El espectro de los gránulos estelares obviamente corresponderá al gas más caliente, mientras que el espectro de los carriles entre ellos corresponderá al gas más frío.
No hay una respuesta simple a estas preguntas, aunque podría ser breve y decir (i) No, no lo hace y (ii) no lo hará.
Si crea una atmósfera simple de dos componentes, entonces el espectro observado será la combinación ponderada de flujo de dos espectros.
Ahora, dependiendo de la respuesta de cualquier característica espectral a un cambio de temperatura, esto podría hacer que el ancho equivalente de esa característica se vuelva más fuerte o más débil en el espectro promedio ponderado por flujo. Si luego analiza ese espectro asumiendo que hay una sola temperatura, entonces lo que deriva para una abundancia basada en esa característica podría aumentar o reducirse.
Por ejemplo, la mayoría de las líneas de especies neutras (por ejemplo, Fe I, Li I) se fortalecen en atmósferas más frías. Si coloca manchas estelares geniales en una estrella, los anchos equivalentes de estas líneas se volverán más fuertes. La temperatura media de la estrella descenderá muy ligeramente. El efecto neto sería estimar que la abundancia de hierro o litio en esa estrella era mayor.
En cambio si la línea fuera muy fuerte de forma que estuviera en la parte saturada de la curva de crecimiento, entonces no se haría mucho más fuerte en una atmósfera más fría e incluso podría ser que al adoptar una temperatura media más baja, la la falta de un aumento significativo en el ancho equivalente de línea llevaría a inferir una abundancia reducida.
Un caso más claro podrían ser las líneas de Fe II ionizado. Estos se debilitarían en una atmósfera más fría, por lo que terminaría infiriendo una menor abundancia de hierro del espectro promedio ponderado por flujo.
Luego está el problema de la simplificación excesiva que impone un modelo simple de dos temperaturas. La granulación real también implica el movimiento del plasma con las consiguientes implicaciones para la micro y macroturbulencia y cómo afectan la formación de líneas y la asunción del equilibrio termodinámico local. Estos solo pueden abordarse utilizando costosos modelos de atmósfera estelar en 3D. Dichos modelos existen y ofrecen cuadrículas de correcciones 3D NLTE para abundancias determinadas mediante análisis atmosféricos 1D LTE. Las correcciones pueden ir en cualquier dirección dependiendo de la fuerza de las líneas y los parámetros intrínsecos de la estrella. Como ejemplo, Wang et al. (2021) presentan una cuadrícula de correcciones para las líneas ópticas/NIR de Li I en las que tengo un interés particular.
UH oh
+1He hecho una pequeña edición es todo lo que es necesario aquí. La pregunta tiene perfecto sentido; la superficie de una estrella puede verse como un mosaico de dos fuentes espectrales separadas, mientras que el análisis espectral se haría a partir de una combinación de ambas. No creo que sea necesario agregar ningún detalle aquí, la pregunta está completa. No obstante, he agregado algunos enlaces para aquellos que no están familiarizados con los temas.