Эффективная температура

Для расчета T_э по приведенной ф-ле нужно знать значения L и R. Однако радиусы R найдены прямым путем (с помощью интерферометра или из наблюдений затменных двойных звезд) лишь для немногих звезд. Но даже для этих звезд прямое определение Э.т. затруднено, т.к. для перехода от видимой звездной величины к светимости необходимо знать не только расстояние до звезды, но и болометрическую поправку, характеризующую разницу между полным излучением звезды и ее излучением в видимой области спектраю Значительную трудность представляет также учет поглощения УФ- и ИК-излучений звезды атмосферой Земли. Поэтому светимость звезды обычно находят по видимой звездной величине посредством введения болометрических поправок, к-рые для горячих звезд вычисляют теоретически, а для холодных оценивают эмпирически. Из-за незнания радиусов звезд очень большое значение имеет оценка Э.т. звезды по ее спектру. Обычно пользуются связью между Э.т. и спектральным классом, к-рая устанавливается на основании теоретич. расчетов. В расчетах исходят из определения потока излучения с ед. 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 спектр. линий с данными наблюдений для звезд разных спектр. классов и разных классов светимости, устанавливают соответствующие этим классам значения Э.т. и g (т.е. устанавливают шкалу Э.т.).

Определив по спектр. классу Э.т. звезды, можно затем по известной светимости вычислить ее радиус. Именно таким способом обычно оценивают размеры звезд.

(К.В. Бычков)