光球は、恒星の可視的な「表面」である。これは比較的薄い領域で、恒星のガスが十分に透明になり、外向きに進む光子の大部分が宇宙空間へ逃げられるようになる層である。これは固体の表面ではなく、光学的厚さによって定義される層であり、恒星の見かけの明るさ、色、実効温度を大きく左右する。太陽では、光球の実効温度はおよそ5,800 Kで、白色光で見えるおなじみの太陽円盤を生み出している。

構造と物理的性質

慣例的に、光球は光学的厚さが1程度になる深さ付近に位置づけられる（ロスランド平均では τ ≈ 2/3 と近似されることが多い）。この層は恒星半径に比べて非常に薄く、太陽型星では数百キロメートルほどの厚さに広がるにすぎない。また、外向きに向かって温度勾配が負になる。波長によって不透明度が異なるため、異なる波長の光はわずかに異なる高さから放出される。つまり、スペクトル線と連続光は重なり合いながらも、完全には同じでない層を見ていることになる。

観測される特徴

光球には、高分解能の画像やスペクトルで見えるさまざまな現象がある。

  • 粒状斑：内部から熱を運ぶ対流セルが作るまだら模様で、明るい上昇流と暗い下降流からなる。
  • 周辺減光：恒星の縁に向かうほど暗く見える現象。縁からの光は、より高くて冷たい層から来るためである。
  • 磁気的特徴：黒点（冷たく暗い領域）、白斑、そして局所的な明るさやスペクトル線を変化させる小規模な磁場要素。
  • スペクトル線：吸収線（太陽ではしばしばフラウンホーファー線と呼ばれる）は光球で形成され、化学組成、表面重力、速度の診断に役立つ。

研究方法

天文学者は、撮像、高分解能分光、偏光測定、時系列観測を用いて光球を研究する。スペクトル線の輪郭からは熱的広がり、運動によるドップラー偏移、磁場によるゼーマン分裂が読み取れる。干渉計、また食やトランジットは、恒星の見かけの光球半径や周縁減光の法則を測定する。さらに、太陽震学や恒星震学といった手法は、光球層と相互作用する振動を解析することで、内部構造を推定する。

文脈と重要性

photosphere という語は、「光の球」を意味するギリシャ語の語根に由来する。これは、その上層にある彩層やコロナと区別すべきである。これらはより高温で希薄であり、紫外線やX線を含む異なる種類の放射を放つ。遠方の恒星について得られる観測データの大部分は光球の光とスペクトルに基づくため、光球物理学――放射輸送と不透明度――を理解することは、恒星の温度、組成、磁気活動を決めるうえで不可欠である。詳しくは 放射輸送 と 不透明度と透明性 を参照されたい。光子は波長に応じて物質と相互作用する。そうした相互作用や、波長ごとに異なる高さから光子が現れる仕組みについては、光子の相互作用 と 波長依存の形成 を参照できる。入門用の資料やさらなる読み物としては、恒星大気と観測に関する一般的な資源である 入門資料 を参照するとよい。