[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。

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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] レポート課題 Solar limb darkening

問題です。ぜひ挑戦してください。

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