[恒星大気の物理学] スペクトル線に対するRadiative transfer、散乱と真の吸収

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[恒星大気の物理学] 理論的大気モデル計算法の概要

恒星の理論的な大気モデルは静水圧平衡と放射平衡の関係を、吸収散乱係数の温度・密度・波長依存性、ガスの状態方程式などを使って解くことによって得られます。あるの組み合わせに対する恒星大気モデルを計算する際、最初にEddington近似によって温度分布を与えます。その温度分布に対し、静水圧平衡の式が解かれ、吸収係数等が計算されます。それらを使ってradiative transferの式が解かれます。このようにして得られた放射場は、必ずしも放射平衡の条件式(*)を満たしていません。そのため、放射平衡を満たすように温度分布に補正を加え、新たに決めた温度分布に対して再び上の計算を繰り返すというiterationによって、静水圧平衡と放射平衡の大気モデルを得ることができます。効率の良い計算をするためには、radiative transferの式の効率がよく正確な解放を使うことと、より適切な温度分布補正を与えることが重要です。そのために種々の方法が考え出されています。ここでは最も簡単な(しかし必ずしも有効ではない)温度分布補正の方法について概説します。

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[恒星大気の物理学] 優勢な散乱によって生じる問題

光の散乱の存在により、放射の特性と個々の場所の熱的特性とが無関係になり、radiative transferの式を解くことが非常に難しくなります。Radiative transferの解は放射平衡のページの(3)式で与えられ、さらに散乱がない場合はPlanck関数を積分することにより得られます。しかし、の場合はこの式は積分方程式となり、解くことが難しくなります。ここでは散乱が起こす重要な効果を簡単な場合について考えてみましょう。

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