クエリ: 皆既日食時には肉眼でも観測することができる、太陽表面の最も外側にあるガス層を何というでしょう?
文章: 日食 皆既日食の際、普段は光球の輝きに妨げられて見ることができないコロナや紅炎の観測が可能になり太陽の構造・物理的性質を調べる絶好の機会となり、太陽のみならず恒星一般の研究にも大きな役割を果たす。第2接触直前または第3接触直前には、月の表面にある起伏の谷間から太陽の光が点々と連なって見える状態になることがある。これを、原理を解明したフランシス・ベイリーの名を取ってベイリー・ビーズ(ベイリーの数珠)といい、古くから月に起伏がある証拠とされてきた。また皆既食にて太陽がすべて隠れる直前と皆既が終わった直後、又は北限界線や南限界線から食を見る場合には、太陽の光が一ヵ所だけ漏れ出て輝く瞬間があり、黒い太陽(実際は月)の周囲に細く内部コロナが輪状に見えるのと併せて宝石の着いた指輪に似た形状となる。これをダイヤモンドリングと言い、皆既日食の見所の一つである。これも、月面にある起伏による現象である。
文章: 2008年8月1日の日食 2008年8月1日の日食は、2008年8月1日に北半球で観測された日食(観測地域により皆既日食あるいは部分日食)である。 文章: 1919年5月29日の日食 この皆既日食は、アルベルト・アインシュタインの一般相対性理論が正しいことを実証した日食として有名である。特にプリンシペ島でアーサー・エディントンが行った観測が有名である。プリンシペ島は、最大食を迎える地点からわずか33kmと条件のいい場所にあるためである。 一般相対性理論によれば、重力場によって時空がゆがむと、そこを通過する光はそのゆがみに沿って曲がる。これを観測者からみれば、見かけ上光源の位置がずれているように見える。これは、重力がまるで凸レンズの役目を果たすことから重力レンズ効果と呼ばれている。理屈上は、太陽のすぐそばを掠めるようにやってきた恒星の光も曲げられ、見かけの位置がずれているように見えるはずである。しかし、太陽は極めて明るいため、そばにある恒星を観測するには、太陽が暗くなる皆既日食しかないのである。 理論上、1.75秒というわずかなずれが発生する。これは、ニュートン力学で予測されるずれの2倍である。観測の結果、1.61秒というずれが観測され、一般相対性理論とニュートン力学で、一般相対性理論の方がより正しい値を予言したことから、一般相対性理論が正しいという結論となった。 文章: 1999年2月16日の日食 金環帯がオーストラリア国内で通過した地域はほとんど晴れだった。そのうち、西オーストラリア州にあり、オーストラリア国立信託(英語版)に管理されている多くの古代の建物があるグレネフ(英語版)も金環帯の中央線に位置し、多くの科学者とメディアが集まった。アメリカ航空宇宙局ゴダード宇宙飛行センターの天体物理学者フレッド・エスペナック(英語版)、ウィリアムズ大学の教授ジェイ・パサチョフ(英語版)、日本からの大規模な観測グループなども含まれた。この金環日食の時、月の本影のシャドウコーンの先端が地球表面に非常に近いため、金環食の食分が非常に大きく、地球上から見る月と太陽の外周は非常に近く、月面の縁(英語版)にある凹凸の山のため、普通は皆既日食の時しか見えないベイリー・ビーズが見えた。また、太陽の光球のほとんどが覆われたため、食の最大の時の前後には彩層が撮影できた。 文章: 金環日食 (東京) きんかんにっしょく [kknsshk] (中高型 [5]) IPA: [kjkiokβ] 金環日食 (きんかんにっしょく) (天文学) 地球から見て、月の全体が太陽の中に入って中心部を覆い隠したように見える現象。 日食 皆既日食 部分日食 皆既日食 部分日食 月食 文章: 太陽系 また、カイパーベルトとオールトの雲の間を公転するセドナのような天体も事実上、ほとんど知られていない。一方で、太陽と水星の間を公転する天体の有無について研究が進められている。このような太陽系内における観測が進んでいない領域では、未知の天体が存在している可能性が残されている。現在知られている中でもっとも太陽から遠ざかる天体はウェスト彗星で、遠日点距離は約13560 auにもなり、オールトの雲に対する理解を深める手がかりになるかもしれない。 文章: 本影錐 本影錐 (ほんえいすい) (天文学) 皆既日食が始まる直前と終わった直後に錐のような形をして見られる、月の影。 文章: 大気 大氣 および 大气 も参照。 (東京) たいき [tk] (頭高型 [1]) IPA: [taikji] 大気 (たいき) 天体の表面を取り巻く気体の層。一般には地球の表面を取り巻くものをさす。 地球の大気の主成分は窒素であるが、火星では二酸化炭素が主成分である。 地球の大気の主成分は窒素であるが、火星では二酸化炭素が主成分である。 空気 大気圧 大気汚染 大気圏 気圏 イタリア語: atmosfera 英語: atmosphere , air スペイン語: atmsfera , atmosfera チェコ語: atmosfra 女性 中国語: (繁): 大氣/ (簡): 大气 朝鮮語: ドイツ語: Atmosphre フランス語: atmosphre ポーランド語: atmosfera 女性 ポルトガル語: atmosfera ルーマニア語: atmosfer ロシア語: атмосфера 大気 (たいき) 心が広く、細かいことにこだわらない様、鷹揚な。 実にそこは大気なものさネ。たまにやア一ペイお上がんなさいと申し上げたいんだけれど、下界は嫌だと見向きもなさらないところがえれえやハハハハ。(清水紫琴 『磯馴松』) 実にそこは大気なものさネ。たまにやア一ペイお上がんなさいと申し上げたいんだけれど、下界は嫌だと見向きもなさらないところがえれえやハハハハ。(清水紫琴 『磯馴松』) 文章: 天王星の大気 2バール、硫化水素とアンモニアの雲は3から10バール、硫化水素アンモニウムの雲が20から40バール、そして水の雲が50バール以下の高さにある。上2つの雲の層だけが直接観測可能である。雲の上には、光化学もやのいくつかの希薄な層がある。恐らく惑星内部の対流が遅いため、対流圏に個別の明るい雲は稀であるが、これらの雲の観測は、240m/sにも達する高速の帯状風の測定に使われている。近接観測は1986年に惑星を通過したボイジャー2号によるデータしかなく、天王星の大気の詳細については判明していない部分も多い。 文章: 1958年4月19日の日食 ミリ波太陽電波の資料は彩層の低層と中層構造の研究に役立つ。金環日食の時はその観測の好適な時である。 ロシア科学アカデミーの前身であるソ連科学アカデミーと中国科学院が結成した合同観測隊は中国海南島に位置する崖県の三亜(現在の三亜市)でレベデフ物理学研究所で製造された赤道式放物面電波望遠鏡と受信機とされたデュアル放射計で8mmのミリ波電波を観測した。中国の電波天文学もそれを契機に発展し始めた。しかし、この金環日食のすぐ後の中ソ対立で、両国は1968年9月22日の皆既日食を共同観測しなかった。1969年1月23日付けの中国共産党機関紙「人民日報」は1968年の皆既日食の観測結果を報道する時、「修正主義のソ連は1958年に『中ソ金環日食合同観測』のフリをして、我が国に来て金環日食の資料を略奪した。観測の後、中国にボロボロな電波望遠鏡アンテナを1本だけ残して、『中国の電波天文学の発展に手伝う』と図々しい言った。その後、フルシチョフ修正主義集団はそのボロボロな電波望遠鏡アンテナまで返還させた」と非難した。 日本では伊豆群島の八丈島へ向けて金環日食観測船が手配され、アマチュアによる日食観測遠征の先がけとなった。また、大隅諸島の種子島で金環日食の写真が撮られ、10分ごとに照度・気圧・気温・湿度・水温・地温・風向・風速などのデータがまとめられた。 文章: 外皮 (植物) 外皮(がいひ)(外被、exodermis)とは、維管束植物の根や茎において、表皮の内側、皮層の最外層に形成される、1から数層の細胞が特殊化した組織である。トクサやアヤメ属、ランの根などに見られることがある。外皮を構成する細胞では、しばしば細胞壁が厚く、リグニンやスベリンが沈着している。また分化初期に段階では、内皮と同様にカスパリー線をもつことがある。外皮は、表皮が剥離した後に植物体を保護する。また細胞壁にリグニンやスベリンが沈着していることで周辺環境と根の間のアポプラスト(細胞壁や細胞間隙)を通じた物質移動を制限し、これを調節している。 文章: 天体物理学 非常に高エネルギーの粒子からなる宇宙線が地球の大気と衝突する現象も観測可能である。天文観測では、その時間スケールにおいても様々な違いがある。ほとんどの光学観測には数分から数時間単位の時間がかかるため、これよりも短い時間で変化する現象は容易には観測できない。しかしいくつかの天体については数百年、あるいは千年以上にわたって歴史上の記録に残されているデータを見ることができる。一方で、電波観測では数ミリ秒の時間スケールのイベント(ミリ秒パルサーなど)を見たり、数年にわたるデータを重ね合わせて調べたりする(パルサーの減速の研究など)ことができる。こういった異なる時間スケールの観測から得られる情報は非常に異なった様相を見せる。太陽の研究は観測天体物理学の中で特別な位置にある。太陽以外の恒星は全て非常に遠距離にあるので、太陽は他の星とは比べ物にならないほど詳細に観測できる唯一の恒星である。 文章: 太陽黒点 太陽黒点(たいようこくてん、英: sunspot)とは、太陽表面を観測した時に黒い点のように見える部分のこと。単に黒点とも呼ぶ。実際には完全な黒ではなく、この部分も光を放っているが、周囲よりも弱い光なので黒く見える。太陽黒点は、約9.5年から12年ほどの周期で増減を繰り返している。黒点が暗いのは、その温度が約4,000°Cと普通の太陽表面(光球)温度(約6,000°C)に比べて低いためである。発生原因は太陽の磁場であると考えられている。