ру даної зірки, легко знайти її температуру. Температурна шкала визначається емпірично за зірками з відомими, наприклад, ефективними температурами, а також для зірок деяких типів теоретично.
2.6 Радіус
Ще одна істотна характеристика зірки - її радіус. Радіуси зірок змінюються в дуже широких межах. Є зірки, за своїми розмірами не перевищують земну кулю (так звані В«Білі карликиВ»), є величезні В«БульбашкиВ», усередині яких могла б вільно поміститися орбіта Марса. Ми не випадково назвали такі гігантські зірки В«бульбашкамиВ». З того факту, що за своїм масам зірки відрізняються порівняно незначно, випливає, що при дуже великому радіусі середня щільність речовини повинна бути мізерно малою. Якщо середня щільність сонячного речовини дорівнює 1410 кг/м3, то у таких В«бульбашокВ» він може бути в мільйони разів менше, ніж у повітря. У той же час білі карлики мають величезну середню щільність, що досягає десятків і навіть сотень мільйонів кілограмів на кубічний метр. p> В«Знаючи ефективну температуру Т і світність L, можна обчислити радіус R зірки за формулою: L = 4pR2sT заснованої на законі випромінювання Стефана - Больцмана (s - постійна Стефана) В» [1].
2.7 Відстані до зірок
В«Незважаючи на всі досягнення сучасної техніка, визначення відстаней до зірок і раніше залишається однією з найважчих завдань астрономії. Відстані до зірок настільки великі, що для оцінки їх не придатні ні кілометри, ні навіть астрономічні одиниці (а. е.). Астрономи використовують такі одиниці відстаней, як світловий рік (св. рік), але частіше парсек (пк; скорочення від двох слів ПАРАЛАКС секунда) - відстань, з якого радіус земної орбіти, що дорівнює 1 а. е., видно під кутом в 1 "(секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. м. == 206265 а.с. =; 3.1 • 10 "км. Для цілей галактичної і позагалактичної астрономії використовують ще більші одиниці відстаней: кілопарсек (1 кпк = 1000 пк) і мегапарсек (1 Мпк == i 000000 пк) В» [3].
Фотометричний метод визначення відстаней.
Освітленості, створювані однаковими за потужністю джерелами світла, обернено пропорційні квадратах відстаней до них. Отже, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана у Землі на одиничному майданчику, перпендикулярній променям світла) може служити мірою відстані до них. Вираз освітленостей в зоряних величинах (m - видима зоряна величина, М - Абсолютна зоряна величина) призводить до наступної основній формулі фотометричних відстаней r ф (пс):
lgr ф = 0,2 (m - M) + 1 .
При визначенні r ф по вищеназваної формулою похибка складає ~ 30%. p> Визначення відстані за відносними швидкостями. Непрямим показником відстані до зірок є їх відносні швидкості: як правило, чим ближче зірка, тим більше зміщується вона по небесній сфері. Визначити таким способом відстань, звичайно не можна, але цей спосіб дає м...
