光球

光球は恒星の外殻で、そこから光が放射されます。光球は恒星の表面に広がり、プラズマが不透明になるまで広がります。これは光学的厚さで約2 ⁄ 3に相当し、^[1] 50%の光が散乱されずに逃げる深さに相当します。

光球とは、特定の波長の光子を透過する発光体（通常は星）の領域です。

中性子星を除く恒星には固体または液体の表面はありません。^{[注 1]}そのため、光球は通常、太陽または他の恒星の視覚的な表面を表すために使用されます。

光球という用語は、古代ギリシャ語の語源、 φῶς, φωτός/ phos、photos（「光」）と σφαῖρα/ sphaira （「球」）に由来しており、光を発すると認識される球面であることに由来しています。^{[引用が必要]}

恒星の表面は、シュテファン・ボルツマンの法則における有効温度によって定義される温度を持つ。様々な恒星には、様々な温度の光球がある。

太陽は主に水素とヘリウムという化学元素で構成されており、光球における太陽の質量のそれぞれ 74.9% と 23.8% を占めています。恒星天文学では金属と呼ばれるより重い元素はすべて、質量の 2% 未満を占め、酸素 (太陽の質量の約 1%)、炭素 (0.3%)、ネオン (0.2%)、鉄 (0.2%) が最も多く含まれています。

太陽の光球の温度は4,400～6,600  K（4,130～6,330 °C）（有効温度は5,772  K（5,499 °C））^{[6] [7]}であり、人間の目には圧倒的に明るい表面として認識され、十分に強い中性密度フィルターを使用すると、色彩のない灰色の表面として認識されます。密度は約3 × 10です。⁻⁴ kg / m ³ ; ^[8]深さが増すにつれて増加します。 ^[5]太陽の光球の厚さは100〜400キロメートルです。 ^{[9] [10] [11]}

太陽の光球で最も普遍的な現象は、グラニュール（直径約 1,000 km (620 マイル)のプラズマ対流セルで、中央では高温のプラズマが上昇し、その間の空間では低温のプラズマが下降し、速度 7 km/s (4.3 mi/s) で流れている。各グラニュールの寿命はわずか約 20 分で、絶えず変化する「沸騰」パターンが生じる。典型的なグラニュールは、直径が最大 30,000 km (19,000 マイル) のスーパーグラニュールで、寿命は最大 24 時間、流速は約 500 m/s (1,600 ft/s) で、磁場の束をセルの端まで運ぶ。太陽の光球におけるその他の磁気関連現象には、グラニュール間に散在する太陽黒点や太陽白斑がある。^[12]これらの特徴は、他の恒星では直接観察するには細かすぎる。しかし、太陽黒点は間接的に観測されており、その場合はスタースポットと呼ばれます。

• ウィキメディア・コモンズの Photosphere に関連するメディア
• 光球のアニメーションによる説明 (サウスウェールズ大学)。
• 光球の温度に関するアニメーションによる説明 (サウスウェールズ大学)。
• 太陽下層大気と磁気 ( MPS )