黒点は太陽の自転とともに東から西へ移動する。大きな黒点群の中には太陽の裏側を回って再び地球から見える側に出てきても消えていない、1か月ほど存在する寿命の長いものがある。(太陽の東西という言葉は地球から観測した場合の地球上での方位を指す。その天体に立った場合の方位ではない) 文章: ペイル・ブルー・ドット ジェット推進研究所のキャンディス・ハンセン=コハチェックが最初に確認した そのうちの1枚は、灰色がかった背景の中、地球が薄暗い青色の点(ペイル・ブルー・ドット)としてはっきりと見える写真だった。太陽とともに地球と金星が入った領域が同時に含まれる広域の画像がペイル・ブルー・ドットと呼ばれる場合もある。地球と金星を中心とした2枚の狭い画像を合成したものである。この画像は、撮像管が太陽の散乱した光で飽和しないように、カメラの最も暗いフィルター(メタン吸収帯)を用い、可能な最も短い露光時間(5ミリ秒)で撮影が行われた。太陽系の縁にいたボイジャーからでは、太陽は小さく見えたが、それでも地球から見える最も明るい恒星であるシリウスよりも800万倍も明るかった。写真の中の太陽が明るすぎたため、写真は、反射の多い焼けついた画像になった。太陽の周囲の光線は、広域レンズの前に設置された校正光源の回折像である。 文章: 月食 月食が起こるのは太陽・月が黄道・白道の交わる点(月の昇交点・降交点)付近にいる時に限られる。 月食は多くの場合1年間に2回起こるか起こらない年、3回起こる年もあり21世紀の100年間では合計142回(皆既月食85回、部分月食57回)起こる。一方、日食は最低でも年に2回、最多で5回起こる年もあり21世紀の100年間では合計224回(皆既日食68回、金環食72回、金環皆既食7回、部分日食77回)である。したがって月食の発生頻度は日食より低い。にもかかわらず普通、日食よりも月食の方が目にする機会は多い。これは月が見えてさえいれば月食は地球上のどこからでも観測が可能なのに対し、日食は月の影が地球表面を横切る帯状の限られた地域でしか見ることができないためである。 月食と日食の頻度に違いが生じる理由は次のように説明できる。地球と太陽がともに内接する巨大な円錐を想定する。月がこの円錐の太陽と反対の部(地球の本影)に入れば月食が生じ、太陽と同方向の部分に入れば日食が生じることになる。この円錐の月軌道付近における半径は月食側が約4460 - 4750km、日食側が約7990 - 8280kmと異なるため月食の発生頻度は日食のそれよりも低くなる。 文章: イオ (衛星) 大気中の二酸化硫黄の密度は表面温度と直接関係しているため、夜の間、もしくはイオが木星の影に入っている間は、イオの大気は部分的に崩壊する (柱密度が ~80% 減少する)。木星による日食の際の大気崩壊は、大気下部に一酸化硫黄の拡散層が形成されることによっていくらか抑えられるものの、イオの夜側での大気圧はイオでの南中過ぎにおける最大気圧時よりも2~4桁も小さくなる。塩化ナトリウム、一酸化硫黄、酸素原子や硫黄原子といったイオの大気の微量成分の起源は、火山の脱ガス、太陽の紫外線放射による二酸化硫黄の光解離や化学分解、木星の磁気圏からの荷電粒子による表面堆積物のスパッタリングである。 様々な科学者によって、イオが木星の影を通過する際にイオの大気が表面に凝華するという仮説が提唱されてきた。これの証拠は「食後の増光」であり、食の直後は表面が霜で覆われているために衛星がわずかに明るく見えるというものである。およそ15分で明るさは通常時に戻るが、これは昇華によって霜が消失したためと考えられる。食直後の増光は、地上望遠鏡からの観測の他に、カッシーニに搭載された機器を用いて近赤外線波長でも観測された。2013年にはジェミニ天文台での観測によって、木星による食の最中の二酸化硫黄大気の崩壊と、食の直後の大気の再形成が直接測定され、この現象の存在がさらに支持されることとなった。 イオが木星による食を経験している最中の高分解能の撮像観測から、オーロラ状の発光の存在が明らかになっている。地球でのオーロラと同様に大気に粒子放射線が衝突することによって発生しているが、イオの場合は荷電粒子は太陽風起源ではなく木星の磁場から来たものである。オーロラは通常惑星の磁極周辺で発生するが、イオのオーロラの場合は赤道周辺が最も明るい。イオは自身の固有磁場を持っていない。そのため、木星の磁場に沿って移動する電子はイオの大気に直接衝突する。磁力線がイオに垂直になる場所 (つまり赤道付近) ではイオの大気を電子が通過する経路が最も長くなるためより多くの電子が大気に衝突し、最も明るいオーロラを生み出す。イオと磁力線が垂直に交わる部分で発生するオーロラは、木星の傾いた磁気双極子の向きが変化するのに伴って揺れ動くのが観測されている。イオの周縁に沿った酸素原子からの微かなオーロラ (右図の赤い発光) と、イオの夜側でのナトリウム原子によるオーロラ (同じ図の緑の発光) も同じく観測されている。