[恒星大気の物理学] 太陽大気の温度分布

太陽は我々に最も近い恒星で、有限の大きさに見ることができます。そのため、種々の波長の光に対して、周縁減光(limb-darkening, )とEddington-Barbier関係を使うことで、光球からの種々の高さに対する温度の情報を得ることができています。

太陽の大気は大きく3つの部分に分けることができます。

a) 光球層(photosphere): 温度は6000Kから外側に向かって減少していき、4200Kの最低値まで達します。

b) 彩層(chromosphere): temperature minimumからおよそ2500kmの厚さをもち、温度が外側に向かって上昇します。水素の等の輝線を発します。フレア・プロミネンスなどの現象が観測されています。

c) コロナ(corona): 日食時に見られる希薄な高温(~1.5×10^6 K)ガスで、X線を発します。厚さ(scale-height)はおよそ50000kmで、対象の半径と同程度の広がりを持っています。コロナをこのような高温に加熱する機構には、太陽表面下の対流層に起源を持つ磁力線によるエネルギー輸送が重要な働きをしていると考えられています。

 

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