ISBN 978-0-691-05781-1。
  125. ^ Nandy, Dibyendu; Martens, Petrus CH; Obridko, Vladimir; Dash, Soumyaranjan; Georgieva, Katya (2021年7月5日). 「太陽の進化と極値：長期的な太陽変動とその惑星への影響に関する理解の現状」 . Progress in Earth and Planetary Science . 8 (1): 40. Bibcode : 2021PEPS....8...40N . doi : 10.1186/s40645-021-00430-x . ISSN 2197-4284 . 
  126. ^ Willson, RC; Hudson, HS (1991). 「太陽活動周期全体における太陽の光度」. Nature . 351 (6321): 42– 44. Bibcode : 1991Natur.351...42W . doi : 10.1038/351042a0 . S2CID 4273483 . 
  127. ^ Eddy, John A. (1976年6月). 「マウンダー極小期」. Science . 192 ( 4245): 1189–1202 . Bibcode : 1976Sci...192.1189E . doi : 10.1126/science.192.4245.1189 . JSTOR 1742583. PMID 17771739. S2CID 33896851 .   
  128. ^ Lean, J. ; Skumanich, A.; White, O. (1992). 「マウンダー極小期における太陽の放射出力の推定」 . Geophysical Research Letters . 19 (15): 1591– 1594. Bibcode : 1992GeoRL..19.1591L . doi : 10.1029/92GL01578 . 2020年5月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年12月16日閲覧。
  129. ^ Mackay, RM; Khalil, MAK (2000). 「温室効果ガスと地球温暖化」 . Singh, SN (編).微量ガス排出と植物. Springer . pp.  1– 28. ISBN 978-0-7923-6545-7. 2021年4月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年11月3日閲覧。
  130. ^アルヴェン, H. (1947). 「磁気流体波と太陽コロナの加熱」 .王立天文学会月報. 107 (2): 211– 219. Bibcode : 1947MNRAS.107..211A . doi : 10.1093/mnras/107.2.211 .
  131. ^ Parker, EN (1988). 「ナノフレアと太陽X線コロナ」.アストロフィジカルジャーナル. 330 (1): 474. Bibcode : 1988ApJ...330..474P . doi : 10.1086/166485 .
  132. ^ Sturrock, PA; Uchida, Y. (1981). 「確率的磁気ポンピングによるコロナ加熱」. The Astrophysical Journal . 246 (1): 331. Bibcode : 1981ApJ...246..331S . doi : 10.1086/158926 . hdl : 2060/19800019786 .
  133. ^ジルカー、ジャック・B. (2002). 『太陽の中心からの旅』プリンストン大学出版局pp.  7– 8. ISBN 978-0-691-05781-1。
  134. ^ Amelin, Y.; Krot, A.; Hutcheon, I.; Ulyanov, A. (2002). 「コンドリュールおよびカルシウム・アルミニウムに富む包有物の鉛同位体年代」. Science . 297 ( 5587): 1678– 1683. Bibcode : 2002Sci...297.1678A . doi : 10.1126/science.1073950 . PMID 12215641. S2CID 24923770 .  
  135. ^ Baker, J.; Bizzarro, M.; Wittig, N.; Connelly, J.; Haack, H. (2005). 「分化隕石における4.5662 Gyr以降の微惑星の早期融解」Nature . 436 ( 7054): 1127– 1131. Bibcode : 2005Natur.436.1127B . doi : 10.1038/nature03882 . PMID 16121173. S2CID 4304613 .  
  136. ^ Williams, J. (2010). 「太陽誕生の天体物理学的環境」. Contemporary Physics . 51 (5): 381– 396. arXiv : 1008.2973 . Bibcode : 2010ConPh..51..381W . CiteSeerX 10.1.1.740.2876 . doi : 10.1080/00107511003764725 . S2CID 118354201 .  
  137. ^ Glozman, Igor (2022). 「太陽系の形成」 .ハイライン・カレッジ. ワシントン州デモイン. 2023年3月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年1月16日閲覧。
  138. ^ Greaves, Jane S. (2005年1月7日). 「恒星の周りの円盤と惑星系の成長」 . Science . 307 (5706): 68– 71. doi : 10.1126/science.11 ​​01979. ISSN 0036-8075 . 
  139. ^ Jones, Andrew Zimmerman (2019年5月30日). 「星はどのようにしてすべての元素を作るのか」 . ThoughtCo . 2023年7月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年1月16日閲覧。
  140. ^ 「天文学者、太陽の兄弟星「HD 162826」を発見「ネイチャーワールドニュース」2014年5月9日。2016年3月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年1月16日閲覧。
  141. ^ウィリアムズ、マット（2018年11月21日）「天文学者、太陽の兄弟星の一つを発見。数十億年前に同じ太陽系星雲から生まれた」。ユニバース・トゥデイ。2023年3月26日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年10月7日閲覧。
  142. ^ゴールドスミス, D.; オーウェン, T. (2001).宇宙における生命の探究. 大学科学図書. p. 96. ISBN 978-1-891389-16-0. 2020年10月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。2020年8月22日閲覧。
  143. ^ 「ESAのガイアミッション、太陽の過去と未来に新たな光を当てる」。Sci.News ：科学ニュース速報。2022年8月12日。 2023年4月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年8月15日閲覧。
  144. ^ a b cキャロル、ブラッドリー・W.; オストリー、ダル・A. (2017). 『現代天体物理学入門（第2版）』ケンブリッジ大学出版局（イギリス）. pp. 350, 447, 448, 457. ISBN 978-1-108-42216-1。
  145. ^ Kollipara, Puneet (2014年1月22日). 「地球は思ったほど早く死なない」 . Science . 2020年11月12日時点のオリジナルよりアーカイブ。2015年5月24日閲覧。
  146. ^ Snyder-Beattie, Andrew E.; Bonsall, Michael B. (2022年3月30日). 「大災害リスクは、ありそうもない進化的転換を加速させる可能性がある」. Proceedings of the Royal Society B. 289 ( 1971) 20212711. doi : 10.1098/rspb.2021.2711 . PMC 8965398. PMID 35350860 .  
  147. ^ Redd, Nola Taylor. 「赤色巨星：事実、定義、そして太陽の未来」 . space.com . 2016年2月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2016年2月20日閲覧。
  148. ^ a b c d e f g h Schröder, K.-P.; Connon Smith, R. (2008). 「太陽と地球の遠い未来の再考」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 386 (1): 155– 163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 . 
  149. ^ Boothroyd, Arnold I.; Sackmann, I.-Juliana (1999年1月1日) [1995年12月19日]. 「CNO同位体：赤色巨星の深部循環と第一および第二のドレッジアップ」 . The Astrophysical Journal . 510 (1). The American Astronomical Society (AAS), The Institute of Physics (IOP): 232– 250. arXiv : astro-ph/9512121 . Bibcode : 1999ApJ...510..232B . doi : 10.1086/306546 . S2CID 561413. 2024年4月4日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年4月4日閲覧。 
  150. ^テイラー、デイヴィッド。「太陽の終焉」ノースウェスタン大学。2019年5月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2015年5月24日閲覧。
  151. ^ Vassiliadis, E.; Wood, PR (1993). 「漸近巨星枝の終点までの低質量・中質量星の質量損失を伴う進化」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ...413..641V . doi : 10.1086/173033 .
  152. ^ Sackmann, I.-J.; Boothroyd, A.I.; Kraemer, KE (1993). 「私たちの太陽 III. 現在と未来」. The Astrophysical Journal . 418 : 457– 468. Bibcode : 1993ApJ...418..457S . doi : 10.1086/173407 .
  153. ^ Gesicki, K.; Zijlstra, AA; Miller Bertolami, MM (2018). 「惑星状星雲の光度関数における明るいカットオフの謎の年齢不変性」Nature Astronomy . 2 (7): 580– 584. arXiv : 1805.02643 . Bibcode : 2018NatAs...2..580G . doi : 10.1038/s41550-018-0453-9 .
  154. ^ Bloecker, T. (1995). 「低質量・中質量星の恒星進化 I. AGBにおける質量損失と恒星進化への影響」天文学と天体物理学. 297 : 727. Bibcode : 1995A&A...297..727B .
  155. ^ Bloecker, T. (1995). 「低質量・中質量星の恒星進化 II. AGB後進化」.天文学と天体物理学. 299 : 755. Bibcode : 1995A&A...299..755B .
  156. ^クリステンセン=ダルスゴー、ヨルゲン (2021). 「太陽の構造と進化」。太陽物理学における生きたレビュー。18 (2) 2. arXiv : 2007.06488。Bibcode : 2021LRSP...18....2C。土井：10.1007/s41116-020-00028-3。
  157. ^ Johnson-Groh, Mara (2020年8月25日). 「宇宙の終わりは『黒色矮星超新星』の爆発によって示されるかもしれない」 . Live Science . 2023年6月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2023年11月24日閲覧。
  158. ^ルイス、ジョン編 (2004).太陽系の物理と化学(第2版). エルゼビア. p. 265. ISBN 978-0-08-047012-2。
  159. ^ Jose, Paul D. (1965年4月). 「太陽の運動と黒点」(PDF) . The Astronomical Journal . 70 (3): 193– 200. Bibcode : 1965AJ.....70..193J . doi : 10.1086/109714 . 2020年3月22日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2020年3月22日閲覧。
  160. ^ Charvátová, I. (2000). 「太陽活動の2400年周期の起源は太陽の慣性運動によるものか？」の図2を参照。Annales Geophysicae . 18 (4): 399– 405. Bibcode : 2000AnGeo..18..399C . doi : 10.1007/s00585-000-0399-x . 2024年9月19日時点のオリジナルよりアーカイブ。2025年4月27日閲覧。
  161. ^ Paul Jose (1965年4月). "Sun's Motion and Sunspots" (PDF) . The Astronomical Journal . 70 : 193–200 . Bibcode : 1965AJ.....70..193J . doi : 10.1086/109714 . 2020年3月22日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2020年3月22日閲覧。24°という値は(360)(15 J − 6 S)/(S − J)から得られます。ここで、SとJはそれぞれ土星と木星の周期です。
  162. ^ Zharkova, VV; Shepherd, SJ; Zharkov, SI; Popova, E. (2020年3月4日). 「撤回通知：千年スケールにおける太陽磁場と太陽放射照度のベースラインの振動」. Scientific Reports . 10 (1): 4336. Bibcode : 2020NatSR..10.4336Z . doi : 10.1038/s41598-020-61020-3 . PMC 7055216. PMID 32132618 .  
  163. ^ Encrenaz, T. ; Bibring, JP; Blanc, M.; Barucci, MA; Roques, F.; Zarka, PH (2004). 『太陽系』（第3版）. Springer. p. 1.
  164. ^ Torres, S.; Cai, MX; Brown, AGA; Portegies Zwart, S. (2019年9月). 「オールトの雲における銀河潮汐と局所恒星摂動：星間彗星の生成」. Astronomy & Astrophysics . 629 : 13. arXiv : 1906.10617 . Bibcode : 2019A&A...629A.139T . doi : 10.1051/0004-6361/201935330 . S2CID 195584070. A139. 
  165. ^ Norman, Neil (2020年5月). 「最近の10大彗星」 . BBC Sky at Night Magazine . 2022年1月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2022年4月10日閲覧。
  166. ^ Chebotarev, GA (1963年1月1日). 「主要惑星、月、太陽の重力球」 . Astronomicheskii Zhurnal . 40 : 812. Bibcode : 1964SvA.....7..618C . ISSN 0004-6299 . 2024年5月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月6日閲覧。 
  167. ^ Swaczyna, Paweł; Schwadron, Nathan A.; Möbius, Eberhard; Bzowski, Maciej; Frisch, Priscilla C.; Linsky, Jeffrey L.; McComas, David J.; Rahmanifard, Fatemeh; Redfield, Seth; Winslow, Réka M.; Wood, Brian E.; Zank, Gary P. (2022年10月1日). 「太陽を取り囲む星間雲の混合」 .アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 937 (2): L32:1–2. arXiv : 2209.09927 . Bibcode : 2022ApJ...937L..32S . doi : 10.3847/2041-8213/ac9120 . ISSN 2041-8205 . 
  168. ^ Linsky, Jeffrey L.; Redfield, Seth; Tilipman, Dennis (2019年11月). 「外縁太陽圏と内縁局所恒星間雲の境界面：局所恒星間雲の形態、水素ホール、ストロームグレン殻、そして60Fe集積」 . The Astrophysical Journal . 886 (1): 19. arXiv : 1910.01243 . Bibcode : 2019ApJ...886...41L . doi : 10.3847/1538-4357/ab498a . S2CID 203642080. 41. 
  169. ^ Anglada-Escudé, Guillem; Amado, Pedro J.; Barnes, John; et al. (2016). 「プロキシマ・ケンタウリ周辺の温帯軌道を周回する地球型惑星候補」 . Nature . 536 ( 7617): 437– 440. arXiv : 1609.03449 . Bibcode : 2016Natur.536..437A . doi : 10.1038/nature19106 . PMID 27558064. S2CID 4451513 .  
  170. ^ a b Linsky, Jeffrey L.; Redfield, Seth; Tilipman, Dennis (2019年11月20日). 「外縁太陽圏と内縁局所恒星間雲の境界面：局所恒星間雲の形態、水素ホール、ストロームグレン殻、そして 60 Fe 集積*」 .アストロフィジカル・ジャーナル. 886 (1): 41. arXiv : 1910.01243 . Bibcode : 2019ApJ...886...41L . doi : 10.3847/1538-4357/ab498a . ISSN 0004-637X . S2CID 203642080 .  
  171. ^ Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A .; Alves, João; et al. (2022年1月). 「太陽近傍の星形成は局所バブルの膨張によって引き起こされる」 . Nature . 601 (7893): 334– 337. arXiv : 2201.05124 . Bibcode : 2022Natur.601..334Z . doi : 10.1038/ s41586-021-04286-5 . ISSN 1476-4687 . PMID 35022612. S2CID 245906333 .   
  172. ^ Alves, João; Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A.; Speagle, Joshua S.; Meingast, Stefan; Robitaille, Thomas; Finkbeiner, Douglas P.; Schlafly, Edward F.; Green, Gregory M. (2020年1月23日). 「太陽系近傍における銀河規模のガス波」. Nature . 578 (7794): 237– 239. arXiv : 2001.08748v1 . Bibcode : 2020Natur.578..237A . doi : 10.1038/s41586-019-1874- z . PMID 31910431. S2CID 210086520 .  
  173. ^ McKee, Christopher F.; Parravano, Antonio; Hollenbach, David J. (2015年11月). 「太陽系近傍の恒星、ガス、そして暗黒物質」. The Astrophysical Journal . 814 (1): 24. arXiv : 1509.05334 . Bibcode : 2015ApJ...814...13M . doi : 10.1088/0004-637X/814/1/13 . S2CID 54224451. 13. 
  174. ^ Alves, João; Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A. ; et al. (2020). 「太陽近傍における銀河規模のガス波」. Nature . 578 (7794): 237– 239. arXiv : 2001.08748 . Bibcode : 2020Natur.578..237A . doi : 10.1038/s41586-019-1874-z . PMID 31910431 . S2CID 210086520 .  
  175. ^ Mamajek, Eric E.; Barenfeld, Scott A.; Ivanov, Valentin D.; Kniazev, Alexei Y.; Väisänen, Petri; Beletsky, Yuri; Boffin, Henri MJ (2015年2月). 「太陽系への最も接近した恒星のフライバイ」. The Astrophysical Journal Letters . 800 (1): 4. arXiv : 1502.04655 . Bibcode : 2015ApJ...800L..17M . doi : 10.1088/2041-8205/800/1/L17 . S2CID 40618530 . L17. 
  176. ^ Raymond, Sean N.; et al. (2024年1月). 「太陽系の将来の軌道：100 au以内の恒星遭遇の動的シミュレーション」 . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 527 (3): 6126– 6138. arXiv : 2311.12171 . Bibcode : 2024MNRAS.527.6126R . doi : 10.1093/mnras/stad3604 .
  177. ^ 「今月のスターチャイルドの質問 – 太陽は天の川銀河の周りを移動しますか？」 NASA 2000年2月。2023年10月30日時点のオリジナルよりアーカイブ。
  178. ^ Currin, Grant (2020年8月30日). 「銀河の1年の長さはどれくらいか？」 Live Science . 2023年11月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2023年11月25日閲覧。
  179. ^ a b Leong, S. (2002).太陽の銀河周回軌道周期（宇宙年） . The Physics Factbook. 2011年8月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。2007年5月10日閲覧。
  180. ^レイモ、チェット（1990年）『365の星降る夜：一年のあらゆる夜のための天文学入門』タッチストーン社、ISBN 978-0-671-76606-1。
  181. ^ Schulreich, MM; Feige, J.; Breitschwerdt, D. (2023年12月1日). 「地球上の放射性同位元素シグネチャーと局所バブルの形成との関連性に関する数値的研究。II. 太陽系近傍における過去の超新星活動の痕跡としての星間26Al、53Mn、60Fe、および244Pu流入の高度なモデリング」 .天文学と天体物理学. 680 : A39. arXiv : 2309.13983 . Bibcode : 2023A&A...680A..39S . doi : 10.1051/0004-6361/202347532 . ISSN 0004-6361 . 2024年12月3日時点のオリジナルよりアーカイブ。2025年5月22日閲覧。 
  182. ^ B. Fuchs; et al. (2006). 「局所バブル再興の起源の探究」 . MNRAS . 373 (3): 993– 1003. arXiv : astro-ph/0609227 . Bibcode : 2006MNRAS.373..993F . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11044.x . S2CID 15460224 . 
  183. ^ムーア、パトリック、リース、ロビン (2014).パトリック・ムーアの天文学データブック. ケンブリッジ: ケンブリッジ大学出版局. ISBN 978-1-139-49522-6。
  184. ^ Gillman, M.; Erenler, H. (2008). 「銀河の絶滅サイクル」（PDF） . International Journal of Astrobiology . 7 (1): 17– 26. Bibcode : 2008IJAsB...7...17G . CiteSeerX 10.1.1.384.9224 . doi : 10.1017/S1473550408004047 . S2CID 31391193. 2019年6月1日時点のオリジナルよりアーカイブ（PDF） . 2017年10月26日閲覧。  
  185. ^ Croswell, Ken (2008). 「天の川銀河は近隣の銀河をしっかりと捉えている」 . New Scientist . 199 (2669): 8. doi : 10.1016/S0262-4079(08)62026-6 . 2020年5月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2017年9月15日閲覧。
  186. ^ガーリック、MA (2002). 『太陽系の物語』ケンブリッジ大学出版局46ページ . ISBN 978-0-521-80336-6。
  187. ^ Kogut , A.; et al. (1993). "Dipole Anisotropy in the COBE Differential Microwave Radiometers First-Year Sky Maps". The Astrophysical Journal . 419 (1993): 1. arXiv : astro-ph/9312056 . Bibcode : 1993ApJ...419....1K . doi : 10.1086/173453 .
  188. ^ホーソーン、ハンナ（2022年）『誕生日の魔法』ニューヨーク：ペンギン社、103ページ。ISBN 978-0-593-53854-8。
  189. ^シン、マダンジート (1993).ザ・サン. ニューヨーク: エイブラムス. p. 305. ISBN 978-0-8109-3838-0。
  190. ^レバリントン、デイヴィッド (2003).バビロンからボイジャー、そしてその先へ：惑星天文学の歴史.ケンブリッジ大学出版局. pp.  6– 7. ISBN 978-0-521-80840-8。
  191. ^ Sider, D. (1973). 「アナクサゴラスの太陽の大きさについて」.古典文献学. 68 (2): 128– 129. doi : 10.1086/365951 . JSTOR 269068. S2CID 161940013 .  
  192. ^ Goldstein, BR (1967). 「アラビア語版プトレマイオスの惑星仮説」アメリカ哲学会報. 57 (4): 9– 12. doi : 10.2307/1006040 . JSTOR 1006040 . 
  193. ^スタール、ウィリアム・ハリス (1945). 「ギリシャの地動説とその放棄」.アメリカ哲学協会紀要. 76 : 321–332 . doi : 10.2307/283344 . ISSN 0065-9711 . JSTOR 283344 .  
  194. ^ Toomer, GJ (2016年3月7日). 「セレウコス（5）、セレウケイアの天文学者」.オックスフォード古典研究百科事典. オックスフォード大学出版局. doi : 10.1093/acrefore/9780199381135.013.5799 . ISBN 978-0-19-938113-5. 2024年5月27日閲覧。
  195. ^ Fraknoi, Andrew; Morrison, David; Wolff, Sidney (2022年3月9日). 「2.4 現代天文学の誕生」 . Astronomy 2e . OpenStax. 2025年2月9日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月27日閲覧。
  196. ^ Ead, Hamed A. (1998). 「医師としてのアヴェロエス」カイロ大学. 2024年5月27日閲覧。
  197. ^ “ガリレオ・ガリレイ (1564–1642)” . BBC. 2018年9月29日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年3月22日閲覧。
  198. ^シンガー、C. (1959). 『1900年までの科学的思想の小史』オックスフォード大学出版局. p. 151.
  199. ^ロナン、C. (1983). 「アラビアの科学」.ケンブリッジ図解世界科学史. ケンブリッジ大学出版局. pp.  201– 244.213～214ページ。
  200. ^ロッシ、エリザベッタ (2024).宇宙の大きさを明らかにする：ジョヴァンニ・ドメニコ・カッシーニによる地球・太陽間距離の初の正確な測定(PDF) . FedOA – フェデリコ2世大学出版局. doi : 10.6093/978-88-6887-277-9 .
  201. ^ゴールドスタイン、バーナード・R.（1972年3月）. 「中世天文学における理論と観測」. Isis . 63 (1): 39–47 [44]. Bibcode : 1972Isis...63...39G . doi : 10.1086/350839 . S2CID 120700705 . 
  202. ^ Chapman, Allan (2005年4月). Kurtz, DW (編). Jeremiah Horrocks, William Crabtree, and the Lancashire observations of the transit of Venus of 1639 . Transits of Venus: New Views of the Solar System and Galaxy, Proceedings of IAU Colloquium #196, held 7–11 June 2004 in Preston, UK Proceedings of the International Astronomical Union . Vol. 2004. Cambridge: Cambridge University Press. pp.  3– 26. Bibcode : 2005tvnv.conf....3C . doi : 10.1017/S1743921305001225 .
  203. ^ Teets, Donald (2003年12月). 「金星の通過と天文単位」(PDF) . Mathematics Magazine . 76 (5): 335– 348. doi : 10.1080/0025570X.2003.11953207 . JSTOR 3654879. S2CID 54867823. 2022年2月3日時点のオリジナル( PDF)からのアーカイブ。 2022年4月3日閲覧。  
  204. ^ 「サー・アイザック・ニュートン（1643–1727）」 BBCティーチ。2015年3月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年3月22日閲覧。
  205. ^ 「ハーシェルが赤外線を発見」 Cool Cosmos. 2012年2月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年3月22日閲覧。
  206. ^ Wolfschmidt, Gudrun (1998). 「コロナ観測のための機器」 . Warner, Deborah Jean; Bud, Robert (編). 『科学機器の歴史百科事典』 . ロンドン科学博物館およびスミソニアン協会国立アメリカ歴史博物館. pp.  147– 148. ISBN 978-0-8153-1561-2。
  207. ^パーネル、C. 「ヘリウムの発見」セントアンドリュース大学。2015年11月7日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年3月22日閲覧。
  208. ^ a b Thomson, W. (1862). "On the Age of the Sun's Heat" . Macmillan's Magazine . 5 : 388–393 . 2006年9月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年8月25日閲覧。
  209. ^ステイシー、フランク・D. (2000). 「ケルビンの地球年齢パラドックス再考」 .地球物理学研究ジャーナル. 105 (B6): 13155– 13158. Bibcode : 2000JGR...10513155S . doi : 10.1029/2000JB900028 .
  210. ^ Lockyer, JN (1890). 「隕石仮説：宇宙システムの起源に関する分光学的調査の結果の記述」ロンドンおよびニューヨーク. Bibcode : 1890mhsr.book.....L .
  211. ^ Darden, L. (1998). 「科学的探究の本質」 . 2012年8月17日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年8月25日閲覧。
  212. ^ホーキング、SW (2001). 『宇宙を一言で表すと』 バンタム社. p. 12. ISBN 978-0-553-80202-3。
  213. ^ 「星の研究、相対性理論の検証：サー・アーサー・エディントン」宇宙科学誌、欧州宇宙機関、2005年。2012年10月20日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2007年8月1日閲覧。
  214. ^ Bethe, H.; Critchfield, C. (1938). 「陽子結合による重陽子の形成について」. Physical Review . 54 (10): 862. Bibcode : 1938PhRv...54Q.862B . doi : 10.1103/PhysRev.54.862.2 .
  215. ^ Bethe, H. (1939). 「恒星におけるエネルギー生成」 . Physical Review . 55 (1 ) : 434– 456. Bibcode : 1939PhRv...55..434B . doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID 17835673. S2CID 36146598 .  
  216. ^ Burbidge, EM; Burbidge, GR; Fowler, WA; Hoyle, F. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547– 650. Bibcode : 1957RvMP...29..547B . doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . 2018年7月23日時点のオリジナルよりアーカイブ(PDF) . 2020年4月12日閲覧。
  217. ^ Wade, M. (2008). 「Pioneer 6-7-8-9-E」 . Encyclopedia Astronautica . 2006年4月22日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年3月22日閲覧。
  218. ^ 「太陽系探査：ミッション：ターゲット別：太陽系：過去：パイオニア9号」 NASA 。 2012年4月2日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2010年10月30日閲覧。NASAは1983年5月までパイオニア9号との連絡を維持していた。
  219. ^ a b Burlaga, LF (2001). 「内太陽圏の磁場とプラズマ：ヘリオス観測結果」 .惑星・宇宙科学. 49 ( 14–15 ): 1619–1627 . Bibcode : 2001P&SS...49.1619B . doi : 10.1016/S0032-0633(01)00098-8 . 2020年7月13日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年8月25日閲覧。
  220. ^ Burkepile, CJ (1998). 「Solar Maximum Mission Overview」 . 2006年4月5日時点のオリジナルよりアーカイブ。2006年3月22日閲覧。
  221. ^ 「太陽X線観測衛星「ようこう」（SOLAR-A）の大気圏再突入結果について」（プレスリリース）宇宙航空研究開発機構2005年9月13日 。 2013年8月10日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年3月22日閲覧。
  222. ^ Gough, Evan (2018年2月26日). 「SOHOから見た太陽の22年」 . Universe Today . 2024年5月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年5月31日閲覧。
  223. ^ Atkinson, Nancy (2024年3月28日). 「Someone Just Found SOHO's 5,000th Comet」 . Universe Today . 2024年5月31日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2024年5月31日閲覧。
  224. ^ “Sungrazing Comets” . LASCO (米国海軍研究所). 2015年3月13日. 2015年5月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2009年3月19日閲覧。
  225. ^ JPL / CALTECH (2005). 「ユリシーズ：主要ミッション結果」 NASA. 2006年1月6日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2006年3月22日閲覧。
  226. ^ Calaway, MJ; Stansbery, Eileen K.; Keller, Lindsay P. (2009). 「Genesis capturing the Sun: Solar wind radiation at Lagrange 1」 . Nuclear Instruments and Methods in Physics Research B. 267 ( 7): 1101– 1108. Bibcode : 2009NIMPB.267.1101C . doi : 10.1016/j.nimb.2009.01.132 . 2020年5月11日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2019年7月13日閲覧。
  227. ^ White, TJ; Mainster, MA; Wilson, PW; Tips, JH (1971). 「太陽観測による脈絡網膜温度の上昇」.数理生物物理学会報. 33 (1): 1– 17. doi : 10.1007/BF02476660 . PMID 5551296 . 
  228. ^ Tso, MOM; La Piana, FG (1975). 「太陽を見つめた後のヒト中心窩」.米国眼科学耳鼻咽喉科学会誌. 79 (6): OP788–95. PMID 1209815 . 
  229. ^ Hope-Ross, MW; Mahon, GJ; Gardiner, TA; Archer, DB (1993). 「太陽光網膜症における超微細構造所見」 . Eye . 7 (4): 29– 33. doi : 10.1038/eye.1993.7 . PMID 8325420 . 
  230. ^ Schatz, H.; Mendelblatt, F. (1973). 「LSDの影響下での太陽注視による太陽網膜症」 . British Journal of Ophthalmology . 57 (4): 270– 273. doi : 10.1136/bjo.57.4.270 . PMC 1214879. PMID 4707624 .  
  231. ^ Ham, WT Jr.; Mueller, HA; Sliney, DH (1976). 「短波長光による網膜損傷に対する感受性」. Nature . 260 ( 5547): 153– 155. Bibcode : 1976Natur.260..153H . doi : 10.1038/260153a0 . PMID 815821. S2CID 4283242 .  
  232. ^ Ham, WT Jr.; Mueller, HA; Ruffolo, JJ Jr.; Guerry, D. III (1980). 「波長の関数としての太陽光網膜症：保護眼鏡におけるその意義」. Williams, TP; Baker, BN (編). 『定常光による視覚プロセスへの影響』 . Plenum Press . pp.  319– 346. ISBN 978-0-306-40328-6。
  233. ^ Kardos, T. (2003).地球科学. JW Walch. p. 87. ISBN 978-0-8251-4500-1. 2020年8月22日閲覧。
  234. ^マクドナルド・リー (2012). 「太陽観測のための機器」.太陽を安全に観測する方法. パトリック・ムーアの実践天文学シリーズ. ニューヨーク: シュプリンガー. p. 17. doi : 10.1007/978-1-4614-3825-0_2 . ISBN 978-1-4614-3824-3いかなる光学機器を通しても、一瞬たりとも太陽を直接見ないでください。望遠鏡を通して太陽を一瞬でも見ることは、永久的な眼の損傷、あるいは失明につながる可能性があります。肉眼で太陽を1～2秒以上見ることは危険です。フィルターを通して太陽を見ることは、たとえフィルターがどれだけ暗く見えても安全だと決めつけないでください。
  235. ^ Haber, Jorg; Magnor, Marcus; Seidel, Hans-Peter (2005). 「薄暮現象の物理ベースシミュレーション」. ACM Transactions on Graphics . 24 (4): 1353– 1373. CiteSeerX 10.1.1.67.2567 . doi : 10.1145/1095878.1095884 . S2CID 2349082 .  
  236. ^イリノイ州ピギン (1972)。 「地球放射線の日周非対称性」。気象学、地球物理学および生物気候学のアーカイブ、シリーズ B。20 (1): 41–48。Bibcode : 1972AMGBB..20...41P。土井: 10.1007/BF02243313。S2CID 118819800。 
  237. ^ 「The Green Flash」 BBC、2008年12月16日。2008年12月16日時点のオリジナルよりアーカイブ。 2008年8月10日閲覧。
  238. ^コールマン, JA; デイビッドソン, ジョージ (2015). 『神話辞典：テーマ、伝説、英雄のA–Z』ロンドン: アークトゥルス. p. 316. ISBN 978-1-78404-478-7。
  239. ^シュプレイツ、イワン;ナバ、ペドロ・フランシスコ・サンチェス（2018年3月21日）。「El Sol en Chichén Itza y Dzibilchaltún. La Supuesta Importancia de los Equinoccios en Mesoamerica」。Arqueología Mexicana (スペイン語)。XXV (149): 26–31 . 2025 年 2 月 22 日のオリジナルからアーカイブ。2024 年5 月 27 日に取得。
  240. ^ a b cブラック、ジェレミー、グリーン、アンソニー (1992). 『古代メソポタミアの神々、悪魔、シンボル：図解辞典』 大英博物館出版局. pp.  182– 184. ISBN 978-0-7141-1705-8. 2020年8月22日閲覧。
  241. ^ a bネメト・ネジャット、カレン・レア（1998年）『古代メソポタミアの日常生活』グリーンウッド、 203ページ 、ISBN 978-0-313-29497-6。
  242. ^ティーター、エミリー（2011年）『古代エジプトの宗教と儀式』ニューヨーク：ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-84855-8。
  243. ^フランクフォート、アンリ（2011年）『古代エジプトの宗教：解釈』ドーバー、ISBN 978-0-486-41138-5。
  244. ^クレスウェル、ジュリア (2021). 「惑星」.オックスフォード語源辞典. オックスフォード大学出版局. doi : 10.1093/acref/9780198868750.001.0001 . ISBN 978-0-19-886875-0。
  245. ^ゴールドスタイン、バーナード・R. (1997). 「現象の保存：プトレマイオスの惑星理論の背景」天文学史ジャーナル. 28 (1): 1– 12. Bibcode : 1997JHA....28....1G . doi : 10.1177/002182869702800101 . S2CID 118875902 . 
  246. ^プトレマイオス; トゥーマー, GJ (1998).プトレマイオスのアルマゲスト. プリンストン大学出版局. ISBN 978-0-691-00260-6。
  247. ^マロリー、ジェームズ・P. ;アダムス、ダグラス・Q.編 (1997). 『インド・ヨーロッパ文化百科事典』 ロンドン: ラウトレッジ. ISBN 978-1-884964-98-5. (EIEC) . 2017年10月20日閲覧。
  248. ^ a bマロリー, JP (1989). 『インド・ヨーロッパ語族の探求：言語、考古学、そして神話』テムズ・アンド・ハドソン. p.  129 . ISBN 978-0-500-27616-7。
  249. ^ “ヘシオドス『神統記』371行目” .ペルセウスデジタルライブラリー. 2021年9月15日. 2021年9月15日時点のオリジナルよりアーカイブ。2024年5月28日閲覧。
  250. ^ウォルター、バーケルト(1985)。ギリシャの宗教。ケンブリッジ：ハーバード大学出版局。 p. 120.ISBN​ 978-0-674-36281-9。
  251. ^チャドウィック、オーウェン（1998年）『キリスト教の歴史』セント・マーティン教会、22ページ。ISBN 978-0-312-18723-1. 2015年11月15日閲覧。
  252. ^スパルゴ、エマ・ジェーン・マリー (1953). 『聖ボナヴェントゥラ哲学における美学の範疇』 セント・ボナヴェントゥラ、ニューヨーク；E. ナウウェラーツ、ルーヴァン、ベルギー；F. シェーニング、パーダーボルン、ドイツ：フランシスコ会。86頁。
  253. ^ a bタウンゼント、リチャード (1979). 『テノチティトランの芸術における国家と宇宙』ワシントンD.C.: ダンバートン・オークス. p.  66. 2024年5月28日閲覧。
  254. ^ a bロバーツ、ジェレミー (2010). 『日本神話 A to Z』（第2版）. ニューヨーク:チェルシーハウス出版社. pp.  4– 5. ISBN 978-1-60413-435-3。
  255. ^ウィーラー・ポスト（1952年）『日本人の聖書』ニューヨーク：ヘンリー・シューマン社、  393～ 395頁。

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Sunに関する図書館リソース
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