如何从其光谱确定恒星的有效温度？

确定恒星的有效温度通常并非易事。原因很简单，我们只能研究恒星的电磁辐射，而不能直接研究温度。之所以如此复杂，是因为辐射是在分层的恒星大气中产生的，该恒星大气仅部分地以恒星温度为特征，而且还以许多其他因素为特征，例如恒星质量，元素丰度，恒星旋转等。此外，大气温度随深度而变化，而有效温度只是个数。

另一方面，温度和大小是最重要的量，是恒星的特征。

那么，问题就来了：一个人到底是如何利用光谱来提取有关恒星温度的信息呢？这里的温度是指有效温度，甚至是大气的温度曲线。

注意：这是一个相当教科书的问题。我之所以创建它，是因为我遇到了@Carl给出的一个很好的答案，该答案先前曾在较少的教科书讨论中发布，原则上我们能确定星的有多好？$T_{\textrm{eff}}$。这个问题似乎是一个更好的答案。

由于温度（$T_{eff}$）与许多其他基本测量值相关，因此要准确确定温度可能非常棘手。

首先，请记住，我们从恒星观察到的光谱是精确的，它们为我们提供了整体的整体结果，而不是恒星的特定位置或部分。我们需要剖析各个部分以获得基本参数。我们通过迭代基本参数的值直到模型光谱与我们观察到的真实光谱匹配来得出结果。就像您所说的那样，问题是存在很多不确定性。

其中的第一个（尽管不会产生太大影响）是不确定性原则本身。由于发射的光子具有一定的频率范围，因此会产生自然的线展宽。线的宽度取决于：

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

基本参数

恒星的旋转会对线谱产生多普勒频移效应，使其变宽。旋转速度越快，线越宽（但更小）。像不确定性原理一样，这是自然扩展，因为它不会影响恒星中任何特定元素的丰度。

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

$T_{eff}$

随着我们离开核心，恒星光球的温度会降低。因此，线轮廓表示温度范围。管线的翼部来自更深，更热的气体，由于运动增加，气体显示出更大的波长范围。温度越高，管线轮廓的翼展越宽（[Robinson 2007，第58页] [1]）。

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

$T_{eff}$

$v_{\text{mic}}$

$v_{\text{mic}}$

最后，表面引力是恒星质量和大小的函数：

$M, R$$g$

质量较高但半径较小的恒星将始终更密集且处于更大的压力下。根据定义，密度较高的气体每单位面积的原子数（丰度）更高，从而导致光谱线更强。

压力下的气体为自由电子与离子化的原子复合提供了更多机会。对于给定的温度，预计电离会随着表面重力的增加而降低，从而增加中性或低电离态下原子的丰度。

的测量$T_{eff}$

$T_{eff}$

我们从合成光谱开始，然后反复修改其属性，直到它与恒星光谱的形状匹配为止。一个参数的调整将始终影响其他参数。当温度，表面重力和微湍流值（以及其他）正确时，光谱将匹配。尽管有程序可以提供帮助，但这显然非常耗时。

大气特性也可以通过其他较少耗时的方法来确定。光度色可以用作温度的代表，以及表面重力的绝对值。但是，这些确定由于星际灭绝而可能会出现误差，充其量只能近似地近似。

[1] Robinson，K.，2007年，《光谱学：星星的钥匙》（施普林格）

有许多不同的方法来测量天文物体的温度。通常，有效温度仅表示黑体温度。但是，黑体模型只是我们知道在许多情况下不准确的一阶近似。

如果您在宽波长范围内具有良好的光谱，则将有效温度定义为激发温度可能更好。但是，应该使用哪种定义实际上取决于您所处的上下文。请查看以下简短摘要：https : //www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm