Як можна визначити ефективну температуру зірки з її спектру?

Визначення ефективної температури зірки взагалі нетривіальне завдання. Проста причина цього в тому, що ми можемо вивчати електромагнітне випромінювання лише зірки, а не температуру безпосередньо. Складність зумовлена ​​тим, що випромінювання виробляється в стратифікованих зоряних атмосферах, які лише частково характеризуються зоряною температурою, але також і багатьма іншими факторами, такими як зоряна маса, стихійне достаток, обертання зоряності тощо. температура атмосфери змінюється з глибиною, тоді як ефективна температура - це лише кількість.

З іншого боку, температури та величини - найважливіші величини, що характеризують зірки.

Отже, питання : як саме можна використовувати спектр для отримання інформації про температуру зірки? Під температурою тут я маю на увазі ефективну температуру або навіть температурний профіль атмосфери.

Примітка : це досить підручник питання. Я створив це, тому що я зіткнувся з хорошою існуючою відповіддю від @Carl, раніше розміщеної в трохи меншій дискусії підручника. Наскільки добре ми можемо в принципі визначити зірки? $T_{\textrm{eff}}$. Це питання, здається, є набагато кращим місцем для відповіді.

Температуру ( $T_{eff}$ ) можна досить складно визначити точно, оскільки вона взаємодіє з низкою інших фундаментальних вимірювань.

По-перше, пам’ятайте, що спектр, який ми спостерігаємо від зірок, є точковим, вони дають нам весь загальний результат, а не конкретне місце чи частину зірки. Нам потрібно розчленувати різні частини, щоб досягти основних параметрів. Ми доходимо до своїх результатів шляхом ітерації значень основних параметрів, поки спектр моделі не відповідає справжньому спектру, який ми спостерігаємо. Питання полягає в тому, як ви кажете, в наявності цілого ряду невизначеностей.

Перший з них (хоча він не має великого ефекту) - сам Принцип невизначеності. Це створює природне розширення лінії за рахунок випромінюваного фотона, що має діапазон частот. Ширина лінії визначається;

де $\Delta E$ - невизначеність енергії, $h$ - константа Планка, а $T_{\text{decay}}$ - це кількість часу, коли електрон перебуває у високоенергетичному стані до розпаду.

Основні параметри

Обертання зірки викликає зрушення ефекту Доплера на спектри лінії , що робить його розширити. Чим швидше обертання, тим ширша (ще менша) лінія. Як і Принцип невпевненості, це природне розширення, оскільки воно не впливає на достаток якогось конкретного елемента в зірці.

$V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

$T_{eff}$

Температура зоряної фотосфери знижується, коли ми відходимо від ядра. Тому профіль лінії представляє діапазон температур. Крила лінії виникають із глибшого, гарячішого газу, який демонструє більший діапазон довжин хвиль за рахунок посиленого руху. Чим вище температура, тим ширші крила профілю лінії ([Robinson 2007, стор. 58] [1]).

$T_{eff}$$T_{eff}$$T_{eff}$

$T_{eff}$

$v_{\text{mic}}$

$v_{\text{mic}}$

Нарешті, гравітація поверхні, яка залежить від маси та розміру зірки:

$M, R$$g$

Зірка з більшою масою, але меншим радіусом незмінно буде щільніше і під більшим тиском. За визначенням, більш щільний газ має більшу кількість атомів на одиницю площі (достаток), що призводить до посилення спектральних ліній.

Газ під тиском забезпечує більше можливостей вільних електронів рекомбінувати з іонізованими атомами. За даної температури очікується, що іонізація зменшиться зі збільшенням поверхневої сили, у свою чергу збільшуючи кількість атомів у нейтральних або низьких іонізаційних станах.

$T_{eff}$

$T_{eff}$

Ми починаємо з синтетичного спектру і змінюємо його властивості ітераційно, поки він не відповідає формі спектра зірки. Коригування одного параметра незмінно вплине на інші. Спектри будуть відповідати, коли значення температури, поверхневої сили та мікротурбулентності (серед інших) є правильними. Це, очевидно, забирає багато часу, хоча існують програми, які допомагають.

Атмосферні властивості можна також визначити іншими менш трудомісткими засобами. Фотометричні кольори можуть використовуватися як проксі для температури, а абсолютні величини для сили тяжіння поверхні. Однак ці визначення можуть страждати від неточностей внаслідок міжзоряного вимирання і в кращому випадку є близьким наближенням.

[1] Робінсон, К. 2007, Спектроскопія: ключ до зірок (Спрингер)

Існує багато різних способів вимірювання температури астрономічного об'єкта. Зазвичай ефективна температура означає просто температуру чорного тіла. Однак модель чорних тіл - це лише наближення першого порядку, за яким ми знаємо, що вона є неточною за багатьох обставин.

Якщо у вас хороший спектр із широкої довжини хвилі, вашу ефективну температуру може бути краще визначити як температуру збудження. Однак те, яке визначення вам слід використовувати насправді, залежить від того, в якому контексті ви знаходитесь. Перевірте це для короткого резюме: https://www.physics.byu.edu/facturing/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm