Bir yıldızın etkin sıcaklığı spektrumundan nasıl belirlenir?

Bir yıldızın etkili sıcaklığının belirlenmesi genellikle önemsiz bir iştir. Bunun basit nedeni, sadece bir yıldızdan elektromanyetik radyasyonu inceleyebilmemizdir, ancak doğrudan sıcaklığı değil. Karmaşıklık, radyasyonun sadece kısmen sıcaklığın yanı sıra yıldız kütlesi, elementel bolluklar, yıldız rotasyonu, vb.Gibi diğer birçok faktör tarafından karakterize edilen tabakalı yıldız atmosferlerinde üretilmesinden kaynaklanmaktadır. atmosferlerin sıcaklığı derinliğe göre değişirken, etkili sıcaklık sadece bir sayıdır.

Öte yandan, sıcaklıklar ve büyüklükler yıldızları karakterize eden en önemli miktarlardır.

Peki, soru : Bir yıldızın sıcaklığı hakkındaki bilgileri çıkarmak için spektrumu tam olarak nasıl kullanır? Burada sıcaklık ile kastedilen etkili sıcaklık, hatta atmosferin sıcaklık profili.

Not : Bu oldukça ders kitabı sorusu. Ben daha önce biraz daha az ders kitabı tartışmada yayınlanan @Carl tarafından mevcut iyi bir cevapla karşılaştığım için yarattım Prensip olarak bir yıldızın ne kadar iyi belirleyebiliriz ? $T_{\textrm{eff}}$. Bu soru cevap için çok daha iyi bir yer gibi görünüyor.

Sıcaklık ( $T_{eff}$ ), bir dizi diğer temel ölçümle ilişkili olduğundan doğru bir şekilde belirlenmesi oldukça zor olabilir.

İlk olarak, yıldızlardan gözlemlediğimiz spektrumun pin noktası olduğunu unutmayın, bize belirli bir konum veya yıldızın bir parçası değil, tüm genel sonucu verirler. Temel parametrelere ulaşmak için çeşitli parçaları parçalara ayırmamız gerekir. Bir model spektrumu gözlemlediğimiz gerçek spektrumla eşleşene kadar temel parametrelerin değerlerini yineleyerek sonuçlarımıza ulaşıyoruz. Sorun, dediğiniz gibi, bir çok belirsizliğin varlığıdır.

Bunlardan ilki (büyük bir etkisi olmamasına rağmen) Belirsizlik İlkesi'nin kendisidir. Bu , yayılan fotonun bir dizi frekansa sahip olması nedeniyle doğal çizgi genişlemesi yaratır . Çizginin genişliği;

burada $\Delta E$ enerjideki belirsizlik, $h$ Planck sabitidir ve $T_{\text{decay}}$ , elektronun bozulmadan önce yüksek enerji durumunda kaldığı süredir.

Temel parametreler

Rotasyon yıldızın bu genişletmek yapım çizgi spektrumlarının bir Doppler kayması etkisi neden olur. Dönüş ne kadar hızlı olursa, çizgi o kadar geniş (ancak daha küçük) olur. Belirsizlik İlkesi gibi, bu, yıldızdaki herhangi bir elementin bolluğunu etkilemediği için doğal genişlemedir .

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

$T_{eff}$

Yıldız fotoferin sıcaklığı çekirdekten uzaklaştıkça azalır. Bu nedenle çizgi profili bir sıcaklık aralığını temsil eder. Hattın kanatları, artan hareket nedeniyle daha geniş bir dalga boyu aralığı gösteren daha derin, daha sıcak gazdan kaynaklanır. Sıcaklık ne kadar yüksek olursa, hat profilinin kanatları o kadar geniş olur ([Robinson 2007, s. 58] [1]).

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

$T_{eff}$

$v_{\text{mic}}$

$v_{\text{mic}}$

Son olarak, yıldız kütlesinin ve büyüklüğünün bir fonksiyonu olan yüzey yerçekimi :

$M, R$$g$

Daha büyük kütleye sahip ancak daha küçük yarıçaplı bir yıldız her zaman daha yoğun ve daha büyük basınç altında olacaktır. Tanım olarak, daha yoğun gaz, birim alan başına daha fazla sayıda atoma (bolluk) sahiptir ve bu da daha güçlü spektral çizgilere yol açar.

Basınç altındaki bir gaz, serbest elektronların iyonize atomlarla yeniden birleşmesi için daha fazla fırsat sağlar. Belirli bir sıcaklık için, iyonizasyonun yüzey yerçekiminin artmasıyla azalması ve buna karşılık nötr veya düşük iyonizasyon durumlarındaki atomların bolluğunu arttırması beklenir.

ölçümü$T_{eff}$

$T_{eff}$

Sentetik bir spektrumla başlıyoruz ve yıldız spektrumunun şekliyle eşleşene kadar özelliklerini tekrarlıyoruz. Bir parametrenin ayarlanması diğerlerini her zaman etkiler. Sıcaklık, yüzey yerçekimi ve mikro türbülans değerleri (diğerleri arasında) doğru olduğunda spektrumlar eşleşecektir. Yardım etmek için programlar mevcut olmasına rağmen bu çok zaman alıcıdır.

Atmosferik özellikler, daha az zaman harcayan diğer vasıtalarla da belirlenebilir. Fotometrik renkler sıcaklık için bir vekil ve yüzey yerçekimi için mutlak büyüklükler olarak kullanılabilir. Bununla birlikte, bu tespitler yıldızlararası yok oluş nedeniyle yanlışlıklardan muzdarip olabilir ve en iyi ihtimalle yakın bir yaklaşımdır.

[1] Robinson, K. 2007, Spektroskopi: Yıldızların Anahtarı (Springer)

Astronomik bir nesnenin sıcaklığını ölçmenin birçok farklı yolu vardır. Tipik olarak, etkili sıcaklık sadece kara cisim sıcaklığı anlamına gelir. Bununla birlikte, kara cisim modeli, birçok durumda yanlış olduğunu bildiğimiz sadece birinci dereceden bir yaklaşımdır.

Geniş bir dalga boyundan hoş bir spektrumunuz varsa, etkili sıcaklığınızın uyarma sıcaklığı olarak tanımlanması daha iyi olabilir. Bununla birlikte, hangi tanımı kullanmanız gerçekten hangi bağlamda olduğunuza bağlıdır. Kısa bir özet için bunu kontrol edin : https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm