к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А   Б   В   Г   Д   Е   Ж   З   И   К   Л   М   Н   О   П   Р   С   Т   У   Ф   Х   Ц   Ч   Ш   Э   Ю   Я  

Эффективная температура звезды

Эффективная температура звезды (Tэ) - 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 = 4pR2sT4э, где 4pR2-площадь поверхности звезды. Т. о., Э. т. 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 Тэ 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.


к библиотеке   к оглавлению   FAQ по эфирной физике   ТОЭЭ   ТЭЦ   ТПОИ   ТИ  

Знаете ли Вы, что такое "усталость света"?
Усталость света, анг. tired light - это явление потери энергии квантом электромагнитного излучения при прохождении космических расстояний, то же самое, что эффект красного смещения спектра далеких галактик, обнаруженный Эдвином Хабблом в 1926 г.
На самом деле кванты света, проходя миллиарды световых лет, отдают свою энергию эфиру, "пустому пространству", так как он является реальной физической средой - носителем электромагнитных колебаний с ненулевой вязкостью или трением, и, следовательно, колебания в этой среде должны затухать с расходом энергии на трение. Трение это чрезвычайно мало, а потому эффект "старения света" или "красное смещение Хаббла" обнаруживается лишь на межгалактических расстояниях.
Таким образом, свет далеких звезд не суммируется со светом ближних. Далекие звезды становятся красными, а совсем далекие уходят в радиодиапазон и перестают быть видимыми вообще. Это реально наблюдаемое явление астрономии глубокого космоса. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

Bourabai Research Institution home page

Боровское исследовательское учреждение - Bourabai Research Bourabai Research Institution