Відкрити головне меню

Температу́ра зорі́ є одним з найважливіших її параметрів. Вона визначає в цілому вигляд спектру зорі і дозволяє робити висновки стосовно енергії, що випромінюється зорею. Проблема визначення температури зір, а особливо гарячих зір, є досить складною. Можна, наприклад, вказати факт повної непрозорості земної атмосфери для променів з довжиною хвилі λ<2900 А, тобто тієї ділянки спектру, на яку припадає максимум енергії гарячих зір.

Зміст

Методи визначення температури зірокРедагувати

ІонізаційнийРедагувати

Для гарячих зір ранніх спектральних класів притаманна висока ступінь іонізації, тому оцінивши концентрацію заряджених частинок та електронний тиск можна знайти відповідну температуру використовуючи формулу Саха.

СпектрофотометричнийРедагувати

Спектрофотометрична температура описує відносний розподіл енергії в певному діапазоні довжин хвиль. Вона також виявляє певні особливості атмосфери зорі (її протяжність), ділянки з великим поглинанням в міжзоряному середовищі.

Вибирається ділянка спектра, вільна від ліній і смуг. Використовуючи залежність ступеня сигналу від логарифму інтенсивності світла(використовуючи характеристичну криву), будують графік залежності різниці логарифмів інтенсивностей від величини(1/λ). Побудувавши по отриманим точкам пряму обчислюють її нахил до осі абсцис(1/λ).

Потім за відомим абсолютним спектофотометричним градієнтом і знайденним відносним спектрофотометричним градієнтом, знаходять шуканий спектрофотометричний градієнт і спектрофотометричну температуру зорі.

Спектрофотометрична температура входить до виразу абсолютного спектрофотометричного градієнту: Ф=[Const1/T]/[1-Exp(-Const2/λ*T)]

де λ — середня довжина хвилі певного спектрального інтервалу.

За інтенсивністю емісійних смугРедагувати

Використовуючи те, що інтенсивність спектральних ліній збільшується зі збільшенням температури, можна також оцінити температуру зорі.