Wie bestimmt man die Effektivtemperatur eines Sterns aus seinem Spektrum?

Temperatur ($T_{eff}$) kann ziemlich schwierig zu bestimmen sein, da es mit einer Reihe anderer grundlegender Messungen in Beziehung steht.

Denken Sie zunächst daran, dass das Spektrum, das wir von Sternen beobachten, punktgenau ist, sie geben uns das gesamte Gesamtergebnis und nicht einen bestimmten Ort oder Teil des Sterns. Wir müssen die verschiedenen Teile sezieren, um zu den grundlegenden Parametern zu gelangen. Wir kommen zu unseren Ergebnissen, indem wir die Werte der fundamentalen Parameter iterieren, bis ein Modellspektrum mit dem wahren Spektrum übereinstimmt, das wir beobachten. Das Problem ist, wie Sie sagen, die Existenz einer ganzen Menge Unsicherheiten.

Die erste davon (obwohl sie keine große Wirkung hat) ist das Unsicherheitsprinzip selbst. Dies erzeugt eine natürliche Linienverbreiterung, da das emittierte Photon einen Frequenzbereich aufweist. Die Breite der Linie wird bestimmt durch;

wo$\Delta E$ist die Unsicherheit in der Energie,$h$ist die Planck-Konstante, und$T_{\text{decay}}$ist die Zeit, die das Elektron in einem hochenergetischen Zustand bleibt, bevor es zerfällt.

Grundlegende Parameter

Die Rotation des Sterns verursacht einen Doppler-Verschiebungseffekt auf das Linienspektrum, wodurch es breiter wird. Je schneller die Rotation, desto breiter (noch kleiner) die Linie. Wie das Unsicherheitsprinzip ist dies eine natürliche Verbreiterung , da sie die Häufigkeit eines bestimmten Elements im Stern nicht beeinflusst.

Messung der Rotationsgeschwindigkeit ($V_{\text{proj}}$) hängt sowohl von seiner Rotationsachse als auch von unserer Sichtlinie zum Stern ab. Daher verwenden wir eine Kombination aus beiden Geschwindigkeiten um den Äquator ($v_e$) und die Polneigung des Sterns ($i$) zur Bestimmung der projizierten Radialgeschwindigkeit;

Temperatur ($T_{eff}$) beeinflusst die Wellenlänge so, dass höhere Temperaturen den Atomen stärkere Zufallsbewegungen verleihen. Wenn diese Photonen mit einem Atom kollidieren, können sie bewirken, dass das Atom ionisiert wird, dh ein Elektron verliert. Unterschiedliche Energieniveaus (und damit Temperaturen) erzeugen unterschiedliche Häufigkeiten in den verschiedenen Ionisationsstadien von Atomen.

Die Temperatur der stellaren Photosphäre nimmt ab, wenn wir uns vom Kern entfernen. Daher repräsentiert das Linienprofil einen Bereich von Temperaturen. Die Flügel der Linie entstehen aus tieferem, heißerem Gas, das aufgrund erhöhter Bewegung einen größeren Wellenlängenbereich aufweist. Je höher die Temperatur, desto breiter werden die Flügel des Linienprofils ([Robinson 2007, S. 58][1]).

Hier sehen Sie den Einfluss verschiedener Temperaturwerte auf die synthetische Spektrallinie von FE I 6593 A. Rot:$T_{eff}$= 4000K; Schwarz:$T_{eff}$= 5217K; Blau:$T_{eff}$= 6000K;

$T_{eff}$auf Spektrallinien" />

Mikroturbulenz ($v_{\text{mic}}$) ist die nicht-thermische lokalisierte Zufallsbewegung der Sternatmosphäre. Es funktioniert ähnlich wie die Temperatur – eine Zunahme der Bewegung von Atomen erzeugt einen größeren Bereich beobachteter Wellenlängen und daher breitere Linienprofile.

Bei starken Linien kann eine Sättigung auftreten, wenn keine Photonen mehr absorbiert werden müssen. Wenn die Mikroturbulenz in diesen Bereichen zunimmt, bietet sie mehr Gelegenheiten für die Absorption von Photonen. Dies verbreitert die Flügel des Schnurprofils und erhöht die Gesamtstärke der Schnur. Wir können diese Tatsache verwenden, um festzustellen$v_{\text{mic}}$, indem sichergestellt wird, dass die Stärke der Linien (äquivalente Breite) nicht mit ihrer Häufigkeit korreliert.

Schließlich die Oberflächengravitation , die eine Funktion der Masse und Größe des Sterns ist:

mit$M, R$in Solaranlagen sein und$g$in CGs.

Ein Stern mit einer höheren Masse, aber einem kleineren Radius wird ausnahmslos dichter und unter größerem Druck stehen. Dichteres Gas hat definitionsgemäß eine höhere Anzahl von Atomen pro Flächeneinheit (Häufigkeit), was zu stärkeren Spektrallinien führt.

Ein unter Druck stehendes Gas bietet freien Elektronen mehr Möglichkeiten, sich mit ionisierten Atomen zu rekombinieren. Für eine gegebene Temperatur wird erwartet, dass die Ionisierung mit zunehmender Oberflächengravitation abnimmt, was wiederum die Häufigkeit von Atomen in den neutralen oder niedrigen Ionisierungszuständen erhöht.

Das Messen von$T_{eff}$

Wie wir gesehen haben, gibt es eine Reihe von Möglichkeiten, wie das Spektrum eines Sterns verändert werden kann. Was Sie interessiert, ist die Temperatur. Da die Temperatur mit allen anderen grundlegenden Parametern zusammenhängt, müssen wir sie zusammen als Ganzes behandeln und den Wert herausarbeiten$T_{eff}$.

Wir beginnen mit einem synthetischen Spektrum und ändern seine Eigenschaften iterativ, bis es der Form des Spektrums des Sterns entspricht. Anpassungen eines Parameters wirken sich unweigerlich auf die anderen aus. Die Spektren stimmen überein, wenn die Werte für Temperatur, Oberflächengravitation und Mikroturbulenz (unter anderem) korrekt sind. Dies ist offensichtlich sehr zeitaufwändig, obwohl Programme zur Unterstützung vorhanden sind.

Atmosphärische Eigenschaften können auch durch andere, weniger zeitaufwändige Mittel bestimmt werden. Photometrische Farben können als Proxy für die Temperatur und absolute Größen für die Oberflächengravitation verwendet werden. Diese Bestimmungen können jedoch aufgrund der interstellaren Extinktion an Ungenauigkeiten leiden und sind bestenfalls eine enge Annäherung.

[1] Robinson, K. 2007, Spektroskopie: Der Schlüssel zu den Sternen (Springer)

Es gibt viele verschiedene Möglichkeiten, die Temperatur eines astronomischen Objekts zu messen. Typischerweise bedeutet effektive Temperatur einfach nur eine Schwarzkörpertemperatur. Das Schwarzkörpermodell ist jedoch nur die Annäherung erster Ordnung, von der wir wissen, dass sie unter vielen Umständen ungenau ist.

Wenn Sie ein schönes Spektrum von einer breiten Wellenlänge haben, ist es möglicherweise besser, Ihre effektive Temperatur als Anregungstemperatur zu definieren. Welche Definition Sie verwenden sollten, hängt jedoch wirklich davon ab, in welchem ​​​​Kontext Sie sich befinden. Überprüfen Sie dies für eine kurze Zusammenfassung: https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm