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光球とは、太陽や恒星の表面層のうち、可視光線が放出される層を指します。これらの恒星の外層は、様々なコンピュータプログラムによってモデル化できます。多くの場合、計算モデルは他のプログラムと組み合わせて、恒星の合成スペクトルを計算します。例えば、ある化学元素の仮定存在量を変化させ、その合成スペクトルを観測スペクトルと比較することで、特定の恒星におけるその元素の存在量を特定できます。コンピュータの進化に伴い、モデルの複雑さは増し、より多くの物理データが含まれ、より単純化された仮定が排除されるようになり、より現実的なものとなっています。こうしたモデルの進化により、モデルはさまざまな種類の恒星に適用できるようになりました。
一般的な仮定と計算方法
この仮定 (LTE) は、任意のローカル計算ボリューム内で、熱力学的平衡状態が仮定されることを意味します。
- 放射の流入は、局所温度のみによって決まる黒体スペクトルによって決定されます。この放射は、体積内の物質と相互作用します。
- 異なる励起エネルギー状態を占める原子または分子の数は、マクスウェル・ボルツマン分布によって決まります。この分布は、原子の励起エネルギーと局所温度によって決まります。
- 異なる電離状態にある原子の数は、サハの式によって決定されます。この分布は、原子の電離エネルギーと局所温度によって決まります。
平行平面と球状大気
一般的な単純化の仮定は、大気が平行平面であるというものです。これは、物理的な変数が1つの空間座標、すなわち鉛直方向の深さのみに依存することを意味します（つまり、恒星の縁に向かって湾曲した部分を無視し、恒星の大気を「正面から」見ていると仮定します）。恒星の直径に比べて光球が比較的厚い恒星では、この近似は適切ではなく、球状の大気を仮定する方が適切です。
膨張する大気
多くの星は恒星風の形で質量を失います。特に、非常に高温（光球温度が10,000ケルビン超）で非常に明るい恒星の場合、これらの恒星風は非常に高密度になるため、発生するスペクトルの大部分は「膨張大気」、つまり数千km/sに達する高速で外側へ移動する層の中で形成されます。
これは、この恒星が現在、大規模な脈動、流れ、質量損失を伴う構造の根本的な変化を経験していないことを意味します。
この仮定は、大気中の対流運動が混合長理論によって記述され、気体の塊が上昇して崩壊するモデルとしてモデル化されることを意味します。対流運動における小規模な効果の一部を説明するために、微小乱流と呼ばれるパラメータがしばしば用いられます。微小乱流は、光子の平均自由行程よりも小さなスケールにおける原子または分子の運動に対応します。
不透明度を治療するさまざまな方法
光球を完全にモデル化するには、存在するすべての元素の吸収線をすべて考慮する必要があります。これは計算負荷が非常に高く、またすべてのスペクトルが完全には分かっていないため、現実的ではありません。そのため、不透明度の扱いを簡素化する必要があります。光球モデルで用いられる手法には、以下のものがあります。
- 不透明度サンプリング（OS）
不透明サンプリングとは、スペクトルの関心領域に広がる複数の光波長について放射伝達を評価することを意味します。より多くの周波数を含めることでモデルは改善されますが、不透明サンプリングでは現実的なモデルを得るために可能な限り少ない周波数を使用し、計算時間を最小限に抑えます。
- 不透明度分布関数（ODF）
オパシティ分布関数を用いる場合、スペクトルはサブセクションに分割され、各サブセクション内の吸収確率は再配置され、1つの滑らかな関数に単純化されます。オパシティサンプリング法と同様に、この手法も区間を追加することで改善されますが、計算時間は長くなります。
さまざまなモデル
恒星の光球をモデル化するための様々なコンピュータコードが利用可能です。そのうちのいくつかはここで説明されており、いくつかは下記の「外部リンク」にリンクされています。
アトラス
ATLASコードは、LTEと静水力学的および平行平面大気の仮定を用いて、1970年にRobert Kuruczによって最初に発表されました。ソースコードはWeb上で公開されているため、長年にわたり様々な人々によって何度も修正され、現在では多くのバージョンが存在します。平行平面バージョンと球面バージョンに加え、不透明度サンプリング関数や不透明度分布関数を用いたバージョンも存在します。
マークス
MARCS（放射・対流モデル大気モデル）コードは、1975年にベングト・グスタフソン、ロジャー・ベルらによって初めて発表されました。当初のコードは、大気が静水力平衡、平行面、混合長理論で記述される対流を仮定して恒星のスペクトルをシミュレートしていました。その後、コードは線不透明度のより優れたモデリング（不透明度分布関数ではなく不透明度サンプリング）、球面モデリング、そして物理データの増加といった進化を遂げてきました。現在では、様々なモデルの大規模なグリッドがウェブ上で利用可能です。
フェニックス
PHOENIXコードは、1992年以降主にPeter Hauschildt（Hamburger Sternwarte）によって開発されてきたSNIRISという以前のコードの「復活」であり、定期的に更新され、Web上で公開されています。PHOENIXは、球対称性を仮定した「古典的な」1次元モードと3次元モードの2つの異なる空間構成モードで動作します。超新星、新星、恒星、惑星など、様々な天体物理学的対象物の計算が可能です。散乱とダストを考慮し、多くの原子種を対象とした非LTE計算に加え、原子と分子を対象としたLTE計算も可能です。
パワーWR
PoWR (ポツダム・ウォルフ・ライエ) コードは、膨張する恒星大気、つまり恒星風のある恒星向けに設計されています。このコードは、1990 年代から Wolf-Rainer Hamann とポツダム大学 (ドイツの) の共同研究者によって、特に質量損失が非常に大きい高温の恒星であるウォルフ・ライエ星のシミュレーション用に開発されてきました。球対称性と定常性を採用したこのプログラムは、非 LTE でのイオン化バランスを含む原子エネルギー状態の占有数を計算し、共動フレームでの放射伝達問題を一貫して解きます。恒星風のパラメータ (質量損失率、風速) は、自由パラメータとして指定することも、流体力学方程式から一貫して計算することもできます。PoWR コードは恒星大気の静的層と膨張層を一貫して扱うため、あらゆる種類の高温の恒星に適用できます。コード自体はまだ公開されていませんが、ウォルフ・ライエ星のモデルの大規模なセットが Web 上で利用可能です。
3D流体力学的モデル
LTEを仮定しないモデルや、静水力学的仮定の代わりに詳細な流体力学的運動を計算するモデルを構築する取り組みがあります。これらのモデルは物理的により現実的ですが、断面積や様々な原子過程の確率など、より多くの物理データを必要とします。このようなモデルは計算負荷がかなり高く、まだ広く普及する段階には至っていません。
モデル光球の応用
モデル大気は、それ自体興味深いものですが、他の天体物理学的問題を研究するための入力レシピやツールの一部として頻繁に使用されます。
恒星進化
恒星の進化の結果として、恒星の内部構造の変化が光球に現れます。
合成スペクトル
スペクトル合成プログラム（例：Moog (コード)）は、恒星大気から光子が通過しなければならない物理的条件（温度、圧力など）を記述するために、事前に生成されたモデル光球を用いることが多い。吸収線リストと元素組成表と組み合わせることで、スペクトル合成プログラムは合成スペクトルを生成する。これらの合成スペクトルを遠方の恒星の観測スペクトルと比較することで、天文学者はこれらの恒星の特性（温度、年齢、化学組成など）を決定することができる。
参照
参考文献
- グレイ、2005年、「恒星光球の観測と分析」、ケンブリッジ大学出版局
- Gustafsson et al., 1975, 金属欠乏巨星のモデル大気のグリッドI, 天文学と天体物理学42, 407-432
- Gustafsson et al., 2008, 後期型星のMARCSモデル大気のグリッド、天文学と天体物理学486、951-970
- ミハラス、1978 年、「恒星の大気」、WH Freeman & Co.
- Plez、2008、MARCS モデル雰囲気、Physica Scripta T133、014003
- ルッテン、恒星大気における放射伝達
- テイタム、恒星大気
外部リンク
- クルツ1993モデル
- ロバート・L・クルツ
- MARCSモデル
- スペクトルモデルスターズ P.コエーリョ
- MULTIモデル
- パンドラモデル
- PHOENIXモデル
- Tlustyモデル
- ウォルフ・ライエ星のPoWRモデル
- 恒星大気ソフトウェアのパッケージ
- 共同計算プロジェクト（CCP7）
- 雲モデル（星ではなく希薄ガス雲からの光をモデル化）
- ウェブ上の合成スペクトルのリスト
- SPECTRUM - 恒星スペクトル合成プログラム
- MOOG - 異なるスペクトル合成プログラム
