太陽の光

色の「虹」

ザ太陽ガンマ線（非常に高い周波数）などの遠紫外線（FUV）から、X線、紫外線、可視光線、赤外線、マイクロ波などの電波（非常に低い周波数）まで、一連の電磁波を放射します。これらの電磁波は、ベクトルが光子であり、約 300,000 km/s の速度で伝わります。

私たちの目では、400 ～ 800 nm の非常に狭い可視範囲の波長しか見えません。より短い波長またはより長い波長になると、専用の装置を使用する必要があります。特殊な機器は通常、さまざまな波長の光を観測する地上望遠鏡または宇宙望遠鏡に装備されています。

太陽は地球上に存在するすべての原子で満たされており、それぞれの原子が温度に応じて特定の波長の光を生成するため、私たちにあらゆる色の光を送ってくれます。太陽には、多くの異なる原子 (ヘリウム、水素、炭素、酸素、鉄など) に加えて、異なる電荷を持つ各原子の異なる種類のイオンも含まれています。各イオンは、特定の温度に達すると、特定の波長で光を放射することもあります。

選択されたさまざまな波長での太陽の画像

したがって、観測された各波長は、太陽の表面と大気上のさまざまな元素 (原子またはイオン) に関する情報を明らかにします。選択したさまざまな波長で太陽の画像を調べることにより、科学者は太陽の大気中に存在する粒子と温度の変化を追跡できます。

この太陽の画像は、NASA の SDO (太陽力学天文台) 望遠鏡のデータベースに基づいて構築されました。これは、太陽の表面または大気のさまざまな側面の構成を、科学者によって選択された肉眼では見えない 10 の異なる波長で示しています。これらの光は、人間が見ることができるように可視色に変換されます。したがって、観察される物体、ここでは太陽は、素晴らしい形で現れます。パッチワーク色の。

1900 年代以来、科学者は原子やイオンによって吸収または放出される波長、および元素、波長、温度、色の間の関連性を文書化してきました。 望遠鏡は、複数の波長を同時に観測し、各波長に存在する元素の量を測定する分光計のような機器を組み込むことによって、この貴重な波長情報を利用します。

太陽の波長

SDO の科学者は、大気と太陽層内の原子の動きを観察するために 10 の特定の波長を選択しました。波長はオングストローム (記号 Å) = 0.1 ナノメートル、または 10 で表されます。^-10メートル、あるいは10億分の1メートルですらあります。

1. C7 および D4 (ピンクブラウン) で 1700 Å、4500 ケルビンの光、太陽の表面、光球、彩層から放射されます。
2. A4、D7、および E4 で 4500 Å (黄色)、6000 ケルビンの光、光球によって放射されます。
3. E3 および C6 (黄緑) の 1600 Å、上部光球と遷移領域の間の領域、つまり彩層とコロナの間に位置する領域で、10,000 ケルビンで炭素 4 によって放出される光。
4. D3、B6、E7、F4 (赤) の 304 Å、遷移領域と彩層で 50,000 ケルビンのヘリウム 2 によって放出される光。
5. D2、C4、A5、F6 で 171 Å (黄褐色)、静穏時の大気中または太陽コロナ内で 600,000 ケルビンの鉄 9 によって放出される光。
6. B2、B7、F5 の 193 Å (明るい茶色)、コロナのわずかに暖かい領域と太陽フレアからのはるかに熱い物質で、100 万ケルビンの鉄 12 と 2000 万ケルビンの鉄 24 によって放出される光。
7. A6、B3、F2 の 211 Å (紫)、コロナのより暖かく磁気的に活動的な領域で、200 万ケルビンの鉄 14 によって放出される光。
8. C1、B5、C8、F3、F7 (青) の 335 Å、コロナのさらに暖かい、磁気的に活動的な領域で、250 万ケルビンの鉄 16 によって放出される光。
9. C3 と D5 で 94 Å (深緑色)、太陽フレア中のコロナの非常に高温の領域で、600 万ケルビンで鉄 18 によって放出される光。
10. E6 (青緑色) の 131 Å、太陽放出の最も熱い元素によって、鉄 20 と鉄 23 によって 1,000 万ケルビン以上で放出される光。