星の有効温度をそのスペクトルからどのように決定しますか？

星の有効温度を決定することは、一般的に重要な作業です。これの単純な理由は、星からの電磁放射のみを調査でき、温度を直接調査できないことです。複雑さは、放射が層状の恒星大気で生成されるという事実によるものです。これは、部分的に恒星の温度によって特徴付けられるだけでなく、恒星の質量、元素の存在量、恒星の回転など、他の多くの要因によっても特徴付けられます。さらに、大気の温度は深度によって異なりますが、有効温度は単なる数値です。

一方、星を特徴付ける最も重要な量は温度と大きさです。

では、質問：スペクトルを使用して、星の温度に関する情報をどのように正確に抽出しますか？ここでの温度とは、有効温度、または大気の温度プロファイルを意味します。

注：これはかなり教科書の質問です。私は@Carlにより良い既存の答えに遭遇したので、私は以前に少し少ない教科書ディスカッションに投稿、それを作成した決定、原理的には、私たちはどうすればよいだけでなくスターの？$T_{\textrm{eff}}$。この質問は、答えのためのはるかに良い場所のようです。

温度（）は、他のいくつかの基本的な測定値と相互に関連しているため、正確に判断するのが非常に難しい場合があります。$T_{eff}$

まず、私たちが星から観測するスペクトルはピンポイントであることを覚えておいてください。それらは、全体的な結果を与えるものであり、星の特定の場所や部分を与えるものではありません。基本的なパラメーターに到達するには、さまざまな部分を分析する必要があります。モデルスペクトルが実際の観測スペクトルと一致するまで、基本パラメーターの値を反復することによって結果に到達します。問題は、あなたが言うように、多くの不確実性の存在です。

これらの最初の（大きな効果はありませんが）不確実性原理自体です。これは、放出された光子がさまざまな周波数を持っているため、自然な線の広がりを作り出します。線の幅は以下によって決定されます。

ここで、はエネルギーの不確実性、 はプランク定数、 は電子が崩壊する前に高エネルギー状態に留まる時間です。$\Delta E$$h$$T_{\text{decay}}$

基本的なパラメータ

星の回転により、線スペクトルにドップラーシフト効果が生じ、星が広がります。回転が速いほど、ラインは広くなります（まだ小さくなります）。不確定性原理と同様に、これは星の特定の元素の存在量に影響を与えないため、自然に広がります。

回転速度（）の測定は、その回転軸と星への視線の両方に依存します。したがって、赤道周りの速度（）と星の極傾斜（）の両方の組み合わせを使用して、予測される半径方向速度を決定します。$V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

温度（）は波長に影響を与え、より高い温度が原子により高いランダムな動きを与えます。これらの光子が原子と衝突すると、それらは原子をイオン化させる、つまり電子を失う可能性があります。異なるエネルギーレベル（したがって温度）は、原子のさまざまなイオン化段階で異なる存在量を作成します。$T_{eff}$

恒星から離れるにつれて、恒星の光球の温度は下がります。したがって、ラインプロファイルは温度範囲を表します。ラインの翼は、動きの増加により、より広い範囲の波長を表示する、より深くより熱いガスから生じます。温度が高いほど、ラインプロファイルの翼は広くなります（[Robinson 2007、pg 58] [1]）。

ここでは、FE I 6593 Aの合成スペクトル線に対するさまざまな温度値の影響を確認できます。赤： = 4000K; 黒： = 5217K; 青： = 6000K;$T_{eff}$$T_{eff}$$T_{eff}$

$T_{eff}$スペクトル線上の ">

微小乱流（）は、恒星の大気の非熱的な局所的なランダムな動きです。それは温度と同様に機能します-原子の運動の増加は、観測される波長の範囲を広げ、したがってより広いラインプロファイルを作成します。$v_{\text{mic}}$

強い線では、吸収されるフォトンがなくなると飽和が発生する可能性があります。これらの領域の微小乱流が増加すると、光子が吸収される機会が増えます。これにより、ラインプロファイルのウィングが広がり、ラインの全体的な強度が向上します。この事実を使用して、線の強さ（同等の幅）がその存在量と相関がないことを確認することにより、を決定できます。$v_{\text{mic}}$

最後に、星の質量とサイズの関数である表面重力：

ソーラーユニットとにある CGSいます。$M, R$$g$

質量は大きいが半径が小さい星は、常に密度が高く、圧力が高くなります。定義上、密度の高いガスは、単位面積あたりの原子数（存在量）が多くなり、スペクトル線が強くなります。

圧力のかかったガスは、自由電子がイオン化された原子と再結合する機会を増やします。与えられた温度では、イオン化は表面重力の増加に伴って減少し、中性または低イオン化状態の原子の存在量が増加すると予想されます。

の測定$T_{eff}$

これまで見てきたように、星のスペクトルを変更する方法はいくつかあります。あなたが興味を持っているのは温度です。温度は他のすべての基本的なパラメータと相互に関連しているため、それらをまとめて扱い、値をする必要があります。$T_{eff}$

合成スペクトルから始めて、星のスペクトルの形状に一致するまで、そのプロパティを繰り返し変更します。1つのパラメーターの調整は、常に他のパラメーターに影響します。スペクトルは、温度、表面重力、およびマイクロタービュランス値（他の値の中でも特に）が正しい場合に一致します。役立つプログラムが存在しますが、これは明らかに非常に時間がかかります。

大気特性は、他のより時間のかからない手段で決定することもできます。フォトメトリックカラーは、温度のプロキシ、および表面重力の絶対等級として使用できます。ただし、これらの決定は、星間絶滅による不正確さに悩まされる可能性があり、せいぜい近似にすぎません。

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

天体の温度を測定するには、さまざまな方法があります。通常、有効温度は単に黒体温度を意味します。ただし、黒体モデルは、多くの状況で不正確であることがわかっている一次近似にすぎません。

広い波長からの良いスペクトルがある場合、実効温度を励起温度として定義する方がよい場合があります。ただし、どの定義を使用する必要があるかは、実際のコンテキストによって異なります。これを確認して、簡単な概要を確認してください。https：//www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm