Эффективная температура звезды. РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА. Глоссарий по физике

Эффективная температура звезды (T_э) - параметр, характеризующий светимость звезды, т. е. полное кол-во энергии, излучаемое звездой в единицу времени. Эффективная температура связана со светимостью L и радиусом звезды R соотношением L = 4pR²sT⁴_э, где 4pR²-площадь поверхности звезды. таким образом, эффективная температура равна температуре абсолютно чёрного тела, с единицы поверхности к-рого в единицу времени (в соответствии со Стефана - Больцмана законом излучения)излучается энергия L/4pR².

Для расчёта Т_э по приведённой ф-ле нужно знать значения L и R. Однако радиусы R найдены прямым путём (с помощью интерферометра или из наблюдений затменных двойных звёзд)лишь для немногих звёзд. Но даже для этих звёзд прямое определение эффективной температуры затруднено, так как для перехода от видимой звёздной величины к светимости необходимо знать не только расстояние до звезды, но и болометрическую поправку, характеризующую разницу между полным излучением звезды и её излучением в видимой области спектра. Значит. трудность представляет также учёт поглощения УФ- и ИК-излучений звезды атмосферой Земли. Поэтому светимость звезды обычно находят по видимой звёздной величине посредством введения боломе-трич. поправок, к-рые для горячих звёзд вычисляют теоретически, а для холодных оценивают эмпирически. Из-за незнания радиусов звёзд очень большое значение имеет оценка эффективной температуры звезды по её спектру. Обычно пользуются связью между эффективной температурой и спектральным классом, к-рая устанавливается на основании теоретич. расчётов. В расчётах исходят из определ. потока излучения с единицы поверхности звезды (т. е. задают эффективной температуры звезды) и ускорения силы тяжести g, к-рое служит параметром. На основе данных о химическом составе звезды можно рассчитать структуру фотосферы, излучение в непрерывном спектре и в линиях поглощения. Сравнивая рассчитанные интенсивности непрерывного спектра и спектральных линий с данными наблюдений для звёзд разных спектральных классов и светимости классов, устанавливают соответствующие этим классам значения эффективной температуры и g (т. е. устанавливают шкалу эффективной температуры).

Определив по спектральному классу эффективной температуры звезды, можно по известной светимости вычислить её радиус. Именно таким способом обычно оценивают размеры звёзд.

Иногда понятие эффективной температуры применяют и для других космических объектов.

Знаете ли Вы, как разрешается парадокс Ольберса?
(Фотометрический парадокс, парадокс Ольберса - это один из парадоксов космологии, заключающийся в том, что во Вселенной, равномерно заполненной звёздами, яркость неба (в том числе ночного) должна быть примерно равна яркости солнечного диска. Это должно иметь место потому, что по любому направлению неба луч зрения рано или поздно упрется в поверхность звезды.
Иными словами парадос Ольберса заключается в том, что если Вселенная бесконечна, то черного неба мы не увидим, так как излучение дальних звезд будет суммироваться с излучением ближних, и небо должно иметь среднюю температуру фотосфер звезд. При поглощении света межзвездным веществом, оно будет разогреваться до температуры звездных фотосфер и излучать также ярко, как звезды. Однако в дело вступает явление "усталости света", открытое Эдвином Хабблом, который показал, что чем дальше от нас расположена галактика, тем больше становится красным свет ее излучения, то есть фотоны как бы "устают", отдают свою энергию межзвездной среде. На очень больших расстояниях галактики видны только в радиодиапазоне, так как их свет вовсе потерял энергию идя через бескрайние просторы Вселенной. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.