原則として、星のをどれだけうまく決定できますか？

これは天文学の基本についての質問です。私はたまたま良い議論を見たことがありません。任意の完璧な測定デバイスがあれば、それは星の有効温度をどれだけうまく測定できるかについてです。

ここにいくつかのコンテキストがあります。星のの標準的な定義は、そのボロメトリック明度（単位時間あたりに星から放射される総電磁エネルギー）とその光球半径R（半径、特定の波長での光学的深さでの半径）に基づいていますは1に等しい）。このように、定義は から。ここで、はステファンボルツマン定数です。 L T EFF L = 4 π σ R 2 T 4 EFF$T_{\textrm{eff}}$$L$$T_{\textrm{eff}}$$L=4\pi \sigma R^2 T_{\textrm{eff}}^4$$\sigma$

この定義は明らかに黒体法を暗示しています。私たち自身の太陽を含む多くの星には、それに従わないスペクトルがあります。このため、光球半径における恒星物質の温度であり、恒星スペクトルを調べることによって決定できる別の有効温度についてよく話します。それにはいくつかの複雑な問題がありますが、それらを脇に置いておきましょう。

決定 することは、星の特性を評価する上で非常に重要です。そのため、さまざまな測定方法があり、当然のことながら、研究者たちは可能な限り最高の精度を得ようと努力しています。$T_{\textrm{eff}}$

したがって、質問：任意に完璧な楽器があったとしても、原則としてどれだけうまく測定できるでしょうか。$T_{\textrm{eff}}$

編集：私はあなたの答えの定量的な見積もりを見たいのですが。次数の最高の精度、または、またはであるか、またはそれを任意にうまく測定しますか？ 10 K 1 K 10 − 4$T_{\textrm{eff}}$$10\textrm{K}$$1\textrm{K}$$10^{-4}\textrm{K}$

以下は、不確実性/恣意性のほんの一部のソースです：いくつか例を挙げると、星の対流、光球半径の波長への依存、四肢の暗化、恒星変動などです。

回答は、「不確実性の原因」-「単純な導出」-「効果の推定」の形式になるようにしてください。見積もりが少ない場合は、質問または個別の返信にそれらの概要を追加します。また、必要に応じて質問を編集してください。

問題は、任意の完璧な測定を許可することで妥協されます。

任意の精度で知られている距離で、任意の良好な空間分解能で、星からのフラックスの量を測定できるボロメータがある場合、私たちが行うことは、1 m領域からボロメータの光度を測定することです恒星の円盤の中心。このフラックスはです。 σ T 4 E F $^2$$\sigma T_{eff}^4$

もちろん、星には均一な大気（点、造粒、子午線流、回転による非球形...）がないため、得られる結果は、見ている大気の1 mビットに正確に依存します。で。したがって、私の任意の正確な機器を使用して、星の表面全体で1 mパッチごとに光度を測定する必要があります。それぞれが別の見積もりを与えます。それぞれが多少異なります。それは難しいでしょうが、あなたの質問の形式は私がそれらの問題を無視することを可能にします。2 T 4 e f $^2$$^2$$T_{eff}^4$

このレベルの精度では、星全体に対する単一のの有用性は疑わしいですが、必要な場合は、上記のすべての測定のフラックス加重平均であり、私が見る限り必要な精度で瞬時に決定できます。もちろん、変光星がある場合は変化します。また、粒子化により、時々刻々と変化します。そのため、の精度は、任意の正確な測定を行うのにかかる時間と比較して、どれだけ速く、どれだけ変化するかに依存する可能性があります。 T e f $T_{eff}$$T_{eff}$

より良い答えを得るには、現実的な観測制約を指定する必要があります-（a）星をまったく解くことができない、または（b）星を解くことができるが、観測は地球からしかできない-bound Observatory（したがって、一度に表面全体からフラックス測定を行うことはできません）。

1つの問題が発生します。未解決の観測では、絶対的に正確に測定された光度（等方性放射を想定）でも、使用する半径の問題が依然として存在します。放射が星を脱出する半径（光学的深さ）は不明確であり、波長に依存します。大気は100〜200 kmの「厚い」ため、ここでは数十kmの誤差範囲が適切です。太陽型の星の場合、これは精度を制限します。のT E F F〜0.1 $\sim 2/3$$T_{eff}$$\sim 0.1 K$

とても簡単です。実際、ボロメータは必要ありません。スペクトルのいくつかの部分で強度測定を実行し、これらをテオティカルな黒体スペクトルに適合させるだけです。輝線または吸収線によって引き起こされるスペクトルのスパイクまたは谷を測定することが起こらない場合は、3つの用途で十分です。測定値に最適な黒体スペクトルがテフを与えます。