Температура звезд

Когда мы говорим о температурах звезд, то подразумевается под этим поверхностная температура звезд, которую можна измерить. Поверхностная температура звезды — это температура черного тела, которое обладает светимостью звезды. Увеличение температуры звезды к центру можно получить только путем вычислений. Температура звезд зависит от выделения энергии и колеблется между 3000 К и 50000 К, причем бывают исключения до 100000 К.

Цвет звезд служит видимым проявлением их поверхностной температуры. Низкая температура звезд соответствует красноватой окраске, затем следуют все видимые цвета, как это имеет место с раскаленным в кузнице куском железа (оранжевый, желтый, белый) до самых высоких температур звезд, которые кажутся голубовато-белыми.

В настоящее время поверхностная температура звезд измеряется методами спектрального анализа. Поверхностная температура Солнца равна 5760 К. Холодные звезды излучают преимущественно в красной и инфракрасной областях спектра, например, Бетельгейзе. Горячие излучают в основном в видимой и ультрафиолетовой областях спектра, например Вега, ядра планетарных туманностей.

Существует классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре их верхней поверхностной оболочки. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления. Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звезд и от других факторов. Сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её верхней поверхностной оболочки, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры звезд и их типа .

На сегодня существует две спектральные классификации звезд: основная (Гарвардская) и Йерская с учетом светимости звезд. Гарвардская является температурной классификацией, основанная на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. В Йерской классификации дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние.