= 問4 太陽に詳しくなる

  地球で暮らしている我々にとって最も身近な天体は太陽と月で、最も実生活で我々に恩恵を与えているのは太陽であると私は考えています。この地球環境科学の講義を今まで受けてきたことで、太陽系から銀河、宇宙の果てと回を重ねるにつれてスケールが壮大なものへとなっていきました。もし友人から、この授業を受けたことでどんなことを学んだのか聞かれた際、超新星爆発やダークマター、系外惑星の検出法といった他の人が未知でかつ響きがカッコいい話題を挙げるのもいいかもしれません。しかし、私たちにとって身近である太陽について詳しくなり、それを人に話せるようになることで、太陽に対する視点を自他共に変えることができて面白いなと私は感じました。よってここでは太陽について講義で習ったことをまとめて、人に話せるようになることを目指します。\ \

  まず、太陽の基本情報についてですが、太陽は直径約140万 km（地球の$109$倍）、質量は$2 times 10^(30) "kg"$（地球の$30$万倍）、表面温度は約$6000 "K "$（約$5700 space degree.c$）となっています。そして、太陽は恒星に分類されており、自ら光を放つことができます。\ \

  次に、太陽には寿命があることについて述べます。太陽の寿命は、太陽が持ちうるエネルギーを一秒間に太陽が放射するエネルギーで割ることで求めることができます。まず、太陽が持ちうるエネルギーにですが、現在の太陽の質量$M$、半径$R$、重力定数$G$を用いると太陽の重力エネルギーは、

  $ E = (G M^2) / R = (6.67 times 10^(-11) times (2 times 10^30)^2 ) / 7 times 10^8 = 3.81 times 10^41 "J " $

  と求められる。次に、太陽が一秒間に放射するエネルギーですが、これは、ステファン・ボルツマンの定理によって求めることができます。この定理は、黒体から単位面積・単位時間あたりに放射される総エネルギーを$I$とすると、

  $ I = sigma T^4 $

  が成り立ち、$sigma = 5.67 times 10^(-8) space "W m"^(-2) "K"^(-4)$はステファン・ボルツマン定数と呼ばれます。太陽の表面温度$T$を$6000 "K"$とすると、太陽が一秒間に放射するエネルギー$I_s$は、

  $ I_s = sigma T^4 times 4 pi R^2 = 5.67 times 10^(-8) times (6000)^4 times 4 pi (7 times 10^8)^2 = 4.52 times 10^26 space "W" $

  と求められます。よって、太陽の寿命$tau$は、

  $ tau = E / I_s = (3.81 times 10^41) / (4.52 times 10^26 times 3.15 times 10^7) = 2.67 times 10^7 = 2000" 万年" $

  となります。ここでは、太陽が持ちうるエネルギーに重力エネルギーを利用しましたが、他のエネルギーを考えると太陽の寿命は異なります。 \ \

  次に太陽がどのように発光しているのかについて述べます。まず太陽の内部構造について紹介します。太陽の内層は、中心核、放射層、対流層の3つの層に分かれています。中心核は太陽の中心から太陽半径の約$20 space %$を占め、太陽全体の$2 space %$の体積に太陽質量の半分が詰まっています。この場所で熱核融合反応が行われており、エネルギーが作られています。次の放射層は、中心核から太陽半径の約$20 space %$から$70 space %$までを占め、放射輸送によってエネルギーが輸送されています。エネルギーを放出しているのは光子ですが、光子の数は温度が高い程多いため（温度が高い程明るいから）、中心の方が光子数が多いため、エネルギーの輸送の正味の向きは外向きになる。そして対流層では熱対流によってエネルギーが輸送されています。これは、内側と外側の温度差によって暖かい空気が外側に、冷たい空気が内側に移動することでエネルギーが輸送される現象です。そうして太陽表面までに届いたエネルギーが放射され、太陽光として地球に届いています。 \ \

  上記のようにここでは、太陽の基本情報、寿命、発光方法について述べました。寿命や発光方法については高校の物理で習う知識を用いることで説明できることがわかりました。このレポートを通してまとめたことを他人に話してみようと思います。