モデル光球

光球とは、可視光線が逃げる太陽または恒星の表面層を指します。これらの恒星の外層は、さまざまなコンピュータ プログラムでモデル化できます。多くの場合、計算モデルは他のプログラムと一緒に使用され、恒星の合成スペクトルを計算します。たとえば、化学元素の想定される存在量を変え、合成スペクトルを観測されたものと比較することで、特定の恒星におけるその元素の存在量を判断できます。コンピュータが進化するにつれて、モデルの複雑さは深まり、より多くの物理データが含まれ、単純化のための仮定が排除されるなど、より現実的になっています。この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。

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、局所的な温度によってのみ設定され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。
• 異なるイオン化状態にある原子の数は、サハ方程式によって決定されます。この分布は、原子のイオン化エネルギーと局所温度によって決定されます。

一般的な単純化された仮定は、大気が平行平面であるというものです。つまり、物理的な変数は、垂直深度という 1 つの空間座標のみに依存します (つまり、恒星の大気を「正面から」見ており、縁に向かう湾曲した部分は無視し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、これは適切な近似ではなく、球状の大気を仮定する方が適切です。

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 > 10,000 ケルビン) で非常に明るい星の場合、これらの風は非常に濃くなるため、出現スペクトルの主要部分は「膨張する大気」、つまり、数千 km/s に達する高速で外側に移動する層内に形成されます。

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急激な変化を起こ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、上昇して崩壊するガス塊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影響のいくつかを説明するために、微小乱流と呼ばれるパラメータがよく使用されます。微小乱流は、光子の平均自由行程よりも小さいスケールでの原子または分子の運動に対応します。

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すべての吸収線を含める必要があります。これは、計算量が非常に多く、すべてのスペクトルが完全にわかっているわけではないため、実現可能ではありません。したがって、不透明度の処理を簡素化する必要があります。光球モデルで使用される方法には、次のものがあります。

• 不透明度サンプリング (OS)

不透明度サンプリングとは、スペクトルの関心領域全体に広がる多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。モデルはより多くの周波数を含めるほど改善されますが、不透明度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)

不透明度分布関数を使用する場合、スペクトルはサブセクションに分割され、そのサブセクション内で吸収確率が再配置され、1 つの滑らかな関数に簡略化されます。不透明度サンプリング方法と同様に、これは間隔を追加することで改善されますが、計算時間が長くなります。

恒星の光球をモデル化するために利用できるさまざまなコンピュータ コードがあります。そのうちのいくつかはここで説明されており、いくつかは下の「外部リンク」にリンクされています。

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使用して、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、長年にわたってさまざま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形バージョンの両方があり、不透明度サンプリング関数または不透明度分布関数を使用するバージョンもあります。

MARCS (放射および対流スキームにおけるモデル大気) コードは、1975 年に Bengt Gustafsson、Roger Bell らによって最初に発表されました。元のコードは、大気が静水圧平衡、平面平行、混合長理論で記述される対流であると仮定して恒星のスペクトルをシミュレートしました。その後、このコードは、線不透明度のモデリングの改善 (不透明度分布関数の代わりに不透明度サンプリング)、球面モデリング、および物理データの増加など、進化を遂げてきました。現在では、さまざまなモデルの大規模なグリッドが Web 上で利用できます。

PHOENIX コードは、1992 年以降主に Peter Hauschildt (Hamburger Sternwarte) によって開発された 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 上で利用可能になっています。このコードは、球対称性を前提とする「クラシック」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実行されます。このコードでは、超新星、新星、恒星、惑星など、さまざまな天体物理学的オブジェクトの計算が可能です。散乱とダストを考慮し、多くの原子種に対する非 LTE 計算と、原子および分子に対する LTE 計算が可能です。

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、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・ライエ星をシミュレートするために、ポツダム大学 (ドイツ) の Wolf-Rainer Hamann 氏と共同研究者によって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 上で入手できます。

LTE を仮定しないモデルを構築したり、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したりする取り組みがあります。これらのモデルは物理的に現実的ですが、断面積やさまざまな原子プロセスの確率など、より多くの物理データも必要とします。このようなモデルは計算的にかなり要求が厳しく、まだ広く普及する段階には至っていません。

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。

スペクトル合成プログラム (例: Moog (コード) ) では、以前に生成されたモデル光球を使用して、光子が恒星の大気圏から脱出するために通過しなければならない物理的条件 (温度、圧力など) を記述することがよくあります。吸収線のリストと元素存在比表とともに、スペクトル合成プログラムは合成スペクトルを生成します。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) を判定できます。

恒星の構造

• グレイ、2005年、「恒星の光球の観測と分析」、ケンブリッジ大学出版局
• グスタフソン他、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 他、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、恒星大気中の放射伝達
• テイタム、恒星大気

• 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