Como se determina a temperatura efetiva de uma estrela a partir de seu espectro?

Determinar a temperatura efetiva de uma estrela é geralmente uma tarefa não trivial. A razão simples para isso é que só podemos estudar a radiação eletromagnética de uma estrela, mas não a temperatura diretamente. A complexidade se deve ao fato de a radiação ser produzida em atmosferas estelares estratificadas, que são apenas parcialmente caracterizadas por temperatura estelar, mas também por muitos outros fatores, como massa estelar, abundância elementar, rotação estelar, etc. a temperatura das atmosferas varia com a profundidade, enquanto a temperatura efetiva é apenas um número.

Por outro lado, temperaturas e magnitudes são as quantidades mais importantes, caracterizando estrelas.

Então, a pergunta : como exatamente se usa o espectro para extrair as informações sobre a temperatura de uma estrela? Por temperatura aqui, quero dizer temperatura efetiva, ou mesmo o perfil de temperatura da atmosfera.

Nota : Essa é uma pergunta bastante didática. Eu criei isso porque eu encontrei uma boa resposta existente @Carl, anteriormente postou um pouco menos livro discussão Como bem podemos, em princípio, determinar de uma estrela? $T_{\textrm{eff}}$. Esta pergunta parece ser um lugar muito melhor para a resposta.

Temperatura ( $T_{eff}$ ) pode ser bastante difícil de determinar com precisão, uma vez que inter-relaciona para uma série de outras medidas fundamentais.

Em primeiro lugar, lembre-se de que o espectro que observamos das estrelas é pontual, eles nos fornecem todo o resultado geral e não um local específico ou parte da estrela. Precisamos dissecar as várias partes para chegar aos parâmetros fundamentais. Chegamos aos nossos resultados iterando os valores dos parâmetros fundamentais até que o espectro de um modelo corresponda ao verdadeiro espectro que observamos. A questão é, como você diz, a existência de muitas incertezas.

O primeiro deles (embora não tenha um grande efeito) é o próprio princípio da incerteza. Isso cria um alargamento natural da linha devido ao fato de o fóton emitido ter uma faixa de frequências. A largura da linha é determinada por;

onde $\Delta E$ é a incerteza na energia, $h$ é a constante de Planck, e $T_{\text{decay}}$ representa a quantidade de tempo que as estadias de electrões em um estado de energia elevado antes de decair.

Parâmetros fundamentais

A rotação da estrela causa um efeito de desvio Doppler nos espectros de linha, ampliando-a. Quanto mais rápida a rotação, mais ampla (e menor) a linha. Como o Princípio da Incerteza, isso é um alargamento natural , pois não afeta a abundância de nenhum elemento específico da estrela.

$V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

$T_{eff}$

A temperatura da fotosfera estelar diminui à medida que nos afastamos do núcleo. Portanto, o perfil da linha representa uma faixa de temperaturas. As asas da linha surgem de um gás mais profundo e quente, que exibe uma maior variedade de comprimentos de onda devido ao aumento do movimento. Quanto mais alta a temperatura, mais amplas são as asas do perfil da linha ([Robinson 2007, pág. 58] [1]).

$T_{eff}$$T_{eff}$$T_{eff}$

$T_{eff}$

$v_{\text{mic}}$

$v_{\text{mic}}$

Finalmente, a gravidade da superfície , que é uma função da massa e tamanho da estrela:

$M, R$$g$

Uma estrela com massa mais alta, porém com raio menor, será invariavelmente mais densa e sob maior pressão. Por definição, o gás mais denso possui um número maior de átomos por unidade de área (abundância), levando a linhas espectrais mais fortes.

Um gás sob pressão oferece mais oportunidades para os elétrons livres se recombinarem com átomos ionizados. Para uma determinada temperatura, espera-se que a ionização diminua com o aumento da gravidade da superfície, aumentando a abundância de átomos nos estados de ionização neutro ou baixo.

$T_{eff}$

$T_{eff}$

Começamos com um espectro sintético e modificamos suas propriedades iterativamente até que ele corresponda à forma do espectro da estrela. Os ajustes de um parâmetro afetam invariavelmente os outros. Os espectros corresponderão quando os valores de temperatura, gravidade da superfície e microturbulência (entre outros) estiverem corretos. Obviamente, isso consome muito tempo, embora existam programas para ajudar.

As propriedades atmosféricas também podem ser determinadas por outros meios que consomem menos tempo. Cores fotométricas podem ser usadas como proxy da temperatura e magnitudes absolutas da gravidade da superfície. No entanto, essas determinações podem sofrer imprecisões devido à extinção interestelar e são, na melhor das hipóteses, uma aproximação aproximada.

[1] Robinson, K. 2007, Spectroscopy: The Key to the Stars (Springer)

Existem muitas maneiras diferentes de medir a temperatura de um objeto astronômico. Normalmente, a temperatura efetiva significa simplesmente uma temperatura do corpo negro. No entanto, o modelo do corpo negro é apenas a aproximação de primeira ordem que sabemos que é imprecisa em muitas circunstâncias.

Se você tiver um bom espectro de um amplo comprimento de onda, sua temperatura efetiva pode ser melhor definida como a temperatura de excitação. No entanto, qual definição você realmente deve usar depende do contexto em que está. Verifique isso para um breve resumo: https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm