[恒星大気の物理学] 元素の組成

観測的成長曲線と理論的成長曲線の横軸を合わせることにより

が得られます。ここで電子の数密度が恒星大気のモデルから得られていると仮定すると、continuumの吸収係数が得られます。そしての値から(元素kのj回電離したイオンの数密度)が得られます。さらにSahaの式を使うと、j回電離したイオンの割合が計算できるので、を得ることができます。正確にはが水素の数密度に比例するので、自体ではなく、が得られます。

成長曲線の解析では、スペクトル線が単一の層で形成されるという簡単化をしているので、得られた元素組成は正確とは言えません。恒星大気のモデルを使えば、各層での各波長に対する吸収係数が計算でき、各層の各波長に対するoptical depthが計算できるので、LTCの仮定の素では、

によって星の表面から出てくるFlux、つまりスペクトル線の輪郭が計算でき、それと観測されたスペクトル線とを直接比較することができます。また種々の組成に対して理論的に得られたスペクトル線輪郭から等価幅を計算し、それと観測された等価幅を比較することによって元素の組成を得ることができます。

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