Wie finden wir die genaue Temperatur eines Sterns?

Diese Frage ist sehr weit gefasst – es gibt sehr viele Techniken zum Schätzen von Temperaturen, daher werde ich mich an einige Prinzipien und Beispiele halten. Wenn wir davon sprechen, die Temperatur eines Sterns zu messen, befinden sich die einzigen Sterne, die wir tatsächlich auflösen und messen können, im lokalen Universum; Sie haben keine nennenswerten Rotverschiebungen und daher ist dies selten von Bedeutung. Sterne haben natürlich Sichtliniengeschwindigkeiten, die ihrem Spektrum eine Rotverschiebung (oder Blauverschiebung) verleihen. Es ist ein relativ einfaches Verfahren, die Sichtliniengeschwindigkeit eines Sterns zu korrigieren, da die Rotverschiebung (oder Blauverschiebung) für alle Wellenlängen gleichermaßen gilt und wir einfach die Wellenlängenachse verschieben können, um dies zu berücksichtigen. dh wir bringen den Stern zurück in das Ruhesystem, bevor wir sein Spektrum analysieren.

Gerald hat über das Schwarzkörperspektrum gesprochen – tatsächlich ist die Wellenlänge der Spitze eines Schwarzkörperspektrums durch das Wiensche Gesetz umgekehrt abhängig von der Temperatur . Dieses Verfahren könnte verwendet werden, um die Temperaturen von Objekten abzuschätzen, deren Spektren Schwarzkörpern sehr nahe kommen und für die flusskalibrierte Spektren verfügbar sind, die den Peak richtig abtasten. Beide Bedingungen sind in der Praxis schwer zu erfüllen: Sterne sind im Allgemeinen keine schwarzen Körper, obwohl ihre effektiven Temperaturen - was normalerweise angegeben wird - als die Temperatur eines schwarzen Körpers mit demselben Radius und derselben Leuchtkraft wie der Stern definiert sind.

Die effektive Temperatur eines Sterns wird am genauesten gemessen, indem (i) der gesamte Lichtfluss von dem Stern geschätzt wird; (ii) Erhalten einer genauen Entfernung von einer Parallaxe; (iii) Kombinieren dieser, um die Leuchtkraft zu ergeben; (iv) Messen des Radius des Sterns unter Verwendung von Interferometrie; (v) dies ergibt die effektive Temperatur aus dem Stefanschen Gesetz:

$$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^4,$$ wo $\sigma$ist die Stefan-Boltzmann-Konstante. Leider ist der einschränkende Faktor hier, dass es schwierig ist, die Radien aller außer den größten oder nächsten Sternen zu messen. Es gibt also Messungen für ein paar Riesen und ein paar Dutzend nahegelegene Hauptreihensterne; aber dies sind die grundlegenden Kalibratoren, mit denen andere Techniken verglichen und kalibriert werden.

Eine zweite wichtige Sekundärtechnik ist eine detaillierte Analyse des Spektrums eines Sterns. Um zu verstehen, wie dies funktioniert, müssen wir uns darüber im Klaren sein, dass (i) Atome/Ionen unterschiedliche Energieniveaus haben; (ii) die Art und Weise, wie diese Ebenen besetzt werden, hängt von der Temperatur ab (höhere Ebenen werden bei höheren Temperaturen besetzt); (iii) Übergänge zwischen Niveaus können zur Emission oder Absorption von Licht bei einer bestimmten Wellenlänge führen, die von der Energiedifferenz zwischen den Niveaus abhängt.

Um diese Eigenschaften zu nutzen, konstruieren wir ein Modell der Atmosphäre eines Sterns. Im Allgemeinen ist ein Stern innen heißer und außen kühler. Die aus dem Zentrum des Sterns austretende Strahlung wird von den kühleren, darüber liegenden Schichten absorbiert, aber dies geschieht vorzugsweise bei Wellenlängen, die Energieniveauunterschieden in den Atomen entsprechen, die die Strahlung absorbieren. Dadurch entstehen Absorptionslinien im Spektrum. Eine Spektralanalyse besteht darin, die Stärken dieser Absorptionslinien für viele verschiedene chemische Elemente und verschiedene Wellenlängen zu messen. Die Stärke einer Absorptionslinie hängt hauptsächlich von (i) der Temperatur des Sterns und (ii) der Menge eines bestimmten chemischen Elements ab, aber auch von mehreren anderen Parametern (Schwerkraft, Turbulenz, atmosphärische Struktur).

Wenn Sie kein gutes Spektrum haben, besteht die nächstbeste Lösung darin, die Farbe des Sterns zu verwenden, um seine Temperatur abzuschätzen. Das funktioniert, weil heiße Sterne blau und kühle Sterne rot sind. Die Farbtemperaturbeziehung wird mit den gemessenen Farben der fundamentalen Kalibratorsterne kalibriert. Typische Genauigkeiten dieser Methode sind +/- 100-200 K (schlechter für kühlere Sterne).

Spektrallinien treten bei definierten Wellenlängen auf. Anhand ihrer Rotverschiebung können Sie die Radialgeschwindigkeit (oder Gravitationsrotverschiebung) des Sterns oder des absorbierenden Mediums berechnen und damit den Betrag, um den Sie die Schwarzkörperstrahlung verschieben müssen , um die Oberflächentemperatur (und die Radialgeschwindigkeit eines möglicherweise absorbierenden Mediums) zu erhalten Medium zwischen Stern und Erde).

Schematisches Beispiel : Angenommen, Sie messen die folgenden zwei Sternspektren und können die typische H-Alpha-Spektralemissionslinie identifizieren . Diese Linie sollte bei 565,3 nm liegen:

Im zweiten Spektrum ist H-alpha an der richtigen Position: keine Rotverschiebung. Im ersten Spektrum ist es rotverschoben (in Richtung längerer Wellenlänge).

Obwohl die gemessene Intensität an anderer Stelle im Spektrum gleich sein kann, wissen Sie, dass das erste Spektrum von einem heißeren Stern stammt, da die maximale Intensität (neben der H-Alpha-Linie) links (in Richtung Blau) von der H- Alpha-Wellenlänge, während die maximale Intensität im zweiten Spektrum rechts (in Richtung Rot) der H-Alpha-Linie liegt.

Beide Sterne würden rötlich aussehen, aber der erste ist der heißere, und er ist rotverschoben, entweder aufgrund der Dopplerverschiebung, aufgrund der Schwerkraft oder aufgrund der kosmischen Expansion.