Как узнать точную температуру звезды?

Это очень простой вопрос, но я немного смущен. Насколько мне известно, температура звезды анализируется на основе цвета излучаемого ею света. Итак, если звезда удаляется от нас, то излучаемый ею свет будет смещен в красную сторону (или если она неподвижна по отношению к нам и свет претерпевает гравитационное красное смещение), то откуда мы знаем точную температуру этой звезды или любой другой объект, потому что возможно, что мы наблюдаем красный свет, но на самом деле звезда может излучать желтый свет.

Я думаю, вы сами себе отвечаете. Учитывая, что мы понимаем красное смещение фотонов, остается только учесть эти эффекты при расчете реального цвета и, в конечном итоге, прийти к температуре.
@harogaston Но для устранения ошибки из-за красного смещения вам сначала нужно знать, что вы видите свет с красным смещением.
Каждая световая волна, исходящая из галактики, не принадлежащей нашему скоплению, будет смещена в красную сторону. Итак, вы знаете, что то, что вы получаете, — это свет с красным смещением. Затем вы можете рассчитать расстояние до галактики/звезды, которую вы наблюдаете, и исходя из ее относительной скорости, и, таким образом, вы можете оценить эффект красного смещения в вашем сигнале. Затем примените поправки, чтобы получить реальную температуру.

Ответы (2)

Этот вопрос очень широк — существует очень много методов оценки температуры, поэтому я буду придерживаться нескольких принципов и примеров. Когда мы говорим об измерении температуры звезды, единственные звезды, которые мы можем определить и измерить, находятся в локальной вселенной; у них нет заметных красных смещений, поэтому это редко вызывает беспокойство. Звезды, конечно, имеют лучевые скорости, которые придают их спектру красное (или синее) смещение. Это достаточно простая процедура для корректировки скорости луча звезды, потому что красное (или синее) смещение применяется ко всем длинам волн в равной степени, и мы можем просто сместить ось длин волн, чтобы учесть это. т.е. мы помещаем звезду обратно в систему покоя, прежде чем анализировать ее спектр.

Джеральд говорил о спектре черного тела — действительно, длина волны пика спектра черного тела обратно пропорциональна температуре по закону Вина . Этот метод можно использовать для оценки температуры объектов, спектры которых очень близки к черным телам, и для которых доступны спектры, откалиброванные по потоку, которые правильно выбирают пик. Оба эти условия трудновыполнимы на практике: звезды, вообще говоря, не являются абсолютно черными телами, хотя их эффективные температуры — что обычно и приводится — определяются как температура абсолютно черного тела с таким же радиусом и светимостью, что и звезда.

Эффективная температура звезды наиболее точно измеряется путем (i) оценки полного потока света от звезды; (ii) получение точного расстояния от параллакса; (iii) их комбинирование для придания светимости; (iv) измерение радиуса звезды с помощью интерферометрии; (v) это дает эффективную температуру из закона Стефана:

л знак равно 4 π р 2 о Т е ф ф 4 ,
куда о – постоянная Стефана-Больцмана. К сожалению, ограничивающим фактором здесь является то, что трудно измерить радиусы всех, кроме самых больших или ближайших звезд. Таким образом, измерения существуют для нескольких гигантов и нескольких десятков ближайших звезд главной последовательности; но это основные калибраторы, по которым сравниваются и калибруются другие методы.

Второй основной вторичный метод - это подробный анализ спектра звезды. Чтобы понять, как это работает, нам нужно понять, что (i) атомы/ионы имеют разные энергетические уровни; (ii) способ заполнения этих уровней зависит от температуры (более высокие уровни заполняются при более высоких температурах); (iii) переходы между уровнями могут приводить к излучению или поглощению света на определенной длине волны, которая зависит от разности энергий между уровнями.

Для использования этих свойств построим модель атмосферы звезды. Обычно звезда горячее внутри и холоднее снаружи. Излучение, выходящее из центра звезды, поглощается более холодными вышележащими слоями, но это происходит преимущественно на длинах волн, соответствующих разнице энергетических уровней атомов, поглощающих излучение. Это приводит к появлению линий поглощения в спектре. Спектральный анализ состоит из измерения силы этих линий поглощения для многих различных химических элементов и различных длин волн. Сила линии поглощения зависит прежде всего от (i) температуры звезды и (ii) количества определенного химического элемента, а также от ряда других параметров (гравитация, турбулентность, структура атмосферы).

Если у вас нет хорошего спектра, следующим лучшим решением будет использование цвета звезды для оценки ее температуры. Это работает, потому что горячие звезды — синие, а холодные — красные. Отношение цветовой температуры откалибровано с использованием измеренных цветов основных звезд-калибраторов. Типичная точность этого метода составляет +/- 100-200 К (хуже для более холодных звезд).

Спектральные линии возникают на определенных длинах волн. По их красному смещению вы можете рассчитать лучевую скорость (или гравитационное красное смещение) звезды или поглощающей среды и, следовательно, величину, на которую вам нужно сместить излучение черного тела , чтобы получить температуру поверхности (и радиальную скорость возможно поглощающей среды). среда между звездой и Землей).

Схематический пример : предположим, вы измеряете следующие два звездных спектра и можете идентифицировать типичную спектральную эмиссионную линию H-альфа . Эта линия должна быть на 565,3 нм:

спектральные схемы звезд с разным красным смещением, но почти одинакового измеренного цвета

Во втором спектре H-альфа находится в правильном положении: красного смещения нет. В первом спектре он смещен в красную сторону (в сторону большей длины волны).

Хотя измеренная интенсивность может быть такой же в другом месте спектра, вы будете знать, что первый спектр относится к более горячей звезде, поскольку максимальная интенсивность (кроме линии H-альфа) находится слева (в направлении синего) от H- длина волны альфа, тогда как максимальная интенсивность во втором спектре находится справа (в направлении красного цвета) от линии H-альфа.

Обе звезды будут выглядеть красноватыми, но первая из них более горячая и смещена в красную сторону либо из-за доплеровского сдвига, либо из-за гравитации, либо из-за космического расширения.

Я читал эту статью о спектральных линиях, но до сих пор не понял. Предположим, что я записываю спектр звезды. Обычно должен быть пик синего цвета, но теперь звезда начинает удаляться с постоянной скоростью, и в результате появляется пик желтого цвета. Так не будет ли ошибки в расчете температуры?
Смотрите третий ответ здесь . Это то, что вы пытаетесь сказать?
@Yashbhatt Я добавил ссылку на излучение черного тела. Звезды примерно излучают излучение черного тела. Из максимума интенсивности можно сделать вывод о температуре. Спектральные линии говорят вам, насколько вы должны сдвинуть измеренную кривую, чтобы получить испускаемую кривую. Детали могут быть более сложными, но таков принцип.
@ Джеральд Я понял, что этот метод используется для определения температуры звезд, но как насчет галактик? Они не состоят из одного элемента. Итак, как мы узнаем, насколько сдвинуты спектры? Делаем ли мы что-то вроде усреднения температуры всех звезд в галактике или что-то в этом роде?
Я понял, как мы используем его для расчета температуры звезд. Но как насчет галактик? Они состоят из множества элементов. Как узнать, насколько сдвинуты спектры? Делаем ли мы что-то вроде усреднения температур всех звезд в галактике?
Вы можете найти красное смещение галактики, используя спектр с известными линиями излучения или поглощения.
Температуру почти ни одной звезды/галактики не измеряли таким образом. Единственным исключением является метод инфракрасного потока, который приближается к тому, что вы говорите, но не идентифицирует пик в спектре.
Как узнать точную температуру звезды?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v