周縁減光
周縁減光(しゅうえんげんこう、limb darkening)は、太陽などの恒星表面が中心から周縁に向かうにつれて色が赤味を帯びて暗く見えるようになる現象。「周辺減光」と呼ばれることもあるが、カメラなどで周辺光量が減少して暗くなる現象と混同しやすいため避けたほうがよいとされる。
主に中心から距離が離れれば離れるほど恒星のガスの密度が減少すること、光球の温度が中心部分に比べ外縁部では減少することの二つの効果によるもので、太陽をはじめとする恒星にみられる。
周縁減光の程度は観測する光の振動数に依存し、特にスペクトル線毎に異なっている。中心部よりも周縁の方が明るく見える場合もあり、この現象は limb brightening と呼ばれる。周縁減光と limb brightening を総称して center-to-limb variation と呼ぶ。
カール・シュヴァルツシルトは1906年の恒星の構造に関する論文の中で、周縁減光の原理に相当する光の散乱について計算している。1917年前後のアーサー・エディントンやジェームズ・ジーンズらによる研究を経て、1921年にエドワード・アーサー・ミルンは当時知られていた恒星の構造の理論に基づいて輻射輸送方程式を解き周縁減光を解析的に導出した。
Arthur Bambridge Wyseは1939年に太陽以外の恒星について周縁減光を観測する方法について考察している。
周縁減光のプロファイルは1946年にCanavaggiaとChalongeによって写真乾板を用いて初めて測定された