¿Cómo se determina la temperatura efectiva de una estrella a partir de su espectro?

Determinar la temperatura efectiva de una estrella es en general una tarea no trivial. La razón simple de esto es que solo podemos estudiar la radiación electromagnética de una estrella, pero no la temperatura directamente. La complejidad se debe al hecho de que la radiación se produce en atmósferas estelares estratificadas, que se caracterizan solo parcialmente por la temperatura estelar, pero también por muchos otros factores, como la masa estelar, las abundancias elementales, la rotación estelar, etc. Además, la temperatura de las atmósferas varía con la profundidad, mientras que la temperatura efectiva es solo un número.

Por otro lado, las temperaturas y magnitudes son las cantidades más importantes que caracterizan a las estrellas.

Entonces, la pregunta : ¿cómo se usa exactamente el espectro para extraer la información sobre la temperatura de una estrella? Por temperatura aquí quiero decir temperatura efectiva, o incluso el perfil de temperatura de la atmósfera.

Nota : Esta es una pregunta de libro de texto. Lo creé porque encontré una buena respuesta existente de @Carl, publicada anteriormente en un poco menos de discusión en los libros de texto ¿Qué tan bien podemos, en principio, determinar de una estrella? $T_{\textrm{eff}}$. Esta pregunta parece ser un lugar mucho mejor para la respuesta.

$T_{eff}$

En primer lugar, recuerde que el espectro que observamos desde las estrellas es puntual, nos dan el resultado general completo y no una ubicación específica o parte de la estrella. Necesitamos diseccionar las diversas partes para llegar a los parámetros fundamentales. Llegamos a nuestros resultados iterando los valores de los parámetros fundamentales hasta que el espectro del modelo coincida con el espectro real que observamos. El problema es, como usted dice, la existencia de muchas incertidumbres.

El primero de estos (aunque no tiene un gran efecto) es el Principio de incertidumbre en sí. Esto crea un ensanchamiento natural de la línea debido a que el fotón emitido tiene un rango de frecuencias. El ancho de la línea está determinado por;

$\Delta E$$h$$T_{\text{decay}}$

Parámetros fundamentales

La rotación de la estrella provoca un efecto de desplazamiento Doppler en los espectros de línea, por lo que se amplía. Cuanto más rápida es la rotación, más amplia (pero más pequeña) es la línea. Al igual que el Principio de incertidumbre, esta es una ampliación natural, ya que no afecta la abundancia de ningún elemento en particular en la estrella.

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

$T_{eff}$

La temperatura de la fotosfera estelar disminuye a medida que nos alejamos del núcleo. Por lo tanto, el perfil de la línea representa un rango de temperaturas. Las alas de la línea surgen de un gas más profundo y más caliente que muestra un mayor rango de longitudes de onda debido al aumento del movimiento. Cuanto mayor es la temperatura, más amplias son las alas del perfil de línea ([Robinson 2007, pg 58] [1]).

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

$T_{eff}$

$v_{\text{mic}}$

$v_{\text{mic}}$

Finalmente, la gravedad superficial que es función de la masa y el tamaño de la estrella:

$M, R$$g$

Una estrella con una masa mayor pero un radio menor será invariablemente más densa y bajo mayor presión. Por definición, el gas más denso tiene un mayor número de átomos por unidad de área (abundancia), lo que conduce a líneas espectrales más fuertes.

Un gas bajo presión brinda más oportunidades para que los electrones libres se recombinen con átomos ionizados. Para una temperatura dada, se espera que la ionización disminuya con un aumento de la gravedad superficial, lo que a su vez aumenta la abundancia de átomos en los estados de baja o baja ionización.

$T_{eff}$

$T_{eff}$

Comenzamos con un espectro sintético y modificamos sus propiedades iterativamente hasta que coincida con la forma del espectro de la estrella. Los ajustes de un parámetro afectarán invariablemente a los demás. Los espectros coincidirán cuando los valores de temperatura, gravedad superficial y microturbulencia (entre otros) sean correctos. Obviamente, esto consume mucho tiempo, aunque existen programas para ayudar.

Las propiedades atmosféricas también se pueden determinar por otros medios que consumen menos tiempo. Los colores fotométricos se pueden usar como un indicador de temperatura y magnitudes absolutas para la gravedad superficial. Sin embargo, estas determinaciones pueden sufrir imprecisiones debido a la extinción interestelar y, en el mejor de los casos, son una aproximación cercana.

[1] Robinson, K. 2007, Espectroscopía: La clave de las estrellas (Springer)

Hay muchas formas diferentes de medir la temperatura de un objeto astronómico. Por lo general, la temperatura efectiva significa simplemente una temperatura de cuerpo negro. Sin embargo, el modelo de cuerpo negro es solo la aproximación de primer orden que sabemos que es inexacto en muchas circunstancias.

Si tiene un espectro agradable de una longitud de onda amplia, su temperatura efectiva podría definirse mejor como la temperatura de excitación. Sin embargo, la definición que debe usar realmente depende del contexto en el que se encuentre. Verifique esto para obtener un breve resumen: https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm