[恒星大気の物理学] 観測量

吸収線について学びましょう。

恒星のスペクトルは、光の波長または振動数に対するflux(太陽ではintensity)分布を表します。吸収線の深さは吸収線内波長でのflux と連続スペクトルのflux を使って

のように定義され、residual fluxは

のように書かれます。

スペクトル線の強さを表すのに、等価幅(equivalent width)

がよく用いられます。等価幅は、吸収線の底でのfluxがゼロの短冊形としたときの幅で、その吸収線によって吸収された全エネルギーを示す量です。等価幅は振動数単位でも表すことができて

のように表されます。ここで、下付き添え字の0は吸収線の中心での値を表したものです。

Eddington-Barbier relationとLTEの近似を使うと、星から出てくるfluxは

と表現されます。これはの場所のsource function(今の場合はPlanck関数)に比例することを示しています。Optical depthはのように表される(は大気の外側からその層までに含まれる質量です)ので、振動数のフラックスの場所の黒体放射に等しくなります。吸収線内の振動数ではが大きく、外側の温度の低い場所の光を見ていることになりますので、暗くなります。これが吸収線として観測されるのです。この章では、最初に吸収線吸収係数(bound-bound吸収)について学んだあとに、吸収線形成について学んでいきます。

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