J： 連続吸収 ２００６年１２月１８日 単位名 学部 :天体輻射論I 大学院：恒星物理学特論IV 教官名 中田 好一

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1 J： 連続吸収 ２００６年１２月１８日 単位名 学部 :天体輻射論I 大学院：恒星物理学特論IV 教官名 中田 好一
来年は１月２２日に最後の授業があります。 レポート提出の最終期限は当日授業終了時です。 天文事務へのレポート郵送は１月２１日着を期限とします。 単位名 　　学部　 :天体輻射論I 　　大学院：恒星物理学特論IV 教官名　中田　好一 授業の最後に出す問題に対し、レポートを提出。 成績は「レポート＋出欠」でつけます。 授業の内容は下のHPに掲載されます。 E; 吸収係数

2 Ｊ．１． 水素原子のBound-Free 吸収
原子による吸収には、（１）ｂ－ｆ 吸収、（２）ｆ－ｆ 吸収、（３）ｂ－ｂ 吸収の３つがある。ｂ－ｆ とｆ－ｆ は連続吸収、b-b は線吸収である。 ｂ－ｆのｂはｂｏｕｎｄ　ｓｔａｔｅのｂ、　ｆ　は　free state の　ｆ　である。下図は水素のエネルギーレベルと対応する　ｂ－ｆ　吸収を示す。 自由状態 (Unbound State) n= 3 n= 2 n= １ Paschen 連続吸収 束縛状態 (Bound State) Balmer 連続吸収 Lyman 連続吸収 E; 吸収係数

3 水素原子の ｂ－ｆ 吸収係数 κｂｆρ＝N１σ１＋N2σ2＋N3σ3＋……
σ（ｂ－ｆ） 吸収端 　 σn(λ)：ＨＩ（主量子数＝ｎ）のｂ－ｆ 吸収断面積 σn(λ) ＝ σn(λｎ) (λ/λｎ)３G (λｎ) (λ＜λｎ) 　　ここに、λｎ=９１２×ｎ２ Å（オングストローム）＝ 吸収端波長 　　　　　　　　σn(λｎ)＝吸収端における吸収断面積 ＝ (16/3π√3) (πe2/mc)(λL/ｃ)nG 　　　　　　　　 ＝ ０.７９１×１０－１７ｎＧ　ｃｍ２ 　　　　　　　　G= Gaunt Factor = 量子力学的補正項（１から数％以内） λ E; 吸収係数

4 H原子のｂ－ｆ 吸収断面積 σn(λ) n=1 Lyman cont. n=2 Balmer cont.
Paschen cont. n=4 Brackett cont. 3 2 1 　σn(λ) (10-17 cm2） λ(μ) E; 吸収係数

5 両方の掛け算から、T=5,000Kと20,000Kでのｎ＝１，２，３，４からの 吸収係数への寄与を比べてみると、
H原子各順位の存在量 ボルツマン分布）　ここに、θ＝5040.2／T 一方、　σn(λｎ) ＝ 0.791×10－17 nG cm2 両方の掛け算から、T=5,000Kと20,000Kでのｎ＝１，２，３，４からの 吸収係数への寄与を比べてみると、 T=5000K 　 n σn(λn) （ cm2 ） － － － －17 Nｎ / N1 　　 　 ー － ー12 　　　　　Nnσn(λn) / N1 　 　 T=20,000K n Nn / N Nnσn(λn) / N1 　 ー ー ー ー19 E; 吸収係数

6 基底状態にある水素原子１個当りのｂ－ｆ吸収断面積
log (Nnσn / N1) (cm2/H) -17    -20 -25 -30 ‐ ‐ ‐ logλ(μ) 20,000K Lyman 912 A Paschen 8206 A Balmer 3646 A Brackett 14584A 5,000K E; 吸収係数

7 ne np / nH ＝（2πｍekT/ｈ２）３/２ exp(‐I/kT) を使うと、
Ｊ．２． 水素のFree-free 吸収 自由電子 自由状態 free state 光子 陽子 束縛状態 bound state κｆｆ (λ,T)ρ＝α(λ, T) ne np ne np / nH ＝（2πｍekT/ｈ２）３/２ exp(‐I/kT)　　　　を使うと、　 κｆｆ (λ,T)ρ ＝ α(λ, T) nH （2πｍekT/ｈ２）３/２ exp(‐I/kT) ＝ nH λ３g（10－１３．6θ /θ）　ｃｍ－１ ここに、　ｇ＝Gaunt factor　λ＝波長（μ）　θ＝５０４０/T E; 吸収係数

8 Ｊ．３． Negative Hydrogen  H－ Electron affinity = 0.70 eV
Hylleraas,E , Zs.f.Phys.,65,209. 　量子力学的エネルギー極小（変分計算） 　　H－ Electron affinity = 0.70 eV Wildt,R., ApJ, 89, 295. 　　　　　H, Li, O, F, Cl 等の計算結果（１９３０－１９３２）から星の大気中に　 　 負イオン存在の可能性を指摘。更に、Ｈ＋ｅ→Ｈ－の衝突断面積σの計算 　 値（Massey, 1936)から吸収係数 k を出した。 　　　　　1939, ApJ 90, 619. 水素負イオンによる連続吸収。２ １０‐１７ｃｍ２／Ｈ－　 当時、実験室では知られていなかったが量子力学の計算から予測。 　　Ｅ＝ －0.754 eV （1.645 μ） 準位は一つ。多分 (1s)2 1S0 　　　　　　　　　　　　　　　　　ｂ－ｂ　吸収 なし。 　 E; 吸収係数

9 低温の星ではバルマー不連続が極度に大きくなるはず。
ｂ－ｆ　吸収 Ｅ＞Ｅ０=0.754eV （λ＜１.６４４μ） ｆ－ｆ　吸収 Ｅは自由。 Ｅ0=0.754 eV (1s)2 1S0 水素原子連続吸収問題： 　低温の星ではバルマー不連続が極度に大きくなるはず。 (Ｎσ)－ Ｎσ (Ｎσ)＋ λ T , , , ,000 　比　　　 0.3647μｍ 　　　　　実際にはバルマー不連続 (Balmer jump)はA0で極大。 ――＞ 中性水素以外の連続吸収源が低温度星で必要。 ――＞ Negative Hydrogen が探されていた吸収を与えた！　 E; 吸収係数

10 復習 Ａ＋＋ｅ－Ａ＝０ (I=inization energy)
H－ の 存在比 復習　Ａ＋＋ｅ－Ａ＝０　 (I=inization energy) ｎ（ Ａ＋）ｎ（ｅ）/ｎ(Ａ) ＝[u（Ａ＋）２／u（Ａ）]（2πｍekT/ｈ２）３/２ exp(‐I/kT)　 　　ｌｏｇ[ｎ（ Ａ＋）/ｎ(Ａ) ] 　　　＝ｌｏｇ［ u（Ａ＋）／u（Ａ） ］+log 2 +(5/2) log T －ｌｏｇ Ｐｅ－Ⅰ(eV)(5040/T)－0.48 　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　　（Ｐｅの単位は　erg/cm3） Ｎｅｇａｔｉｖｅ　Ｈｙｄｒｏｇｅｎ　に上の式を適用すると、 　　　 Ｈ＋ｅ－Ｈ－ ＝０　 (E=inization energy＝0.754eV) ｎ（ Ｈ）ｎ（ｅ）/ｎ(Ｈ－) ＝[u（Ｈ）２／u（Ｈ－）]（2πｍekT/ｈ２）３/２ exp(‐Ｅ/kT)　 　　ｌｏｇ[ｎ（Ｈ）/ｎ(Ｈ－) ] 　　 ＝ｌｏｇ［u（Ｈ）／u（Ｈ－）］+log 2 +(5/2) log T －ｌｏｇ Ｐｅ－Ｅ(eV)(5040/T)－0.48 　　　　　　　　　　u（Ｈ）＝２、　u（Ｈ－）＝１、　Ｅ＝０．７５４ 　　　 ＝０．１２５－ｌｏｇ Ｐｅ＋２．５ ｌｏｇＴ－０．７５４（５０４０／Ｔ） 　　　＝９．３８１－ｌｏｇ Ｐｅ－２．５ ｌｏｇ（５０４０／Ｔ）－０．７５４（５０４０／Ｔ） E; 吸収係数

11 前々ページのσｂｆ（λ） と前ページの[ｎ（Ｈ）/ｎ(Ｈ－) ]を合わせ、
H－ の b-f 吸収係数 前々ページのσｂｆ（λ） と前ページの[ｎ（Ｈ）/ｎ(Ｈ－) ]を合わせ、 水素原子H １個当たりのNegative Hydrogen Ｈ－のｂ－ｆ吸収断面積として、 κ(H－)bf = [ N(H－) / N(H) ]σbf = 4.1５８×10－10 σbf （λ） Pe (5040/T)5/ (5040/T) 　 (cm2 / H atom) σbf （λ） はλ＝0.85μm 付近で最大値、４×10－17 cm2 をとる。 H－ の ｆ-f 吸収係数 　　　　　　　　　　　　　　　　　　Belland Berrington 1987 J Phys. B 20, 801. κ(H－)ff =10-26 Pe 10Ａ 　 (cm2 / H atom) 　　　Ａ＝fo+f1 logθ+f2log2θ) fo=－2.276－ logλ＋ log2λ－ log3λ f1= － logλ＋ log2λ－ log3λ f2=－ logλ－ log2λ log3λ－ log4λ θ=5040 / T、　λ（in A) E; 吸収係数

12 H－ の b-f 吸収断面積　　　 by Wishart 1979 MN 187, 59P
10 σbf (10-1７ cm2) 1 ０．1 λ (μm) ０．７５４eV σｂｆ（λ）＝( X X X X4 – X X6) 10－１８　ｃｍ２ 　　　　　ここに、Ⅹ＝λ（μ） E; 吸収係数

13 Ｊ．4． 吸収係数の計算 ここは、恒星大気の代表的な値に基づいて、水素連続吸収を計算する。ここにあげ
たスペクトル型より低温（晩期型）では分子吸収、高温（早期型）では電子による 散乱が効いてくるので、ここでは取り上げない。 スペクトルを計算する星のパラメターは以下のようである。 スペクトル型　　　Ｔe　　　　　　Ｐｇ（erg/cm3）　　　　Ｐｅ（erg/cm3） K 　４０００　　　　100, 　 G ６０００ ,000　　　　 　 　 F０ ７５００　　　　 17, 　 Ａ０ １００００ 　1, Ｂ０.５　 　　 ２５０００ , E; 吸収係数

14 N－、n1、 n２、 n３、n４、Ne Peが与えられているので、電子は水素の電離で形成されると考えると、P(HI)は
N(He）/N(H)=１/９　として、　　　 　　　　Ｐ（ＨＩ）＝（Ｐｇ－２・Ｐｅ）/１．１　　　（ＨＩは中性水素原子の意味）で決まる。 次にＰ（Ｈ－）はＳＡＨＡの式に今求めたP(HI)を代入して、次の式で決まる。 数密度は ｋ＝１．３８０６・１０－１６ （erg/K） を使って、 Ｎｅ＝Ｐｅ/ｋＴ、　ＮＩ＝Ｐ（ＨＩ）/ｋＴ、　Ｎ－＝Ｐ（Ｈ－）/ｋＴ　で求まる。 n1、 n２、 n３、n４　をＮＩ＝ n1＋n２＋ n３．．．からもとめるには、ＮＩ＝ n1と近似して、 n２ = n1 ×４×１０－10.2０θ n３ = n1 ×９×１０－12.08θ n４ = n1 ×１６×１０－12.75θ　　　　　　　（ボルツマンの式） で計算する。θ＝５０４０/Ｔ。　 E; 吸収係数

15 次に、上の値を用いて連続吸収係数を計算する。
　　　Ｔ　　 Ｐｇ　 Ｐｅ P H Ne NI N n n n n n5 K (5) (-4) 3.2(11) 1.7(17) 1.9(8) 1.6(17) 9.2(4) 8.9(2) 2.2(2) 1.4(2) K (4) (-4) 1.3(12) 1.1(17) 2.5(8) 1.1(17) 2.3(7) 6.7(5) 2.5(5) 1.9(5) G (4) (-4) 1.6(13) 6.8(16) 1.1(9) 6.8(16) 7.3(8) 4.3(7) 2.1(7) 1.8(7) F０ (4) (-4) 1.2(14) 1.4(16) 9.5(8) 1.4(16) 8.2(9) 1.0(9) 6.3(8) 6.1(8) A (-5) 3.0(14) 2.7(14) 2.0(7) 2.7(14) 7.9(9) 2.0(9) 1.6(9) 1.8(9) B (14) 3.4(10) 3.3(2) 3.4(10) 1.2(9) 1.1(9) 1.4(9) 1.9(9) 次に、上の値を用いて連続吸収係数を計算する。 E; 吸収係数

16 σn(λ) ＝ σn(λｎ) (λ/λｎ)３ (λ＜λｎ)
（１）ＨＩのｂ－ｆ　吸収 κｂｆρ＝n１σ１＋n2σ2＋n3σ3＋……　　　　　　　　　Ｇ＝１で計算する。 　　　σn(λ) ＝ σn(λｎ) (λ/λｎ)３ (λ＜λｎ) 　　　λｎ=0.0９１２×ｎ２ μｍ 　　　σn(λｎ)＝ ０.７９１×１０－１７ ・ｎ　（ｃｍ２ )　 （２）Ｈ－のｂ－ｆ　吸収 　　　σｂｆ－ （λ）＝( X X X X4 – X X6) 10－１８　ｃｍ２　　　　　　　　ここに、Ⅹ＝λ（μ） 　　　から、Ｎ－ σｂｆ－ （λ）を計算する。 （３）Ｈ－のｆ－ｆ　吸収 ＮeＮ－α－ｆｆ (λ, T)＝10-26・ＮＨＩ・ Pe （erg/cm3） ・ 10Ｃ 　 (cm－１) 　Ｃ＝fo+f1 logθ+f2log2θ　　ただし、θ=5040.２ / T、λ（in A)である。 fo=－2.276－ logλ＋ log2λ－ log3λ f1= － logλ＋ log2λ－ log3λ f2=－ logλ－ log2λ log3λ－ log4λ E; 吸収係数

17 前節で求めたκ（λ）に基づいて、κRを計算する。
ロスランド平均吸収係数κＲ 前節で求めたκ（λ）に基づいて、κRを計算する。 Te（K)　　　　 ４０００　　 ５０００　　６０００　　７５００　 １００００　 ２５０００ κR（ｃｍ－１）　 3.84E E E E E E-09　 E; 吸収係数

18 恒星表面でのフラックス W(λ）＝λ・F(λ） はしたがって、
こうして、Te、ｋλ、ｋR　が揃ったので、ある波長λでτλ＝２／３になる深さでの温度T（λ）はエディントン大気を仮定して下のように求められる。 恒星表面でのフラックス　W(λ）＝λ・F(λ）　はしたがって、 以下に、このようにして求めた、ｋλ、W(λ)をグラフで示す。 E; 吸収係数

19 E; 吸収係数

20 E; 吸収係数

21 E; 吸収係数

22 E; 吸収係数

23 　 λ Ｔ=6000 0.3737 0.565 0.426 0.597 0.501 0.697 0.699 0.914 0.866 1.092 1.225 0.769 1.655 0.36 2.097 0.433 他の温度も求めてみた。 E; 吸収係数

24

25 E; 吸収係数

26 E; 吸収係数

27 E; 吸収係数

28 E; 吸収係数

29 E; 吸収係数

30 E; 吸収係数