パタヤ市は、今年のソンクラーン祝祭を拡大し、新年カウントダウンイベントと同規模の催事、4月17日から19日までの3日間、ビーチロードで壮大なスペクタクルを開催すると発表。ちなみに写真に写っている大騒ぎの位置から100m少々のところに私の机があり、全面締め切らないと大騒音,,,
コンサート、ショー、水かけ合戦、パーティー、DJ、特別な爆発ゾーン、文化と伝統のエリア、サッカー観戦ゾーン、数百のフードベンダーなどの内容で入場料はすべて無料！、、、とのこと
例年だと空を見ながらなのですが、今年は新月と被るのでどこかに星見遠征するところ、検定試験の追い込みに掛かるので、昨年並みにパタヤ籠りの予定。
水かけがない時間帯にこそこそと市内を逃げまわるのでしょう,,,
◎よくある質問 見返し
◎は「まだ理解足らず」
△は「もう理解したかな」
という感じ。
しばらくは見返しするのでしょうか,,,
◎楕円の直交座標式を極座標変換する
楕円の方程式は上記のような形で習うのですが、ポロっと極座標で示せという問題が出るわけです,,,ほぼ暗記の世界。
このr(θ)の式が極座標で表した楕円方程式ですね。
試験ではこの式自体が4択で出るわけです。
θ＝ゼロ度と180度を入れると、分子分母で約分ができて楕円の短直径と長直径がでて、正しい式自体は選べるはずです。
最初はそれでいいかなと思っていましたが、何度も見るうちに形として覚えてしまいました。
実は何度か、上枠で示している直交座標系から極座標系に変換することをチャレンジしましたが、今朝もできなかったのでAIに聞いたところ、以下のような流れを示してくれました。
私の敗因は（x ｙ）と（r θ）の関係をまず図形で関連付けなかったことで、下記だと「2」の部分が抜けていたことでした。
検定試験レベルでは最初と最後、直交座標表示と極座標表示が分かればいいだけなのですが、一応は流れを見ておかないとという程度の心の余裕ができたということでしょうか。
◎セファイド不安定帯の脈動変光星
表左側はテキストから、備考欄はwikiなどから。
多様性というか、何でセファイドの脈動変光星にこんな違いが出るんだっけ、,,と
これは天文学辞典の図。
右の斜めが主系列で太陽質量4から10倍の恒星が主家列を離れて赤色巨星とか水平分枝あたりに行く経路図。
これを見れば、同じ赤色巨星といっても星のボリュームが違い、明るさも違う
なにより、100歳近く年を経た星が赤色巨星になる場合と数億年以下で赤色巨星になる星では金属量も違うし、となれば変光の形態も違うはず。
同じくセファイド変光帯上（上図だと点線の斜め線）の変光星でも、絶対光度の高いエリアの「本当の意味」でのセファイドと、かつてはセファイドとごちゃまぜだったものが、セファイドⅡとかおうし座RV、こと座RRに分かれたのも見えてきます。
私自身は第二次世界大戦下のウィルソン山天体で、ドイツ移民のバーデが移動制限されて,,,逆にそれがゆえに望遠鏡を独り占め状態で星々の研究をして、ハッブルがアンドロメダ星雲の位置特定に使用した変光星の一部が、天の川銀河でしか見えず他の銀河で見えないことなどから、星の種別を発見して変光星の型を見直して宇宙の距離指標を見直した,,,みたいな話は好きなんですけどね。
冒頭の表を見ると「白色矮星の中にもセファイド変光星がある」,,,という正誤問題が出たらいいな､､､と。さらにセファイドの帯と主系列が交差する辺りにもセファイド変光星があり、上の表だと名だたる1等星がたて座δ型として名を連ねていますので、これなども問題にしてほしい,,,そうしたら得点独り占めかも。
◎無限に広がる平面上にある物体に作用する重力
イメージとして、渦巻銀河の上空を旅行したとして、円盤部の近傍とかちょっと上空で作用する重力がどう変わるかという計算です。
https://tnakabou.seesaa.net/article/201203article_3.html
この問題については、公式テキストにも導出経緯が示されていて、過去にも出題されています。
これが地球から受ける重力だと、地球からの距離が遠くなれば遠くなるほど地球の重力は小さくなるわけです。
上図で四角で示しているのが無限に広い銀河面だとして(無限に広がっています）、
・銀河面近くだと大きな重力を受けるように見えますが、重力は円錐のような形で作用するため、無限遠方平面からの重力は作用角度が緩くなるため、重力の影響は小さくなります。
・上図で質量mが無限平面からどんどん遠ざかると、受ける重力は減りそうに見えますが、円錐が広がっていくのでより広い場所からの重力を受けることになります。
これは質点mが受ける重力で、値は2πGσm。
G：重力定数 σ：面密度 ｍ：質点質量
上図でいうと銀河面から質点までの距離はRですが、Rがパラメータとして入っていません。すなわち銀河面からの距離にかかわらず、重力は一定の大きさになります。
◎レーン=エムデン方程式
レーン=エムデン方程式というのあって、レーンさんとエムデンさんが作った方程式とのことで、恒星の内部構造を示す方程式,,なんですね。
重力と圧力差が釣り合うという関係式で、「恒星は静水圧平衡にある」ということ自体を覚えておけばいいみたい,,,それとまだ覚えきれていませんが、この式から恒星の中心温度が求まります。
この方程式を解析的に解けるのはｎ＝0、1、5の場合だけで、公式テキストにはこの3つの線しか書いてありません。ただし微分方程式なので、数値計算的には解けてwikiから引用した上のグラフのような値を示します
ちなみに「n」の値の意味がよくわからないのでネットで調べるわけですが説明はバラバラ。あるところには「n=0は中性子星、n=1は白色矮星や地球、n=3は太陽、n＝5は赤色巨星を表す」とあり、別のところには「n=0は地球、n=1は赤色巨星、巨大ガス惑星、n=5は銀河団」、、、多分この具体的な天体へのあてはめはテキストにはないので、覚えなくてもよさそう。
テキストでは延々5ページ解説が続きます。
最後に出て来る重力エネルギーの式やビリアル定理だけ覚えればいいようです。
3（γ－1）U+Ωg ＝ 0 とかE ＝（４－３γ）Uなど。
,,,これらは試験に出ています
◎Ⅱ型超新星,,,Ⅱ-P型とかⅡ-L型超新星など
1級テキストだと、Ⅱ型超新星もその光度曲線とかスペクトルでいろいろと分かれ、Ⅱ-P型とⅡ-L型もその一例。
ただしこれらのワードで検索してもP型は出てきますがL型が出てきません。
Pはプラトーの意味で、爆発後100日程度、台形状、すなわち中程度の光度が一定期間維持されるもの。
対してL型はリニアーの意味で、爆発後急激に直線的に光度を落としていくもの。
テキストの説明では、超新星爆発する以前に外層部の水素が恒星風等で剝がれてしまっているものと、大部分の外層が残っているものの違いで、剥がれていれば光度が急激に落ちるL型で、大部分の外層が残っていればだらだらと一定光度を保ちP型なのだとか。
また、Ⅱ型は水素スペクトルが見られるので判別できますが、その状況によってもn型とb型に分かれます
nがナローだと、bはブロード(広い)だと思ってしまいますが、上枠の説明を読んでも幅広という意味は出てこず、Ⅰ-b型に近いスペクトルとあるのみ。
Ⅰ-bのbは、単にa型、b型、c型のb型なので、bそのものには意味はありません。
テキストではP型、L型、n型、b型ともそれぞれ数行の記述があるので、これらも正誤問題等で出てきそう、,,まあいずれにしても深くは理解できないのですけども。