公式テキストを1日1周読むという試み、第1回目,,,午後2時ごろ読了。
・基本的に下線を引いた前後を読む
・不明な点があれば、時間気にせずネット検索などで調べる
分かったこととして、1日1周回は十分可能。
ただし、試験まで4.5カ月前の現時点でやるべきことなのか？という疑問
最後の最後、試験前2週間くらいから始めてもよいのでは？
それとあまりにも速く目を動かして文字の上を上滑りしている感じ。
正直、ちょっと食い足りないというか、こんな読み方でいいのかな、とも。
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デカい黒点です
これがX8クラスのフレアを発生した源らしい,,,
ちなみにまだHα画像は撮れず。
周辺減光していますよね、周辺が赤っぽい。白黒画像で見ると暗くなっています
周辺減光自体は一種自明なのですが、今日は一日、この周辺減光の周波数特性について調べたのですが、うまい説明がつかない,,,紫外線の方が赤外より影響を受けます
今晩はダメそう、,,ということは夜遅くまで勉強するということ
◎太陽の周辺減光は短波長ほど影響を受けるのは何故か
(事実はテキストにあるが理由は示されていない）
同じ温度差であっても、波長によって「明るさの変化の度合い」が異なる。
高温の物体が放つ光の強度は、温度が下がると減少する。この減少率は、プランクの法則によれば波長が短いほど急激となる。
可視光域において、温度がわずかに下がった際、長波長（赤色）の強度の減り方に比べ、短波長（青色・紫色）の強度の減り方は非常に大きくなる。
結果として、太陽の縁で温度が下がっている層を見ているとき、青い光は赤い光よりも劇的に暗くなるため、短波長ほど周辺減光の影響を強く受けることになる。
,,,どうもまだわかりません,,,
◎色温度が有効温度より高めになる理由
恒星の観測において、色温度が有効温度よりも高めに測定されることがよくある。
主な理由は星の光が放射される深さ（不透明度）の違いによるため。
1. 放射される層の深さの違い
星の表面（光球）は単一の温度ではなく、深くなるほど高温になる。色温度は特定の波長範囲（一般に可視光）の色のバランスから算出される。可視光で不透明度が低い（光が透過しやすい）波長ではより深い場所にある高温の層からの光を観測していることになり、温度が高く見積もられる。一方、有効温度は星が全波長で放射する全エネルギーに基づいた「平均的な表面温度」となる。
2. 波長による「色の歪み」
星は完全な黒体放射ではない。
大気成分による吸収や散乱の影響で、特定の波長の光が強調され弱まったりする。特に青い光が強く放射されるようなスペクトル分布を持つ星では、見かけ上の色から計算した色温度が実際の全放射エネルギーから導かれる有効温度を上回ることがある。
3. スペクトル線や吸収の影響
恒星の大気に含まれる元素が特定の波長を吸収することで、黒体放射の曲線からズレが生じることとなる。このズレにより、可視光のデータのみに黒体曲線を当てはめて算出する色温度は、全波長を考慮した有効温度よりも高く（または低く）算出される誤差を含むこととなる。
◎鉄蛍光線Kα線のKは何を意味するか(常識として知っておかないと,,,）
鉄蛍光線（鉄の特性X線）Kα線の「K」は、原子の電子殻におけるK殻を意味する
K殻とは原子核に最も近い、主量子数(n=1)の最も内側の電子殻のこと
一次X線などが鉄原子に当たるとK殻にある電子が弾き飛ばされ、K殻に空席（空孔）ができる。
その空席を埋めるために、外側の殻（通常はL殻）から電子が遷移してくる。
この時、K殻とL殻のエネルギー差に相当するエネルギーがX線として放出される。
Kの意味は電子が「K殻」に落ちた（空席を埋めた）ことを示す。
αの意味はL殻から遷移したことを示す。（M殻からの場合はβ線になる）。
◎バルマージャンプとは(多分検定試験には出ない）
天文学においてバルマー不連続（ Balmer discontinuity）と呼ばれる現象
水素原子のバルマー系列の限界波長（バルマー端）を境に、天体の連続スペクトルの強度が急激に変化することを指す。
恒星の大気中に含まれる水素原子の吸収によって引き起こされるもの。
水素原子の電子が基底状態から2番目のエネルギー準位（軌道量子数n=2）へ励起する際、特定の波長の光子を吸収する。
これがバルマー系列の吸収線（Hα、Hβなど）として現れる。
バルマー系列の終端である364.6 nm（ナノメートル）よりも短い波長側では、電子がn=2の準位から連続的なエネルギー状態へ励起（光電離）するため、連続的な吸収が発生する。
この連続的な吸収により、バルマー端を境にして、より短い波長（紫外側）の連続スペクトルの強度が急激に弱まり、この強度の不連続な変化をバルマー・ジャンプという。バルマー・ジャンプの大きさ（不連続の度合い）は、恒星の有効温度や表面重力（光度階級）を知るための重要な指標として利用できる。
◎キロノバとは (公式問題集ででてきたため）
キロノバ（kilonova）とは、2つの中性子星、あるいは中性子星とブラックホールが合体した際に発生する巨大な爆発現象。
主な特徴は以下の通り：
・合体時に宇宙空間へ放出された物質の中で、金やプラチナ、ウランといった重い元素が作られる（rプロセス）。これらの重元素が放射性崩壊を起こす際のエネルギーで、可視光や赤外線として輝く。
・一般的な新星（ノバ）の約1,000倍の明るさになることから「キロ」ノバと呼ばれるが、超新星（スーパーノバ）に比べると10分の1から100分の1程度の明るさ。
・2017年に「GW170817」重力波イベントにおいて、重力波と同時に初めてキロノバの光が直接捉えられ、宇宙の重元素の起源を解明する大きな手がかりとなった。
観測される主な波長の特徴と変化のプロセス
・合体直後〜1日程度:紫外線や青い可視光（短波長）が強く出る。これは「ブルー・キロノバ」と呼ばれ、放出された物質の中でも比較的軽い元素が表面にある場合に観測される。
・数日後:急速に色が赤っぽくなり、赤い可視光（長波長）が支配的になる。これは、金やプラチナ、ランタノイドといった重い元素が光を吸収・再放射するため。
・1週間〜数週間後:目に見える光は急速に暗くなり、赤外線で輝くようになる。
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恒星の温度によるスペクトルの消長,,,というグラフ
随分と細かく出ています。
1級テキストだとぐっと本数が減って、ここだと6要素になっています。
スペクトルは温度依存性があり、温度というよりは恒星の「型」ごとに最も強くなるスペクトルが例示されています
これはハーバード型と呼ばれる主な吸収線の特徴一覧ですが、テキストとは微妙に違いますし、このコメントを上のグラフを比較すると、どうも言っていることが合わないなあ,,,と。
テキストだと定性的になぜそのスペクトルが強くなるか説明していますが、結構覚えるの大変。上掲2番目のグラフは過去問ですが、実際に出題されるのは「水素の山」でそれがどういった水素なのか,,,といった程度。,,,答えは中性水素です。
アルテミス、打ち上げ前のチェックで燃料漏れ、2月打上げ⇒最速3月に
だそうです。
