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太陽磁場（たいようじば）とは、太陽内部で生成され、太陽光球面、彩層、コロナ、さらには太陽系内空間へと伸びている磁場を指す。磁場は、太陽フレアなどの突発的な活動現象、黒点の11年周期変動、コロナ加熱問題などの、太陽のエネルギー輸送変動の鍵となる物理量である。 太陽は磁場とプラズマにより構成されているため、太陽における磁場の時間変化は磁気流体力学によって記述される。また、太陽磁場の増幅・変動に関わる物理機構を太陽ダイナモと呼ぶ。太陽磁場は、太陽内部の流体速度をそのエネルギー源としていると考えられているが、完全には理解されていない。 == 観測の歴史的経緯 == 太陽磁場は、太陽の分光データから、ジョージ・ヘールにより発見された〔〔。まず、19世紀中期に分光学が興った。そして、1890年以降、黒点の分光観測について、奇妙な観測事実が知られる事になった。それは、太陽の他の領域と異なり、黒点の分光観測ではいくつかの吸収線の幅が広がる、あるいは通常は一つである吸収線が2つに分裂する、という観測結果であった。ヘールは、1896年にゼーマンによって発見されたゼーマン効果をこの奇妙な吸収線の解釈に適用し、黒点に強い磁場がある事を示した。 その後、より精度の良い磁場強度を観測するために偏光分光観測が実施されるようになり、偏光スペクトルから磁場強度を計算するための理論的整備も進んだ。太陽磁場観測は、アメリカにおいて精力的に進められた。日本では、1960年代以降、国立天文台の三鷹キャンパスや岡山天体物理観測所において、観測装置の開発・運用が行われた。定常観測としては、岡山天体物理観測所の口径65cmクーデ型太陽望遠鏡による観測が1982年から1995年まで行われ、次に三鷹キャンパスの太陽フレア望遠鏡による観測が1991年に開始された。 近年では、科学衛星による磁場観測も行われている。1995年には、欧州宇宙機関 (ESA) と、アメリカ航空宇宙局 (NASA) の共同プロジェクトであるSOHO衛星が打ち上げられ、太陽全面の磁場データが、宇宙空間での定常観測から得られるようになった。その後、2006年にひので衛星が打ち上げられ、搭載されている可視光磁場望遠鏡の偏光分光観測装置により、太陽活動領域の高精度偏光分光データが得られるようになり、より詳細な磁場観測が可能になった。さらに2010年には、SOHO衛星の後継機であるSDO衛星が打ち上げられ、太陽全面の磁場観測を行っている。地上観測を含め、これらの観測では、それぞれ異なる観測パラメータ（視野の広さ、空間分解能、時間分解能、波長分解能など）に重点を置いており、互いに相補的な観測が行われている。 これまで、太陽磁場についての偏光分光観測は、光量が豊富な光球面起源の吸収線を対象としていた。一方、フレアなどが発生するコロナにより近い、彩層での磁場観測も、最新の研究課題である。彩層の光量は、光球面に比べると著しく小さく、またゼーマン効果に加えて、ハンレ効果と呼ばれる量子力学的効果を考慮する必要がある。 抄文引用元・出典: フリー百科事典『 ウィキペディア（Wikipedia）』 ■ウィキペディアで「太陽磁場」の詳細全文を読む スポンサード リンク
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