Về nguyên tắc chúng ta có thể xác định

Đây là một câu hỏi về những điều cơ bản của thiên văn học, điều mà tôi chưa bao giờ tình cờ thấy một cuộc thảo luận tốt cho. Đó là về việc chúng ta có thể đo nhiệt độ hiệu quả của một ngôi sao như thế nào, nếu chúng ta có bất kỳ thiết bị đo lường hoàn hảo tùy ý.

Đây là một số bối cảnh. Định nghĩa Canonical về của một ngôi sao dựa trên độ chói quang của nó (tổng năng lượng điện từ được chiếu bởi ngôi sao trên một đơn vị thời gian) và bán kính quang điện của nó R (bán kính, tại đó độ sâu quang học ở bước sóng nhất định bằng với sự thống nhất). Theo cách này, định nghĩa chỉ định đến , trong đó là hằng số Stefan-Boltzmann. L T eff L = 4 pi σ R 2 T 4 eff$T_{\textrm{eff}}$$L$$T_{\textrm{eff}}$$L=4\pi \sigma R^2 T_{\textrm{eff}}^4$$\sigma$

Định nghĩa rõ ràng ám chỉ đến luật cơ thể đen. Nhiều ngôi sao, bao gồm cả Mặt trời của chúng ta, có một quang phổ không tuân theo nó. Vì lý do này, người ta thường nói về một nhiệt độ hiệu quả khác, đó là nhiệt độ của vật liệu sao ở bán kính quang điện và có thể được xác định bằng cách kiểm tra phổ sao. Có một vài điều phức tạp nữa, nhưng hãy đặt chúng sang một bên.

Xác định là cực kỳ quan trọng trong việc mô tả các ngôi sao, do đó tồn tại nhiều phương pháp đo lường khác nhau và các nhà nghiên cứu tự nhiên cố gắng đạt được độ chính xác tốt nhất có thể.$T_{\textrm{eff}}$

Do đó, câu hỏi: Về nguyên tắc, người ta có thể đo , nếu người ta có thể có các công cụ hoàn hảo tùy ý?$T_{\textrm{eff}}$

Chỉnh sửa: Tôi muốn xem một ước tính định lượng trong câu trả lời của bạn. Là độ chính xác tốt nhất có thể cho của đơn hàng , hoặc là , hoặc một số , hoặc chúng ta có thể Đo lường nó tùy tiện? 10 K 1 K 10 - 4$T_{\textrm{eff}}$$10\textrm{K}$$1\textrm{K}$$10^{-4}\textrm{K}$

Đây chỉ là một vài nguồn của sự không chắc chắn / tùy ý: sự đối lưu trong các ngôi sao, sự phụ thuộc của bán kính quang điện vào bước sóng, sự tối của chi, sự biến đổi của sao, để đặt tên cho một số ít.

Tôi sẽ khuyến khích các câu trả lời ở định dạng "Nguồn không chắc chắn" - "Đạo hàm đơn giản" - "Ước tính hiệu ứng". Nếu có nhiều hơn một vài ước tính, tôi sẽ thêm một bản tóm tắt về chúng trong câu hỏi hoặc trong một câu trả lời riêng. Xin vui lòng, cũng vui lòng chỉnh sửa câu hỏi nếu bạn có thể muốn.

Câu hỏi được thỏa hiệp bằng cách nói rằng bạn cho phép các phép đo hoàn hảo tùy ý.

Nếu chúng ta có một thước đo có thể đo lượng từ thông từ một ngôi sao, ở khoảng cách được biết đến với độ chính xác tùy ý, với độ phân giải không gian tốt tùy ý, thì điều chúng ta làm là đo độ chói của thước đo từ khu vực 1 m 2 ở trung tâm của đĩa sao. Thông lượng này là σ T 4 e f f .$^2$$\sigma T_{eff}^4$

$^2$$^2$$T_{eff}^4$

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

Tôi nghĩ để có câu trả lời tốt hơn, bạn cần chỉ định một số ràng buộc quan sát thực tế - chẳng hạn như (a) bạn không thể giải quyết ngôi sao, hoặc (b) mà bạn có thể giải quyết nó, nhưng việc quan sát chỉ có thể diễn ra từ một trái đất đài quan sát hướng (do đó không cho phép bạn thực hiện các phép đo thông lượng từ toàn bộ bề mặt cùng một lúc).

$\sim 2/3$$T_{eff}$$\sim 0.1 K$

Nó khá dễ dàng. Trong thực tế, bạn không cần một thước đo. Bạn chỉ cần thực hiện các phép đo Cường độ trong một số phần của quang phổ, và sau đó khớp chúng với quang phổ cơ thể màu đen. Ba sử dụng là đủ nếu điều đó không xảy ra khi bạn đo trên một cành hoặc thung lũng trong quang phổ gây ra bởi một đường phát xạ hoặc biến dạng. Phổ màu đen phù hợp nhất với số đo của bạn sẽ mang lại cho bạn Teff.