Колірна температура: відмінності між версіями

'''КолірнаКолі́рна температуратемперату́ра''' — характеристика розподілу інтенсивності [[випромінення]] джерела [[Світло|світла]] як функція [[Довжина хвилі|довжини хвилі]] в оптичному діапазоні, температура [[Абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]], при якій воно випускає випромінювання з тією ж хроматичністю, що і дане випромінення. Колірна температура характеризує [[Спектральний аналіз|спектральний склад випромінювання]] випромінювання [[джерела світла]]. Служить об'єктивним враженням кольору, відбивальних об'єктів та джерел світла, тому визначає колір предметів, який відчуває [[людське око]] при спостереженні в даному світлі.

Вимірюється в [[міред]]ах (М) і [[Кельвін (одиниця)|Кельвінах]] (К), «Міред» обернено пропорційний до «Кельвін»: <math>M=10^6/K</math>.

Застосовується в [[Колориметрія|колориметрії]], [[Астрофізика|астрофізиці]] (при вивченні розподілу енергії в спектрах [[Зорі|зірокзір]], див. також — [[спектрофотометрична температура]]).

'''Спектрофотометрична температура''', або '''колірна температура''' (Tc) -— параметр, що характеризує залежність інтенсивності ''I_λ'' неперервного випромінювання від [[Довжина хвилі|довжини хвилі]] ''λ'' (в [[Оптичний діапазон випромінювань|оптичному діапазоні]]). Визначення спектрофотометричної (колірної) температури засновано на порівнянні характерного для даного джерела спектрального розподілу інтенсивності ''I_λ'' зі спектром [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]]. Колірну температуру приймають рівною температурі [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]], яке має в розглянутому інтервалі довжин хвиль ''Δλ'' той же нахил кривої ''LgI_λ'' як функції ''λ'', що й дане джерело.

У загальному випадку, колірна температура не збігається з [[ефективна температура|ефективною температурою]] зірки і різнарі́зна для різних ділянок спектру. Причиною цього є відмінність [[Коефіцієнт поглинання (оптика)|коефіцієнтів поглинання]] атмосфери зірки в різних інтервалах довжин хвиль ''Δλ'', у зв'язку з чим ми спостерігаємоспостережним випромінюваннявипромінюванням у атмосферних шарівшарах, розташованих на різній глибині, і якіщоі мають різну температуру. Чим

Що більша непрозорість атмосфери, тимто з більш тонкоготоншого шару приходить до нас випромінювання, а отже, тим менше розходження колірної температури для різних ділянок спектру. В цьому випадку колірна температура близька до ефективної температури, а випромінювання зірки наближається до випромінювання [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]].

Колірну температуру знаходять, порівнюючи [[інтенсивність випромінювання]] досліджуваного джерела з інтенсивністю стандартного джерела, температура якого відома. Визначення колірної температури гарячих зірок ускладнене тим, що в області високих температур ''(kT>>hν)'' нахил кривої ''LgI_λ'' слабко залежить від температури. Для зірокзір всіх спектральних класів суттєву роль відіграє [[міжзоряне поглинання]], яке змінює нахил кривої ''LgI_λ'', тобто колірну температуру.

* 2800&nbsp;—– 2854 К&nbsp;— газонаповнені (галогенні) лампи розжарювання з вольфрамовою спіраллю;

* 3200&nbsp;—– 3250 К&nbsp;— типові кінознімальні лампи;

# ''[[Сюняєв Рашид Алійович|Сюняев Р.А.]],'' Физика Космоса маленькая энциклопедия, М. - 1986

# [[Мартинов Дмитро Якович|''Мартынов Д.Я.'']] Курс практической астрофизики. М., 1977, с. 388-455

# ''Грэй Д.'' Наблюдение и анализ звездных фотосфер. М., 1980, с. 209-238, 387-405