스펙트럼에서 별의 유효 온도를 어떻게 결정합니까?

별의 유효 온도를 결정하는 것은 일반적으로 사소한 일이 아닙니다. 간단한 이유는 별에서 온 전자기 복사 만 연구 할 수 있지만 온도는 직접 연구 할 수 없기 때문입니다. 복잡한 것은 성층 온도에서 부분적으로 만 특성화되는 성층 대기에서 방사선이 생성된다는 사실 때문이며, 별 질량, 원소 풍부도, 항성 회전 등과 같은 다른 많은 요인들도 있습니다. 대기의 온도는 깊이에 따라 변하는 반면 유효 온도는 단지 수입니다.

반면에 온도와 크기는 별을 특징 짓는 가장 중요한 양입니다.

그렇다면 질문 : 별을 얼마나 정확하게 사용하여 별의 온도에 대한 정보를 추출합니까? 여기서 온도 란 유효 온도 또는 대기의 온도 프로파일을 의미합니다.

참고 : 이것은 다소 교과서 질문입니다. @Carl에 의해 기존의 좋은 답변을 받았기 때문에 나는 그것을 조금 덜 교과서 토론에 게시했기 때문에 그것을 만들었다. 우리는 원칙적 으로 스타의 를 얼마나 잘 결정할 수 있는가? $T_{\textrm{eff}}$. 이 질문은 대답하기에 훨씬 좋은 곳인 것 같습니다.

온도 ( )는 다른 여러 기본 측정 값과 관련되어 있으므로 정확하게 결정하기가 매우 까다로울 수 있습니다.$T_{eff}$

먼저, 우리가 별에서 관찰하는 스펙트럼은 핀 포인트이며, 별의 특정 위치 나 부분이 아니라 전체적인 결과를 제공합니다. 기본 매개 변수에 도달하려면 다양한 부분을 분석해야합니다. 모델 스펙트럼이 관찰 한 실제 스펙트럼과 일치 할 때까지 기본 매개 변수의 값을 반복하여 결과에 도달합니다. 문제는, 당신이 말했듯이, 많은 불확실성이 존재한다는 것입니다.

이들 중 첫 번째는 (큰 효과는 없지만) 불확실성 원칙 자체입니다. 이것은 방출 된 광자가 다양한 주파수 범위를 가지기 때문에 자연스러운 선 확대를 만듭니다 . 선의 너비는 다음에 의해 결정됩니다.

여기서 는 에너지의 불확실성, 는 플랑크 상수, 는 전자가 붕괴되기 전에 높은 에너지 상태를 유지하는 시간입니다.$\Delta E$$h$$T_{\text{decay}}$

기본 매개 변수

별의 회전 은 선 스펙트럼에 도플러 편이 효과를 일으켜 확대시킵니다. 회전이 빠를수록 선이 더 넓어집니다 (아직 작습니다). 불확실성 원리와 마찬가지로 이것은 별의 특정 원소의 풍부함에 영향을 미치지 않기 때문에 자연스럽게 확장 됩니다.

회전 속도 ( )를 측정하는 것은 회전축과 별의 시선에 달려 있습니다. 따라서, 적도에 대한 속도 ( )와 별의 극 기울기 ( )를 조합하여 투영 된 방사형 속도를 결정합니다.$V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

온도 ( )는 더 높은 온도가 원자에 더 높은 임의의 움직임을 부여하는 방식으로 파장에 영향을줍니다. 이러한 광자가 원자와 충돌하면 원자가 이온화되어 전자를 잃을 수 있습니다. 상이한 에너지 수준 (따라서 온도)은 원자의 다양한 이온화 단계에서 상이한 풍부를 생성 할 것이다.$T_{eff}$

우리가 코어에서 멀어 질수록 항성의 광구 온도가 내려갑니다 따라서 라인 프로파일은 온도 범위를 나타냅니다. 선의 날개는 더 깊고 더 뜨거운 가스에서 발생하며, 이는 더 높은 운동으로 인해 더 넓은 범위의 파장을 표시합니다. 온도가 높을수록 선 프로파일의 날개가 넓어집니다 ([Robinson 2007, pg 58] [1]).

여기에서 FE I 6593 A의 합성 스펙트럼 라인에 대한 다양한 온도 값의 영향을 볼 수 있습니다. 빨간색 : = 4000K; 블랙 : = 5217K; 청색 : = 6000K;$T_{eff}$$T_{eff}$$T_{eff}$

$T_{eff}$스펙트럼 라인의 ">

미세 기류 ( )는 별빛 대기의 열이 아닌 현지화 된 임의 동작입니다. 그것은 온도와 비슷한 방식으로 작동합니다-원자의 움직임이 증가하면 더 넓은 범위의 파장이 생성되어 더 넓은 선 프로파일이 생성됩니다.$v_{\text{mic}}$

강한 선으로, 더 이상 흡수 될 광자가 없을 때 채도가 발생할 수 있습니다. 이러한 영역에서 미세한 난류가 증가함에 따라 광자가 흡수 될 수있는 더 많은 기회를 제공합니다. 이것은 선 프로파일의 날개를 넓혀 선의 전체 강도를 증가시킵니다. 이 사실을 사용 하여 선의 강도 (등가 너비)가 풍부 도와 상관 관계가 없는지 확인하여 을 결정할 수 있습니다 .$v_{\text{mic}}$

마지막으로, 별의 질량과 크기의 함수 인 표면 중력 :

로 태양 단위에 되 CGS이다.$M, R$$g$

질량은 높지만 반경이 작은 별은 항상 밀도가 높고 압력이 더 큽니다. 정의에 따르면 밀도가 높은 가스는 단위 면적당 원자 수가 많기 때문에 (풍부한) 스펙트럼 선이 더 강해집니다.

압력을받는 가스는 자유 전자가 이온화 된 원자와 재결합 할 수있는 더 많은 기회를 제공합니다. 주어진 온도에서, 이온화는 표면 중력이 증가함에 따라 감소 할 것이며, 그 결과 중성 또는 낮은 이온화 상태에서 원자의 존재 비가 증가합니다.

의 측정$T_{eff}$

우리가 살펴본 바와 같이, 별의 스펙트럼을 바꿀 수있는 여러 가지 방법이 있습니다. 관심있는 것은 온도입니다. 온도가 다른 모든 기본 매개 변수와 상호 연관되어 있으므로 온도를 전체로 취급하고 값을 합니다.$T_{eff}$

합성 스펙트럼으로 시작하여 별 스펙트럼의 모양과 일치 할 때까지 속성을 반복적으로 수정합니다. 한 매개 변수를 조정하면 다른 매개 변수에 항상 영향을 미칩니다. 스펙트럼은 온도, 표면 중력 및 미세 난류 값 (다른 것들 중에서도)이 올 바르면 일치합니다. 비록 도움이되는 프로그램이 있지만 이것은 시간이 많이 걸리는 일입니다.

대기 특성은 또한 시간이 덜 걸리는 다른 수단에 의해 결정될 수 있습니다. 광도계 색상은 온도의 대리 및 표면 중력의 절대 크기로 사용될 수 있습니다. 그러나 이러한 결정은 성간 멸종으로 인한 부정확성을 겪을 수 있으며 기껏해야 근사치입니다.

[1] Robinson, K. 2007, 분광학 : 별의 열쇠 (Springer)

천체의 온도를 측정하는 방법에는 여러 가지가 있습니다. 일반적으로 유효 온도는 단순히 흑체 온도를 의미합니다. 그러나 흑체 모델은 많은 상황에서 부정확하다는 것을 알고있는 1 차 근사치 일뿐입니다.

넓은 파장의 스펙트럼이 좋으면 여기 온도로 유효 온도를 정의하는 것이 좋습니다. 그러나 어떤 정의를 사용해야하는지에 따라 실제 상황에 따라 달라집니다. 간략한 요약은 다음을 확인하십시오. https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm