কীভাবে কেউ তার বর্ণালী থেকে কোনও তারার কার্যকর তাপমাত্রা নির্ধারণ করে?

Question

তারার কার্যকর তাপমাত্রা নির্ধারণ করা সাধারণভাবে একটি অ-তুচ্ছ কাজ। এর সহজ কারণ হ'ল আমরা কেবল একটি তারা থেকে বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণ অধ্যয়ন করতে পারি তবে তাপমাত্রা সরাসরি নয় not জটিলতা এই কারণে যে রেডিয়েশনটি স্ট্র্যাটিড স্টার্লার বায়ুমণ্ডলে উত্পাদিত হয় যা কেবলমাত্র আঞ্চলিক তাপমাত্রা দ্বারা আংশিক বৈশিষ্ট্যযুক্ত, তবে অন্যান্য অনেক কারণ যেমন স্টার্লার ভর, মৌলিক প্রাচুর্য, নক্ষত্রের ঘূর্ণন ইত্যাদি আরও বেশি, বায়ুমণ্ডলের তাপমাত্রা গভীরতার সাথে পরিবর্তিত হয়, যেখানে কার্যকর তাপমাত্রা কেবল একটি সংখ্যা।

অন্যদিকে, তাপমাত্রা এবং মাত্রা হ'ল সর্বাধিক গুরুত্বপূর্ণ পরিমাণে, তারা বৈশিষ্ট্যযুক্ত তারা।

সুতরাং, প্রশ্ন : একটি নক্ষত্রের তাপমাত্রা সম্পর্কে তথ্য আহরণের জন্য বর্ণালীটি ঠিক কীভাবে ব্যবহার করে? তাপমাত্রার দ্বারা এখানে আমি কার্যকর তাপমাত্রা বা বায়ুমণ্ডলের এমনকি তাপমাত্রার প্রোফাইল বোঝায়।

দ্রষ্টব্য : এটি একটি বরং পাঠ্যপুস্তক প্রশ্ন। আমি এটি তৈরি করেছি কারণ আমি @ কার্ল দ্বারা একটি ভাল বিদ্যমান উত্তরের মুখোমুখি হয়েছি, পূর্বে কিছুটা কম পাঠ্যপুস্তকের আলোচনায় পোস্ট করেছি আমরা নীতিগতভাবে determine নির্ধারণ করতে পারি ? $T_{\textrm{eff}}$। এই প্রশ্নের উত্তরের জন্য আরও ভাল জায়গা বলে মনে হচ্ছে।

Answer 1

তাপমাত্রা ( ) সঠিকভাবে নির্ধারণ করতে বেশ জটিল হতে পারে কারণ এটি অন্যান্য অনেক মৌলিক পরিমাপের সাথে সম্পর্কিত।$T_{eff}$

প্রথমত, মনে রাখবেন যে তারাগুলি থেকে আমরা যে বর্ণালীটি পর্যবেক্ষণ করি তা পিন-পয়েন্ট হয়, তারা আমাদের পুরো সামগ্রিক ফলাফল দেয় এবং কোনও নির্দিষ্ট স্থান বা তারার অংশ নয়। মৌলিক পরামিতিগুলিতে পৌঁছতে আমাদের বিভিন্ন অংশ বিচ্ছিন্ন করা দরকার। কোনও মডেল বর্ণালী যে সত্যটি বর্ণনাকে আমরা পর্যবেক্ষণ করে না সে পর্যন্ত আমরা মৌলিক পরামিতিগুলির মানগুলি পুনরাবৃত্তি করে আমাদের ফলাফলগুলিতে পৌঁছে যাই। বিষয়টি যেমনটি আপনি বলেন, পুরো অনিশ্চয়তার অস্তিত্ব।

এর মধ্যে প্রথমটি (যদিও এটির খুব বেশি প্রভাব নেই) নিজেই অনিশ্চয়তার নীতি itself এটি নির্গত ফোটনের কারণে বিভিন্ন ফ্রিকোয়েন্সি থাকার কারণে প্রাকৃতিক রেখা প্রশস্ত হয় creates লাইনের প্রস্থ দ্বারা নির্ধারিত হয়;

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

যেখানে শক্তি অনিশ্চয়তা, প্লাঙ্ক ধ্রুবক, এবং সময় পরিমাণ ক্ষয়িষ্ণু আগে একটি উচ্চ শক্তির রাজ্যের ইলেক্ট্রন থাকার বিষয়টি মতেই হয়।$\Delta E$$h$$T_{\text{decay}}$

মৌলিক পরামিতি

ঘূর্ণন তারকা লাইন এটা প্রসারিত উপার্জন বর্ণালীতে একটি ডপলার শিফট প্রভাব ঘটায়। ঘূর্ণন তত দ্রুত, বৃহত্তর (তবুও ছোট) লাইন। অনিশ্চয়তার নীতিমালার মতো এটিও প্রাকৃতিকভাবে প্রশস্ত হয় কারণ এটি তারার কোনও নির্দিষ্ট উপাদানের প্রাচুর্যকে প্রভাবিত করে না।

ঘূর্ণন বেগ ( ) পরিমাপ করা তার ঘূর্ণনের অক্ষ এবং তারার কাছে আমাদের দৃষ্টির রেখা উভয়ের উপর নির্ভর করে। অতএব, আমরা পূর্বাভাসিত রেডিয়াল বেগ নির্ধারণের জন্য নিরক্ষীয় ( ) এবং তারার মেরু ঝোঁক ( ) সম্পর্কে উভয় বেগের সংমিশ্রণ ব্যবহার ;$V_{\text{proj}}$$v_e$$i$

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

তাপমাত্রা ( ) তরঙ্গদৈর্ঘ্যকে এমনভাবে প্রভাবিত করে যে উচ্চতর তাপমাত্রা পরমাণুগুলিতে উচ্চতর এলোমেলো গতি দেয়। যখন এই ফোটনগুলি একটি পরমাণুর সাথে সংঘর্ষ হয়, তারা পরমাণুকে আয়নযুক্ত হওয়ার কারণ হতে পারে, একটি ইলেক্ট্রন হারাতে পারে। বিভিন্ন শক্তির স্তর (এবং তাই তাপমাত্রা) পরমাণুর বিভিন্ন আয়নীকরণ পর্যায়ে বিভিন্ন প্রাচুর্য তৈরি করবে।$T_{eff}$

আমরা মূল থেকে দূরে সরে যাওয়ার সাথে তারকীয় আলোকক্ষেত্রের তাপমাত্রা হ্রাস পায়। সুতরাং লাইন প্রোফাইলটি বেশ কয়েকটি তাপমাত্রার প্রতিনিধিত্ব করে। লাইনের ডানাগুলি গভীর থেকে উত্তপ্ত গ্যাস থেকে উত্থিত হয় যা বর্ধিত গতির কারণে তরঙ্গদৈর্ঘ্যের বৃহত পরিসীমা প্রদর্শন করে। তাপমাত্রা তত বেশি, লাইন প্রোফাইলের বিস্তৃত ডানাগুলি ([রবিনসন 2007, পৃষ্ঠা 58] [1])।

আপনি এখানে এফ আই আই 6593 এ এর ​​সিন্থেটিক বর্ণালী রেখায় বিভিন্ন তাপমাত্রার মানগুলির প্রভাব দেখতে পারেন Red লাল: = 4000 কে; কালো: اثر = 5217 কে; নীল: = 6000 কে;$T_{eff}$$T_{eff}$$T_{eff}$

$T_{eff}$ লাইনে ">

মাইক্রোটারবুলেন্স ( মাইक ) হ'ল তারার বায়ুমণ্ডলের অ-তাপ স্থানীয় স্থানীয় র্যান্ডম গতি। এটি তাপমাত্রার সাথে একইভাবে কাজ করে - পরমাণুর গতি বৃদ্ধি তরঙ্গদৈর্ঘ্যের বিস্তৃত পরিসীমা পর্যবেক্ষণ করে এবং তাই বিস্তৃত লাইন প্রোফাইল তৈরি করে।$v_{\text{mic}}$

শক্ত লাইনগুলিতে, সংশ্লেষ করার মতো আরও কোনও ফটোগুলি না থাকলে স্যাচুরেশন ঘটতে পারে। এই অঞ্চলগুলিতে মাইক্রোটার্বুলেন্স বাড়ার সাথে সাথে এটি ফোটনগুলিকে শোষিত করার আরও বেশি সুযোগের উপস্থাপন করে। এটি লাইন প্রোফাইলের ডানাগুলিকে প্রশস্ত করে রেখার সামগ্রিক শক্তি বৃদ্ধি করে। আমরা এই সত্যটি equivalent no determine নির্ধারণ করতে ব্যবহার করতে পারি , তা নিশ্চিত করে যে লাইনের (সমতুল্য প্রস্থ) এর শক্তির প্রাচুর্যের সাথে কোনও সম্পর্ক নেই।$v_{\text{mic}}$

অবশেষে, পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ যা নক্ষত্রের ভর এবং আকারের ফাংশন:

$$\log g = \log M - 2 \log R + 4.437$$

সঙ্গে সৌর ইউনিট এবং হচ্ছে CGS হবে।$M, R$$g$

একটি উচ্চতর ভর কিন্তু আরও ছোট ব্যাসার্ধযুক্ত একটি তারা অল্পসময়ই হ্রাস পাবে এবং আরও বেশি চাপের মধ্যে থাকবে। সংজ্ঞা অনুসারে, আর্দ্র গ্যাসের প্রতি ইউনিট অঞ্চলে (প্রাচুর্য) বেশি পরিমাণে পরমাণু থাকে, ফলে বর্ণালী লাইনকে শক্তিশালী করে তোলে।

চাপের মধ্যে থাকা একটি গ্যাস নিখরচায় ইলেকট্রনদের আয়নিত পরমাণুগুলির সাথে পুনরায় মিলিত করার আরও বেশি সুযোগ সরবরাহ করে। প্রদত্ত তাপমাত্রার জন্য, পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ বৃদ্ধির সাথে আয়নীকরণ হ্রাস পাবে বলে প্রত্যাশা করা হয়, ফলস্বরূপ নিরপেক্ষ বা নিম্ন আইনিয়েশন রাজ্যে পরমাণুর প্রাচুর্য বৃদ্ধি পায়।

of পরিমাপ$T_{eff}$

যেমনটি আমরা দেখেছি, বেশ কয়েকটি উপায় রয়েছে যার মাধ্যমে তারার বর্ণালী পরিবর্তন করা যায়। আপনি যার আগ্রহী তা হ'ল তাপমাত্রা। তাপমাত্রা সব অন্যান্য মৌলিক প্যারামিটার পারস্পরিক সম্পর্কযুক্ত হয় হিসাবে, আমরা সামগ্রিকভাবে তাদের একসঙ্গে আচরণ এবং মান আঁশ বাহির প্রয়োজন ।$T_{eff}$

আমরা একটি সিনথেটিক বর্ণালী দিয়ে শুরু করি এবং তারার বর্ণালীটির আকারের সাথে মিল না হওয়া পর্যন্ত এর বৈশিষ্ট্যগুলি পুনরাবৃত্তভাবে সংশোধন করি। একটি প্যারামিটারের সামঞ্জস্যতা অবিচ্ছিন্নভাবে অন্যকে প্রভাবিত করে। তাপমাত্রা, পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণ এবং মাইক্রোটারবুলেন্স মান (অন্যদের মধ্যে) সঠিক হলে বর্ণালীটি মিলবে। এটি অবশ্যই খুব সময়সাপেক্ষ, যদিও প্রোগ্রামগুলি সাহায্যের জন্য বিদ্যমান।

অন্যান্য কম সময় গ্রহণ উপায়ে বায়ুমণ্ডলীয় বৈশিষ্ট্যগুলিও নির্ধারণ করা যায়। তাপমাত্রার প্রক্সি এবং পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণের জন্য পরম প্রকৃতি হিসাবে ফোটোমেট্রিক রঙগুলি ব্যবহার করা যেতে পারে। তবে, এই নির্ধারণগুলি আন্তঃকেন্দ্রিক বিলুপ্তির কারণে অশুচিগুলিতে ভুগতে পারে এবং এটি সর্বোত্তমভাবে কাছাকাছি হয়।

