Comment détermine-t-on la température effective d'une étoile à partir de son spectre?

La détermination de la température effective d'une étoile est en général une tâche non triviale. La raison simple en est que nous ne pouvons étudier que le rayonnement électromagnétique d'une étoile, mais pas directement la température. La complexité est due au fait que le rayonnement est produit dans des atmosphères stellaires stratifiées, qui ne sont caractérisées que partiellement par la température stellaire, mais aussi par de nombreux autres facteurs, tels que la masse stellaire, les abondances élémentaires, la rotation stellaire, etc. la température des atmosphères varie avec la profondeur, tandis que la température effective n'est qu'un nombre.

D'un autre côté, les températures et les grandeurs sont les quantités les plus importantes, caractérisant les étoiles.

Alors, la question : comment utilise-t-on exactement le spectre pour extraire les informations sur la température d'une étoile? Par température, j'entends ici la température effective, ou même le profil de température de l'atmosphère.

Remarque : C'est une question plutôt classique. Je l'ai créé parce que j'ai rencontré une bonne réponse existante de @Carl, précédemment publiée dans une discussion un peu moins détaillée. Comment peut-on en principe déterminer d'une étoile? $T_{\textrm{eff}}$. Cette question semble être un bien meilleur endroit pour la réponse.

La température ( ) peut être assez délicate à déterminer avec précision car elle est liée à un certain nombre d'autres mesures fondamentales.$T_{eff}$

Tout d'abord, rappelez-vous que le spectre que nous observons depuis les étoiles est précis, il nous donne le résultat global complet et non un emplacement ou une partie spécifique de l'étoile. Nous devons disséquer les différentes parties pour arriver aux paramètres fondamentaux. Nous arrivons à nos résultats en itérant les valeurs des paramètres fondamentaux jusqu'à ce qu'un spectre de modèle corresponde au vrai spectre que nous observons. Le problème est, comme vous le dites, l’existence de beaucoup d’incertitudes.

Le premier d'entre eux (bien qu'il n'ait pas d'effet important) est le principe d'incertitude lui-même. Cela crée un élargissement de ligne naturel en raison du photon émis ayant une gamme de fréquences. La largeur de la ligne est déterminée par;

où est l'incertitude de l'énergie, est la constante de Planck et est la durée pendant laquelle l'électron reste dans un état de haute énergie avant de se désintégrer.$\Delta E$$h$$T_{\text{decay}}$

Paramètres fondamentaux

La rotation de l'étoile provoque un effet de décalage Doppler sur le spectre des raies, ce qui l'élargit. Plus la rotation est rapide, plus la ligne est large (mais plus petite). Comme le principe d'incertitude, il s'agit d' un élargissement naturel car il n'a pas d'impact sur l'abondance d'un élément particulier dans l'étoile.

Mesure de la vitesse de rotation ($V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

$T_{eff}$

La température de la photosphère stellaire diminue à mesure que nous nous éloignons du noyau. Par conséquent, le profil de ligne représente une plage de températures. Les ailes de la ligne proviennent de gaz plus profonds et plus chauds qui affichent une plus grande plage de longueurs d'onde en raison d'un mouvement accru. Plus la température est élevée, plus les ailes du profil de ligne sont larges ([Robinson 2007, p. 58] [1]).

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

$T_{eff}$

$v_{\text{mic}}$

$v_{\text{mic}}$

Enfin, la gravité de surface qui est fonction de la masse et de la taille de l'étoile:

$M, R$$g$

Une étoile avec une masse plus élevée mais un rayon plus petit sera invariablement plus dense et sous plus de pression. Par définition, un gaz plus dense a un plus grand nombre d'atomes par unité de surface (abondance), conduisant à des raies spectrales plus fortes.

Un gaz sous pression offre plus de possibilités aux électrons libres de se recombiner avec des atomes ionisés. Pour une température donnée, l'ionisation devrait diminuer avec l'augmentation de la gravité de surface, augmentant à son tour l'abondance des atomes dans les états d'ionisation neutre ou faible.

$T_{eff}$

$T_{eff}$

Nous commençons par un spectre synthétique et modifions ses propriétés de manière itérative jusqu'à ce qu'il corresponde à la forme du spectre de l'étoile. Les ajustements d'un paramètre affectent invariablement les autres. Les spectres correspondront lorsque les valeurs de température, de gravité de surface et de microturbulence (entre autres) sont correctes. Cela prend évidemment beaucoup de temps bien que des programmes existent pour aider.

Les propriétés atmosphériques peuvent également être déterminées par d'autres moyens moins longs. Les couleurs photométriques peuvent être utilisées comme proxy pour la température et les magnitudes absolues pour la gravité de surface. Cependant, ces déterminations peuvent souffrir d'inexactitudes dues à l'extinction interstellaire et sont au mieux une approximation proche.

[1] Robinson, K. 2007, Spectroscopie: la clé des étoiles (Springer)

Il existe de nombreuses façons différentes de mesurer la température d'un objet astronomique. En règle générale, une température efficace signifie simplement une température du corps noir. Cependant, le modèle du corps noir n'est que l'approximation de premier ordre que nous savons qu'il est inexact dans de nombreuses circonstances.

Si vous avez un beau spectre à partir d'une grande longueur d'onde, votre température efficace pourrait être mieux définie comme la température d'excitation. Cependant, la définition que vous devez utiliser dépend vraiment du contexte dans lequel vous vous trouvez. Vérifiez ceci pour un bref résumé: https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm