Das Spektrum von Sternkörnchen wird offensichtlich für heißeres Gas sein, während das Spektrum von den Bahnen dazwischen für kühleres Gas sein wird.
Es gibt keine einfache Antwort auf diese Fragen – obwohl ich mich kurz fassen und sagen könnte (i) Nein, das tut es nicht und (ii) nein, das werden sie nicht.
Wenn Sie eine einfache Zweikomponentenatmosphäre erstellen, ist das beobachtete Spektrum die flussgewichtete Kombination zweier Spektren.
Abhängig von der Reaktion eines beliebigen spektralen Merkmals auf eine Temperaturänderung könnte dies dazu führen, dass die äquivalente Breite dieses Merkmals im flussgewichteten Durchschnittsspektrum stärker oder schwächer wird. Wenn Sie dann dieses Spektrum unter der Annahme analysieren, dass es eine einzige Temperatur gibt, dann könnte das, was Sie für eine Häufigkeit basierend auf diesem Merkmal ableiten, größer oder kleiner werden.
Beispielsweise werden die meisten Linien neutraler Spezies (z. B. Fe I, Li I) in kühleren Atmosphären stärker. Wenn Sie coole Sternflecken auf einen Stern setzen, werden die entsprechenden Breiten dieser Linien stärker. Die Durchschnittstemperatur des Sterns wird sehr leicht sinken. Der Nettoeffekt wäre die Schätzung, dass die Häufigkeit von Eisen oder Lithium in diesem Stern größer war.
Wenn andererseits die Linie sehr stark wäre, so dass sie sich im gesättigten Teil der Wachstumskurve befand, dann würde sie in einer kühleren Atmosphäre nicht viel stärker werden und es könnte sogar sein, dass durch die Annahme einer niedrigeren Durchschnittstemperatur die das Fehlen einer signifikanten Erhöhung der Breite des Linienäquivalents würde dazu führen, dass auf eine verringerte Häufigkeit geschlossen wird.
Ein klarerer Fall könnten Linien aus ionisiertem Fe II sein. Diese würden in einer kühleren Atmosphäre schwächer werden, sodass Sie aus dem flussgewichteten Durchschnittsspektrum auf eine geringere Eisenhäufigkeit schließen würden.
Dann gibt es das Problem der übermäßigen Vereinfachung, die ein einfaches Zwei-Temperaturen-Modell auferlegt. Echte Granulation beinhaltet auch die Bewegung von Plasma mit daraus resultierenden Auswirkungen auf Mikro- und Makroturbulenzen und wie diese die Linienbildung und die Annahme eines lokalen thermodynamischen Gleichgewichts beeinflussen. Diese können nur mit teuren 3D-Modellen der Sternatmosphäre angegangen werden. Solche Modelle existieren und sie bieten Raster von 3D-NLTE-Korrekturen für Häufigkeiten, die mit 1D-LTE-Atmosphärenanalysen bestimmt wurden. Die Korrekturen können in beide Richtungen gehen, abhängig von der Stärke der Linien und den intrinsischen Parametern des Sterns. Als Beispiel haben Wang et al. (2021) stellen ein Raster von Korrekturen für die optischen/NIR-Linien von Li I vor, an denen ich besonders interessiert bin.
äh
+1Ich habe hier nur eine kleine Bearbeitung vorgenommen. Die Frage macht absolut Sinn; Die Oberfläche eines Sterns kann als Mosaik aus zwei getrennten Spektralquellen angesehen werden, während die Spektralanalyse aus einer Kombination von beiden erfolgen würde. Ich denke, hier müssen keine Details hinzugefügt werden, die Frage ist abgeschlossen. Trotzdem habe ich einige Links für diejenigen hinzugefügt, die mit den Themen nicht vertraut sind.