content痛恨の一撃。エンジニア平日は社畜、土日は宇宙物理ネタで小銭を稼ぐ日々。最近は恒星物理と重元素合成の解説にはまっている。下手の旅好き猫五郎日誌なども細々と運営中。Macが遅いと思ったらFinderが原因でした。2018年6月7日Polytropeガス球。)、表面元素組成などの情報が得られます。恒星内部に関する情報は得られません(例外的に太陽の場合は、ニュートリノフラックスおよび太陽振動の観測により内部の情報が得られています)。恒星の内部構造を知るためには、物理法則を使って理論的な構造モデルを計算する必要があります。最初にこの章では恒星内部での力学的平衡を考察していきましょう。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。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。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。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。恒星大気のモデルとは、大気内部の密度・圧力・温度などの物理量の分布と、表面から出てくる放射スペクトルを与えるものです。ここでは最も簡単なplane-parallelで静水圧平衡かつ放射平衡にあるLTEの大気モデルの計算方法と、その結果について見ていきましょう。