«ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА»

ЭФФЕКТИВНАЯ температура звезды - температура взятого для сравнения абсолютно черного тела, которое при одинаковом со звездой радиусе излучало бы энергию, равную полной светимости звезды.

effective temperature, internal equivalent temperature, virtual temperature

ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА

з в е з д ы (T _э) - параметр, характеризующий светимость звезды, т. е. полное кол-во энергии, излучаемое звездой в единицу времени. Э. т. связана со светимостью L и радиусом звезды R соотношением L =4pR²sT⁴ _э, где 4pR²- площадь поверхности звезды. Т. о., Э. т. равна темп-ре 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 Э. т. затруднено, т. к. 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 Э. т. звезды по её спектру. Обычно пользуются связью между Э. т. и спектральным классом, к-рая устанавливается на основании теоретич. расчётов. В расчётах исходят из определ. потока излучения с единицы поверхности звезды (т. е. задают Э. т. звезды) и ускорения силы тяжести g, к-рое служит параметром. На основе данных о хим. 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 Э. т. и g (т. е. устанавливают шкалу Э. т.).

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

Иногда понятие Э. т. применяют и для др. космич. объектов. К. В. Бычков.