Спектр от звездных гранул , очевидно, будет для более горячего газа, а спектр от переулков между ними будет для более холодного газа.
На эти вопросы нет простого ответа, хотя я мог бы быть краток и сказать (i) нет, и (ii) нет, не будут.
Если вы создадите простую двухкомпонентную атмосферу, то наблюдаемый спектр будет комбинацией двух спектров, взвешенной по потокам.
Теперь, в зависимости от реакции любой спектральной особенности на изменение температуры, эквивалентная ширина этой особенности может стать сильнее или слабее в средневзвешенном по потоку спектре. Если вы затем проанализируете этот спектр, предполагая, что существует одна температура, то то, что вы получите для изобилия на основе этой характеристики, может стать больше или меньше.
Например, большинство линий нейтральных частиц (например, Fe I, Li I) становятся сильнее в более прохладной атмосфере. Если на звезду нанести крутые звездные пятна, то эквивалентная ширина этих линий станет сильнее. Средняя температура звезды снизится очень незначительно. Чистым эффектом будет оценка того, что содержание железа или лития в этой звезде было больше.
С другой стороны, если бы линия была очень сильной, т. е. находилась в насыщенной части кривой роста, то она не стала бы намного сильнее в более прохладной атмосфере, и даже могло бы случиться так, что, приняв более низкую среднюю температуру, отсутствие значительного увеличения эквивалентной ширины линии привело бы к выводу о снижении численности.
Более очевидным случаем могут быть линии ионизированного Fe II. Они станут слабее в более прохладной атмосфере, поэтому вы в конечном итоге сделаете вывод о более низком содержании железа из среднего спектра, взвешенного по потокам.
Затем возникает проблема чрезмерного упрощения, которое навязывает простая двухтемпературная модель. Реальная грануляция также включает в себя движение плазмы с последующими последствиями для микро- и макротурбулентности и тем, как они влияют на формирование линии и допущение локального термодинамического равновесия. Их можно решить только с помощью дорогих трехмерных моделей звездной атмосферы. Такие модели существуют, и они предлагают сетки поправок 3D NLTE к содержаниям, определенным с помощью атмосферных анализов 1D LTE. Поправки могут идти в любом направлении в зависимости от силы линий и внутренних параметров звезды. Например, Wang et al. (2021) представляют сетку поправок для оптических/БИК-линий Li I, которые меня особенно интересуют.
ооо
+1Я сделал небольшое редактирование, это все, что здесь необходимо. Вопрос имеет смысл; поверхность звезды можно рассматривать как мозаику из двух отдельных спектральных источников, в то время как спектральный анализ будет выполняться из комбинации обоих. Я не думаю, что здесь нужно добавлять какие-либо подробности, вопрос завершен. Тем не менее, я добавил несколько ссылок для тех, кто не знаком с темами.