Pitanje:
Kako se određuje efektivna temperatura zvijezde iz njenog spektra?
Alexey Bobrick
2013-11-26 01:32:04 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Određivanje efektivne temperature zvijezde općenito je ne trivijalan zadatak. Jednostavan razlog tome je što elektromagnetsko zračenje zvijezde možemo proučavati samo, ali ne i temperaturu izravno. Složenost je posljedica činjenice da se zračenje proizvodi u slojevitim zvjezdanim atmosferama, koje su djelomično karakterizirane zvjezdanom temperaturom, ali i mnogim drugim čimbenicima, poput zvjezdane mase, obilja elemenata, rotacije zvijezde itd. Štoviše, temperatura atmosfere varira s dubinom, dok je efektivna temperatura samo broj.

S druge strane, temperature i veličine su najvažnije veličine koje karakteriziraju zvijezde.

Dakle, pitanje : Kako se točno spektrom izvlače podaci o temperaturi zvijezde? Pod temperaturom ovdje mislim na efektivnu temperaturu ili čak na temperaturni profil atmosfere.

Napomena : Ovo je prilično udžbeničko pitanje. Stvorio sam ga jer sam naišao na dobar postojeći odgovor @Carla, koji je prethodno objavljen u nešto manje raspravi o udžbenicima Koliko dobro možemo u načelu odrediti $ T _ {\ textrm {eff}} $ zvijezde? . Čini se da je ovo pitanje puno bolje mjesto za odgovor.

Dva odgovori:
Carl
2013-11-26 05:44:52 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Temperatura ( $ T_ {eff} $ ) može biti prilično nezgodno za točno određivanje jer se odnosi na niz drugih temeljnih mjerenja.

Prvo, imajte na umu da je spektar koji promatramo sa zvijezda tačkast, on nam daje cjelokupni ukupni rezultat, a ne određeno mjesto ili dio zvijezde. Moramo secirati različite dijelove kako bismo došli do temeljnih parametara. Do naših rezultata dolazimo ponavljanjem vrijednosti osnovnih parametara dok se spektar modela ne podudara sa istinskim spektrom koji promatramo. Problem je, kao što kažete, u postojanju puno neizvjesnosti.

Prva od njih (iako nema velik učinak) sam je princip nesigurnosti. To stvara prirodno širenje linije zbog emitiranog fotona koji ima raspon frekvencija. Širina linije određuje se;

$$ \ Delta E \ približno \ frac {h} {T _ {\ text {decay}}} $$

gdje je $ \ Delta E $ nesigurnost u energiji, $ h $ je Planckova konstanta, a $ T _ {\ text {decay}} $ je vrijeme u kojem elektron ostaje u stanju visoke energije prije propadanja .

Osnovni parametri

Rotacija zvijezde uzrokuje Doppler-ov efekt pomaka na linijskim spektrima čineći je širenjem. Što je brža rotacija, to je crta šira (ali i manja). Kao i princip nesigurnosti, ovo je prirodno širenje jer ne utječe na obilje bilo kojeg određenog elementa u zvijezdi.

Mjerenje brzine rotacije ( $ V _ {\ text {proj}} $ ) ovisi i o osi rotacije i o našem vidnom polju prema zvijezdi. Stoga koristimo kombinaciju obje brzine oko ekvatora ( $ v_e $ ) i polarnog nagiba zvijezde ( $ i $ ) za određivanje projicirane radijalne brzine;

$$ V _ {\ text {proj}} = v_e \ sin i $$

Temperatura ( $ T_ {eff} $ ) utječe na valnu duljinu na takav način da više temperature daju veća slučajna kretanja na atomima. Kada se ti fotoni sudare s atomom, mogu uzrokovati da atom postane ioniziran, tj. Izgubi elektron. Različite razine energije (a time i temperatura) stvorit će različita obilja u različitim fazama ionizacije atoma.

Temperatura zvjezdane fotosfere opada kako se odmičemo od jezgre. Stoga profil linije predstavlja raspon temperatura. Krila linije proizlaze iz dubljeg, vrućeg plina koji pokazuje veći raspon valnih duljina zbog povećanog gibanja. Što je temperatura viša, to su šira krila profila linije ([Robinson 2007, str. 58] [1]).

Ovdje možete vidjeti učinak različitih vrijednosti temperature na sintetičku spektralnu liniju FE I 6593 A. Crvena: $ T_ {eff} $ = 4000K; Crna: $ T_ {eff} $ = 5217K; Plava: $ T_ {eff} $ = 6000K;

Effect of <span class= $ T_ {eff} $ na spektralnim linijama "/ >

Mikroturbulencija ( $ v _ {\ text {mic}} $ ) je netermičko lokalizirano slučajno kretanje djeluje na sličan način kao temperatura - povećanjem gibanja atoma stvara se širi raspon promatranih valnih duljina, a time i širi linijski profili.

U jakim linijama može doći do zasićenja kada nema više fotona za apsorpciju. Kako se mikroturbulencija u tim područjima povećava, to pruža sve više mogućnosti za apsorpciju fotona. To proširuje krila profila crte povećavajući ukupnu čvrstoću linije. Ovu činjenicu možemo koristiti za određivanje $ v _ {\ text {mic}} $ , osiguravajući da jačina linija (ekvivalentna širina) nema korelacije s njihovim obiljem .

Konačno, površinska gravitacija koja je funkcija mase i veličine zvijezde:

$$ \ log g = \ log M - 2 \ log R + 4.437 $$

s $ M, R $ u solarnim jedinicama i $ g $ u cgs.

Zvijezda veće mase, ali manjeg radijusa uvijek će biti gušća i pod većim pritiskom. Po definiciji, gušći plin ima veći broj atoma po jedinici površine (obilje), što dovodi do jačih spektralnih linija.

Plin pod tlakom pruža više mogućnosti za rekombinaciju slobodnih elektrona s ioniziranim atomima. Za određenu temperaturu, očekuje se smanjenje ionizacije s porastom površinske gravitacije, zauzvrat povećavajući obilje atoma u neutralnom ili niskom stanju jonizacije.

Mjerenje $ T_ {eff} $

Kao što smo vidjeli, postoji niz načina na koje se spektar zvijezde može promijeniti. Ona koja vas zanima je temperatura. Kako je temperatura povezana sa svim ostalim temeljnim parametrima, trebamo ih tretirati zajedno kao cjelinu i izmamiti vrijednost $ T_ {eff} $ .

Započinjemo sa sintetičkim spektrom i iterativno mijenjamo njegova svojstva dok se ne podudara s oblikom spektra zvijezde. Prilagodbe jednog parametra uvijek će utjecati na ostale. Spektri će se podudarati kada su vrijednosti temperature, površinske gravitacije i mikroturbulencije (između ostalih) točne. To očito zahtijeva puno vremena, iako postoje programi koji pomažu.

Atmosferska svojstva mogu se odrediti i drugim manje zahtjevnim sredstvima. Fotometrijske boje mogu se koristiti kao zamjenik za temperaturu, a apsolutne veličine za površinsku gravitaciju. Međutim, ova određenja mogu trpjeti zbog netočnosti zbog međuzvjezdanog izumiranja i u najboljem su slučaju približna.

[1] Robinson, K. 2007, Spektroskopija: Ključ zvijezda (Springer)

Ovo ne spominje najosnovniju pretpostavku. Da sirova (obično paralelna ravnina) jednokomponentna atmosfera mdel adekvatno predstavlja stvarnu atmosferu zvijezde. $ T_ {eff} $ je definirana veličina u smislu osvijetljenosti i radijusa. $ T $ izmjeren spektroskopijom nije $ T_ {eff} $, iako mnogi pretpostavljaju da jest i u potpunosti ovisi o modelu.
@RobJeffries, u potpunosti si u pravu. Hvala što ste to istakli. :)
Kornpob Bhirombhakdi
2018-11-29 06:40:28 UTC
view on stackexchange narkive permalink

Postoji mnogo različitih načina mjerenja temperature astronomskog objekta. Učinkovita temperatura obično znači samo temperaturu crnih tijela. Međutim, model crnog tijela samo je aproksimacija prvog reda za koji znamo da je netočan u mnogim okolnostima.

Ako imate lijep spektar široke valne duljine, vašu efektivnu temperaturu možda bi bilo bolje definirati kao temperatura pobude. Međutim, definiciju koju biste trebali koristiti stvarno ovisi o tome u kojem se kontekstu nalazite. Provjerite ovo za kratki sažetak: https://www.physics.byu.edu/faaching/christensen/Physics%20427/FTI/Measures% 20od% 20Temperature.htm

Hvala, Kornpob! Međutim, imajte na umu da je temperatura fotosfere određena iz spektra fizikalna temperatura materije u fotosferi i nije izvedena iz aproksimacije crnog tijela. Ovo potonje je vrlo često u fotometriji.
Oba stavka imaju problema. Efektivna temperatura je $ (L / 4 \ pi R ^ 2 \ sigma) ^ {0,25} $. Točka. Za njegovo mjerenje potrebna vam je sjaj i polumjer zvijezde. Prilagođavanje spektra može dati samo neke procjene efektivne temperature koja ovisi o modelu.
- Mislim da ti ne treba radijus. Možete postaviti multiplikativnu konstantu za protok skale kao parametar prilagođavanja, zajedno s temperaturom. Radijus će već biti u bočnoj konstanti. - Ako je fotosfera optički debela, na granici je to zračenje crnih tijela.


Ova pitanja su automatski prevedena s engleskog jezika.Izvorni sadržaj dostupan je na stackexchange-u, što zahvaljujemo na cc by-sa 3.0 licenci pod kojom se distribuira.
Loading...