タグ付けされた質問 「stellar-atmospheres」

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中性子星はどのようにしてガス状の大気を持つことができますか?
中性子星は小さな雰囲気を持つことができます。しかしながら、それらはまた非常に強い引力を持っています。すべてのガス分子が星の表面に引き寄せられ、巨大な圧力下で固体になるのではないでしょうか? たぶん私はこれを間違った方法で考えているのですが、どうしてそれが可能になるのかわかりません。

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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?TeffTeffT_{\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。

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太陽(または他の星)で生成された酸素はどうなりますか?
核融合により、太陽は(少なくとも、いつかは)酸素を含むすべての元素の原子を生成することができます。そして、少なくとも地球化学では、酸素、水素、および少量の熱を組み合わせると水が得られます。または、リチウムと酸素と熱が酸化リチウムを生成します。これらの個々のコンポーネントはすべて、太陽のような星で簡単に入手できます。 だから私の質問は、太陽(または他の星、現在、未来、または過去)によって生成された酸素が、星の大気に存在する他の元素と(たとえば、酸化または燃焼プロセスを通じて)化学的に反応するかどうかです。 ? あるいは、より一般的には、星の核融合によって形成された元素が化学的に相互作用して、より複雑な分子を生成するのでしょうか(そうでない場合は、なぜそうでないのでしょうか)。

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Gaiaが恒星の放射速度測定にカルシウムNIRラインのみを使用するのはなぜですか?
私はガイア宇宙船に関するこの概要記事を読んでいて、次の声明を見ました。 これらのスペクトルは、天の川の運動学的および動的進化の研究に使用される半径方向の速度情報を提供します。動径速度は、849.8、854.2、および855.2 nmの3つの孤立したカルシウム線から導き出されます。847〜874 nmの範囲の他のラインは、星の組成、表面重力、および金属の存在量に関するデータを提供できます。 注:以下のコメントで指摘されているように、3行目は856.2 nmではなく866.2 nmにあります -これはタイプミスであることが示唆されています- このESAページには '855'番号も表示されます。 高解像度分光法は847〜874 nmでのみ動作しているようであり、「3つの孤立したカルシウム線」を使用して放射速度を測定します。 すべての星は、大気中に十分なカルシウムを含んでいるので、半径方向の速度を正確に測定するのに十分な強力な特徴を生み出しますか?大気中には水素とヘリウムの他にごくわずかしか存在しない恒星の個体群があると思っていました。 これらは常に輝線または吸収線ですか、それともいくつかの星と他の星のどちらかが存在しますか?星のどの部分がカルシウムを大量に含まないのでしょうか? 上:ここからのガイアの放射速度分光計、クレジット:ESA。 上:ミラー4、5、6、プリズム、回折格子、CCDアレイを含む、Gaiaのイメージングシステム。ここから、クレジット:EADS Astrium。 上: Ravial Velocity分光計(格子)とアフォーカルフィールドコレクターを含むGaiaの光学モジュール、ここから、クレジット:SAS Astrium。

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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 σTeffTeffT_{\textrm{eff}}LLLTeffTeffT_{\textrm{eff}}L = 4 πσR2T4effL=4πσR2Teff4L=4\pi \sigma R^2 T_{\textrm{eff}}^4σσ\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。TeffTeffT_{\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。TeffTeffT_{\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 KTeffTeffT_{\textrm{eff}}10 K10K10\textrm{K}1 K1K1\textrm{K}10− 4K10−4K10^{-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。
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