[1] রবিনসন, কে। 2007, স্পেকট্রোস্কোপি: তারার মূল কী (স্প্রিংগার)

Comments

এটি অনুমানের সর্বাধিক মৌলিক কথা উল্লেখ করে না। যে অপরিশোধিত (সাধারণত সমতল সমান্তরাল) একক উপাদান বায়ুমণ্ডল mdel পর্যাপ্ত পরিমাণে একটি তারা এর বাস্তব পরিবেশ উপস্থাপন। আলোক এবং ব্যাসার্ধের ক্ষেত্রে একটি সংজ্ঞায়িত পরিমাণ বর্ণালিবীক্ষণ যন্ত্র দ্বারা পরিমাপ করা নয় যদিও অনেক এটা অনুমান করা, এবং সম্পূর্ণরূপে মডেল-নির্ভরশীল। টি টি ই চ $T_{eff}$$T$$T_{eff}$

— রব জেফরিস

@ রব জেফরিস, আপনি একেবারে সঠিক। যে ইশারা জন্য ধন্যবাদ। :)

— কার্ল

Answer 2

জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় কোনও বস্তুর তাপমাত্রা পরিমাপের বিভিন্ন উপায় রয়েছে। সাধারণত, কার্যকর তাপমাত্রার অর্থ কেবল একটি ব্ল্যাকবডি তাপমাত্রা। তবে ব্ল্যাকবডি মডেলটি কেবলমাত্র প্রথম অর্ডারটির প্রায় অনুমান যা আমরা জানি যে এটি অনেক পরিস্থিতিতেই সঠিক নয়।

আপনার যদি প্রশস্ত তরঙ্গদৈর্ঘ্য থেকে একটি দুর্দান্ত বর্ণালী থাকে, আপনার কার্যকর তাপমাত্রা উত্তেজনার তাপমাত্রা হিসাবে সংজ্ঞায়িত করা আরও ভাল হতে পারে। তবে কি সংজ্ঞা আপনি ব্যবহার করা উচিত সত্যিই কোন প্রসঙ্গে যেখানে আপনি থাকেন উপর নির্ভর করে একটি সংক্ষিপ্ত সারাংশ এই চেক করুন:। Https://www.physics.byu.edu/faculty/christensen/Physics%20427/FTI/Measures%20of%20Temperature .htm

Comments

ধন্যবাদ, কর্নপব! নোট, তবে, বর্ণালী থেকে নির্ধারিত আলোকীয় তাপমাত্রা হ'ল আলোকসজ্জার পদার্থের শারীরিক তাপমাত্রা এবং এটি একটি ব্ল্যাক-বডি সান্নিধ্য থেকে প্রাপ্ত নয়। পরেরটি যদিও ফটোমেট্রিতে খুব সাধারণ।

— আলেক্সি বব্রিক

উভয় অনুচ্ছেদে সমস্যা আছে। কার্যকর তাপমাত্রা হয় । দাড়ি. এটি পরিমাপ করতে আপনার নক্ষত্রের আলোক এবং ব্যাসার্ধ প্রয়োজন। একটি বর্ণালী ফিট করা কেবলমাত্র কার্যকর তাপমাত্রার কিছুটা অনুমান করতে পারে যা মডেল নির্ভর। $(L/4\pi R^2\sigma)^{0.25}$

— রব জেফরিস

- আমি মনে করি না তোমার একটা ব্যাসার্ধ দরকার need আপনি তাপমাত্রার সাথে একত্রে ফিট প্যারামিটার হিসাবে ফ্লাক্স স্কেল করতে একটি গুণক ধ্রুবক সেট করতে পারেন। ব্যাসার্ধটি ইতিমধ্যে ধ্রুবকের পাশে থাকবে। - আলোকসজ্জাটি অপটিকভাবে ঘন হলে, সীমাতে এটি ব্ল্যাকবডি বিকিরণ হয়।

— কর্নপব ভিরোম্বখদী