Jak określa się efektywną temperaturę gwiazdy na podstawie jej widma?

Określenie skutecznej temperatury gwiazdy jest na ogół nietrywialnym zadaniem. Prostym powodem jest to, że możemy badać jedynie promieniowanie elektromagnetyczne z gwiazdy, ale nie bezpośrednio temperaturę. Złożoność wynika z faktu, że promieniowanie jest wytwarzane w warstwowych atmosferach gwiezdnych, które tylko częściowo charakteryzują się temperaturą gwiezdną, ale także wieloma innymi czynnikami, takimi jak masa gwiezdna, liczebność żywiołów, obrót gwiezdny itp. Co więcej, temperatura atmosfery zmienia się wraz z głębokością, podczas gdy efektywna temperatura to tylko liczba.

Z drugiej strony, temperatury i wielkości są najważniejszymi wielkościami, charakteryzującymi gwiazdy.

Tak więc pytanie : jak dokładnie wykorzystuje się widmo do wydobywania informacji o temperaturze gwiazdy? Przez temperaturę mam tu na myśli efektywną temperaturę, a nawet profil temperatury atmosfery.

Uwaga : To raczej podręcznikowe pytanie. Stworzyłem go, ponieważ napotkałem dobrą istniejącą odpowiedź @Carl, wcześniej zamieszczoną w nieco mniejszej dyskusji w podręczniku. Jak dobrze możemy w zasadzie określić gwiazdy? $T_{\textrm{eff}}$. To pytanie wydaje się być o wiele lepszym miejscem na odpowiedź.

Temperatura ( ) może być dość trudna do dokładnego ustalenia, ponieważ wiąże się z wieloma innymi podstawowymi pomiarami.$T_{eff}$

Po pierwsze, pamiętaj, że widmo, które obserwujemy z gwiazd, jest punktowe, daje nam cały ogólny wynik, a nie określoną lokalizację lub część gwiazdy. Musimy przeanalizować różne części, aby uzyskać podstawowe parametry. Dochodzimy do naszych wyników poprzez iterację wartości podstawowych parametrów, aż widmo modelowe dopasuje się do widma rzeczywistego, które obserwujemy. Problemem jest, jak mówisz, istnienie wielu niepewności.

Pierwszym z nich (choć nie ma dużego efektu) jest sama zasada nieoznaczoności. Powoduje to naturalne poszerzenie linii ze względu na to, że emitowany foton ma zakres częstotliwości. Szerokość linii jest określona przez;

gdzie jest niepewnością energii, jest stałą Plancka, a to czas, przez jaki elektron pozostaje w stanie wysokiej energii przed rozpadem.$\Delta E$$h$$T_{\text{decay}}$

Podstawowe parametry

Rotacji gwiazdy powoduje efekt przesunięcia Dopplera w widmie linii czyni go rozszerzyć. Im szybszy obrót, tym szersza (ale mniejsza) linia. Podobnie jak zasada nieoznaczoności, jest to naturalne poszerzenie, ponieważ nie wpływa na liczebność żadnego konkretnego elementu w gwieździe.

Mierzenie prędkości obrotowej ( ) zależy zarówno od jej osi obrotu, jak i od naszej linii widzenia do gwiazdy. Dlatego używamy kombinacji zarówno prędkości wokół równika ( ), jak i nachylenia biegunowego gwiazdy ( ), aby określić rzutowaną prędkość promieniową;$V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

Temperatura ( ) wpływa na długość fali w taki sposób, że wyższe temperatury powodują większe losowe ruchy na atomach. Gdy fotony te zderzają się z atomem, mogą powodować jonizację atomu, tj. Utratę elektronu. Różne poziomy energii (a zatem i temperatura) spowodują różne obfitości na różnych etapach jonizacji atomów.$T_{eff}$

Temperatura gwiezdnej fotosfery spada wraz z oddalaniem się od rdzenia. Dlatego profil linii reprezentuje zakres temperatur. Skrzydła linii powstają z głębszych, cieplejszych gazów, które wykazują większy zakres długości fal z powodu zwiększonego ruchu. Im wyższa temperatura, tym szersze skrzydła profilu linii ([Robinson 2007, str. 58] [1]).

Tutaj możesz zobaczyć wpływ różnych wartości temperatury na syntetyczną linię spektralną FE I 6593 A. Czerwony: = 4000 ; Czarny: = 5217K; Niebieski: = 6000 ;$T_{eff}$$T_{eff}$$T_{eff}$

$T_{eff}$ na liniach spektralnych ">

Mikroturbulencja ( ) jest nietermicznym zlokalizowanym przypadkowym ruchem atmosfery gwiazdowej. Działa podobnie do temperatury - wzrost ruchu atomów tworzy szerszy zakres obserwowanych długości fal, a zatem szerszy profil linii.$v_{\text{mic}}$

W mocnych liniach nasycenie może wystąpić, gdy nie ma już więcej fotonów do zaabsorbowania. Wraz ze wzrostem mikroturbulencji w tych obszarach stwarza to więcej możliwości absorpcji fotonów. To poszerza skrzydła profilu linii, zwiększając ogólną wytrzymałość linii. Możemy wykorzystać ten fakt do ustalenia , upewniając się, że siła linii (równoważna szerokość) nie ma korelacji z ich obfitością.$v_{\text{mic}}$

Wreszcie grawitacja powierzchniowa, która jest funkcją masy i wielkości gwiazdy:

z w jednostkach słonecznych w cgs.$M, R$$g$

Gwiazda o większej masie, ale o mniejszym promieniu będzie niezmiennie gęstsza i pod większym ciśnieniem. Z definicji gęstszy gaz ma większą liczbę atomów na jednostkę powierzchni (obfitości), co prowadzi do silniejszych linii widmowych.

Gaz pod ciśnieniem daje więcej możliwości rekombinacji wolnych elektronów z jonizowanymi atomami. Oczekuje się, że dla danej temperatury jonizacja spadnie wraz ze wzrostem grawitacji powierzchniowej, co z kolei zwiększy obfitość atomów w neutralnym lub niskim stanie jonizacji.

Pomiar$T_{eff}$

Jak widzieliśmy, istnieje wiele sposobów zmiany spektrum gwiazdy. Interesuje Cię temperatura. Ponieważ temperatura jest powiązana ze wszystkimi pozostałymi podstawowymi parametrami, musimy traktować je razem jako całość i wyrównać wartość .$T_{eff}$

Zaczynamy od syntetycznego spektrum i modyfikujemy iteracyjnie jego właściwości, aż dopasuje się do kształtu widma gwiazdy. Dostosowanie jednego parametru niezmiennie wpływa na pozostałe. Widma będą pasować, gdy temperatura, grawitacja powierzchni i wartości mikroturbulencji (między innymi) będą prawidłowe. Jest to oczywiście bardzo czasochłonne, chociaż istnieją programy pomagające.

Właściwości atmosferyczne można również określić innymi mniej czasochłonnymi środkami. Kolory fotometryczne można wykorzystać jako przybliżenie temperatury i bezwzględnych wielkości grawitacji powierzchniowej. Jednak te ustalenia mogą cierpieć z powodu niedokładności spowodowanych wyginięciem międzygwiezdnym i są w najlepszym razie zbliżone.

[1] Robinson, K. 2007, Spectroscopy: The Key to the Stars (Springer)

Istnieje wiele różnych sposobów pomiaru temperatury obiektu astronomicznego. Zazwyczaj efektywna temperatura oznacza po prostu temperaturę ciała czarnego. Jednak model ciała czarnego jest tylko przybliżeniem pierwszego rzędu, o którym wiemy, że jest niedokładny w wielu okolicznościach.

Jeśli masz ładne spektrum z szerokiej fali, efektywną temperaturę lepiej zdefiniować jako temperaturę wzbudzenia. Jednak to, jakiej definicji należy użyć, zależy od kontekstu, w jakim się znajdujesz. Sprawdź to w celu uzyskania krótkiego podsumowania: https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm