Визуально звезды для земного наблюдателя выглядят по-разному: одни светят ярче, другие тусклее.

Однако это еще не говорит об истинной мощности их излучения, поскольку звезды находятся на разных расстояниях.

Например, голубой Ригель из созвездия Ориона имеет видимую звездную величину 0,11, а находящийся недалеко на небе ярчайший Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,5.

Тем не менее Ригель излучает энергии в видимых лучах в 2200 раз больше, чем Сириус, а кажется слабее только потому, что находится в 90 раз дальше от нас по сравнению с Сириусом.

Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния.

Истинной характеристикой мощности излучения звезды служит её светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени.

Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца L s = 3,86·10 33 эрг/с или 3,8·10 26 Вт).

Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина.

Светимость – одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр – светимость», «масса – светимость».

где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, σ – постоянная Стефана-Больцмана.

Светимости звезд, надо отметить, весьма различны: существуют звёзды, светимость которых в 500 000 раз больше солнечной, и есть звезды-карлики, светимость которых примерно во столько же раз меньше.

Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца.

Также можно выражать истинную светимость звезды с помощью абсолютной звездной величины .

Представим себе, что мы расположили все звезды рядом и рассматриваем их с одного и того же расстояния. Тогда видимая звездная величина уже не будет зависеть от расстояния и будет определяться только светимостью.

В качестве стандартного расстояния принято значение 10 пс (парсек).

Видимая звездная величина (m), которую бы имела звезда на таком расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (M).

Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек.

Так как освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то

где Е - освещенность, создаваемая звездой, которая удалена от Земли на r парсек; E 0 - освещенность от той же звезды со стандартного расстояния r 0 (10 пк).

Используя формулу Погсона, получаем:

m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr .

Отсюда следует

M = m + 5lgr 0 - 5lgr .

Для r 0 = 10 пк

M = m + 5 - 5lgr . (1)

Если в (1) r = r 0 = 10 пк , то M = m – по определению абсолютной звездной величины.

Разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами называют модулем расстояния

m - М = 5 lgr - 5 .

В то время как М зависит только от собственной светимости звезды, m зависит также и от расстояния r (в пс) до неё.

Для примера подсчитаем абсолютную звездную величину для одной из самых ярких и близких к нам звезд – а Центавра.

Ее видимая звездная величина -0,1, расстояние до нее 1,33 пс. Подставляя эти значения в формулу (1), получаем: М = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3 .

Т. е. абсолютная звездная величина а Центавра близка к абсолютной звездной величине Солнца, равной 4,8.

Следует еще учитывать поглощение света звезды межзвездной средой. Такое поглощение ослабляет блеск звезды и увеличивает видимую звездную величину m.

В этом случае: m = М - 5 + 5lgr + A(r) , где слагаемым А(r) учитывается межзвездное поглощение.

Светимость
Видимые и абсолютные звёздные величины
Википедия

Диаграмма «спектр - светимость»

Как и Солнце, звезды освещают Землю, но из-за огромного расстояния до них освещенность, которую они создают на Земле, на много порядков меньше солнечной. По этой причине и возникают технические проблемы при измерениях освещенности от звезд. Астрономы строят гигантские телескопы, чтобы уловить слабые излучения звезд. Чем больше диаметр объектива телескопа, тем более слабые звезды можно с его помощью исследовать. Измерения показали, что, например, Полярная звезда создает освещенность на поверхности Земли Е = 3,8 10 -9 Вт/м 2 , что в 370 млрд раз меньше освещенности, создаваемой Солнцем. Расстояние до Полярной звезды составляет 200 пк, или около 650 св. лет (r = б 10 18 м). Поэтому светимость Полярной звезды L п = 4πr 2 Е = 4 3,14 х (6 10 18 м) 2 3,8 10 -9 Вт/м 2 = 9,1 10 29 Вт = 4600 L Как видим, несмотря на малую видимую яркость этой звезды, ее светимость в 4600 раз превышает солнечную.

Измерения показали, что среди звезд встречаются звезды в сотни тысяч раз более мощные, чем Солнце, и звезды со светимостями в десятки тысяч раз меньшими, чем у Солнца.

Измерения температур поверхности звезд показали, что температура поверхности звезды определяет ее видимый цвет и наличие спектральных линий поглощения тех или иных химических элементов в ее спектре. Так, Сириус сияет белым цветом и его температура равна почти 10 000 К. Звезда Бетельгейзе (α Ориона) имеет красный цвет и температуру поверхности около 3500 К. Солнце желтого цвета имеет температуру 6000 К. По температуре, по цвету и виду спектра все звезды разбили на спектральные классы, которые обозначаются буквами О, В, A, F, G, К, М. Спектральная классификация звезд приведена ниже в таблице.

Имеется еще одна интересная связь между спектральным классом звезды и ее светимостью, которая представляется в виде диаграммы «спектр - светимость (в светимостях Солнца)» (ее еще называют диаграммой Герцшпрунга-Рессела в честь двух астрономов - Э. Герцшпрунга и Г. Рессела, построивших ее). На диаграмме четко выделяются четыре группы звезд.

Главная последовательность

На нее ложатся параметры большинства звезд. К звездам главной последовательности относится и наше Солнце. Плотности звезд главной последовательности сравнимы с солнечной плотностью.

Красные гиганты

К этой группе в основном относятся звезды красного цвета с радиусами, в десятки раз превышающими солнечный, например звезда Арктур (α Волопаса), радиус которой превышает солнечный в 25 раз, а светимость - в 140 раз.

Сверхгиганты

Это звезды со светимостями, в десятки и сотни тысяч раз превышающими солнечную. Радиусы этих звезд в сотни раз превышают радиус Солнца. К сверхгигантам красного цвета относится Бетельгейзе (а Ориона). При массе примерно в 15 раз больше солнечной ее радиус превышает солнечный почти в 1000 раз. Средняя плотность этой звезды составляет всего 2 10 -11 кг/м 3 , что более чем в 1 000 000 раз меньше плотности воздуха.

Белые карлики

Это группа звезд в основном белого цвета со светимостями в сотни и тысячи раз меньше солнечной. Они расположены слева внизу диаграммы. Эти звезды имеют радиусы почти в сто раз меньше солнечного и по размерам сравнимы с планетами. Примером белого карлика служит звезда Сириус В - спутник Сириуса. При массе, почти равной солнечной, и размере, в 2,5 раза большем, чем размер Земли, эта звезда имеет гигантскую среднюю плотность - ρ = 3 10 8 кг/м 3 .

Чтобы понять, чем объясняются наблюдаемые отличия звезд разных групп, вспомним связь между светимостью, температурой и радиусом звезды, которую мы использовали для определения температуры Солнца.

Сравним две звезды спектрального класса К, одна - главной последовательности (ГП), другая - красный гигант (КГ). У них одинаковая температура - Т = 4500 К, а светимости отличаются в тысячу раз:

т. е. красные гиганты в десятки раз больше по размерам, чем звезды главной последовательности.

Массы звезд удалось измерить только у звезд, входящих в состав двойных систем. И они определялись по параметрам орбит звезд и периоду их обращения вокруг друг друга с использованием третьего обобщенного закона Кеплера. Оказалось, что массы всех звезд лежат в пределах

0,05М ≤ М ≤ 100М

Для звезд главной последовательности имеется связь между массой звезды и ее светимостью: чем больше масса звезды, тем больше ее светимость.

Так, звезда спектрального класса В имеет массу около М ≈ 20М и ее светимость почти в 100 000 раз больше солнечной.

Источник энергии Солнца и звезд

По современным представлениям, источником энергии, поддерживающим излучения Солнца и звезд, служит ядерная энергия, которая выделяется при термоядерных реакциях образования (синтеза) ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. При реакции синтеза из четырех ядер атомов водорода (четырех протонов) образуется ядро атома гелия, при этом выделяется энергия ΔЕ = 4,8 10 -12 Дж, называемая энергией связи , две элементарные частицы нейтрино и два позитрона (4Н Не + 2е + + 2ν + ΔЕ).

Для протекания ядерных реакций необходима температура выше нескольких миллионов кельвинов, при которой участвующие в реакции протоны с одинаковыми зарядами смогли бы получить достаточную энергию для взаимного сближения, преодоления электрических сил отталкивания и слияния в одно новое ядро. В результате термоядерных реакций синтеза из водорода массой 1 кг образуется гелий массой 0,99 кг, дефект масс Δm = 0,01 кг и выделяется энергия q = Δmc 2 = 9 10 14 Дж.

Теперь можно оценить, на сколько времени хватит у Солнца запасов водорода, чтобы поддерживать наблюдаемое свечение Солнца, т. е. время жизни Солнца. Запас ядерной энергии Е = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 Дж. Если поделить этот запас ядерной энергии на светимость Солнца L , то мы получим время жизни Солнца:

Если учесть, что Солнце состоит по крайней мере на 70% из водорода и ядерные реакции протекают только в центре, в солнечном ядре, масса которого составляет около 0,1М и где температура достаточно высокая для протекания термоядерных реакций, то время жизни Солнца и звезд, похожих на Солнце, составит t ≈ 10 10 лет

Светимость звезды Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к какой-либо области спектра звезды (визуальная С. звезды, фотографическая С. звезды и т. п.), так и к суммарному её излучению (болометрическая С. звезды). С. звезды выражается обычно в единицах светимости Солнца, равной 3·1027 международных свечей, или 3,8·1033 эрг/сек . Светимости отдельных звёзд сильно отличаются друг от друга: существуют звёзды, болометрическая светимость которых достигает полумиллиона в единицах светимости Солнца (звёзды-сверхгиганты спектрального класса О), а также звёзды с болометрической светимостью, в сотни тысяч раз меньшей солнечной. Предполагают, что существуют звёзды с ещё более низкой светимостью. Наряду с массами, радиусами и поверхностными температурами звёзд, светимости являются важнейшими характеристиками звёзд. Связь между этими звёздными характеристиками рассматривается в теоретической астрофизике. С. звезды L связана с абсолютной звёздной величиной М зависимостью:

М = ‒ 2,5 lg L + 4,77.

См. также ст. Звёзды и лит. при ней.

Большая советская энциклопедия. - М.: Советская энциклопедия . 1969-1978 .

Смотреть что такое "Светимость звезды" в других словарях:

В общей физике, светимость плотность потока световой энергии в данном направлении. В экспериментальной физике элементарных частиц светимостью называют параметр ускорителя или коллайдера, характеризующий интенсивность столкновения встречных пучков … Википедия

Величина, измеряемая отношением полной энергии, которую излучает звезда, ко времени излучения. Единица С. звезды в СИ ватт. С. Солнца, равная 3,86·1026 Вт, используется как единица светимости других звёзд … Астрономический словарь

Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия

Звезды мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L? = 3,86?1026 Вт … Большой Энциклопедический словарь

Горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к… … Энциклопедия Кольера

I Светимость в точке поверхности, отношение светового потока (См. Световой поток), исходящего от малого элемента поверхности, который содержит данную точку, к площади этого элемента. Одна из световых величин (См. Световые величины).… … Большая советская энциклопедия

СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь

СВЕТИМОСТЬ звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах, равных светимости Солнца L¤ = 3,86Ч1026 Вт … Энциклопедический словарь

Звезды больших размеров и высоких светимостей. Радиус гиганта достигает 1000 радиусов Солнца, а светимости в 1000 превосходит раз светимость Солнца. Гиганты имеют малые средние плотности из за протяженных разреженных оболочек. У некоторых… … Астрономический словарь

Звезды, мощность излучения. Обычно выражается в единицах светимости Солнца 1,0 = 3,86*1026 Вт … Естествознание. Энциклопедический словарь

1. Световой поток

Световой поток - мощность лучистой энергии, оцениваемая по производимому ею световому ощущению. Энергия излучения определяется количеством квантов, которые излучаются излучателем в пространство. Энергию излучения (лучистую энергию) измеряют в джоулях. Количество энергии, излучающейся в единицу времени называется потоком излучения или лучистым потоком. Измеряется поток излучения в ваттах. Световой поток обозначается Фе.

где: Qе - энергия излучения.

Поток излучения характеризуется распределением энергии во времени и в пространстве.

В большинстве случаев, когда говорят о распределении потока излучения во времени, не учитывают квантового характера возникновения излучения, а понимают под этим функцию, дающую изменение во времени мгновенных значений потока излучения Ф(t). Это допустимо, поскольку число фотонов, излучаемых источником в единицу времени, очень велико.

По спектральному распределению потока излучения источники разбивают на три класса: с линейчатым, полосатым и сплошным спектрами. Поток излучения источника с линейчатым спектром состоит из монохроматических потоков отдельных линий:

где: Фλ - монохроматический поток излучения; Фе - поток излучения.

У источников с полосатым спектром, излучение происходит в пределах достаточно широких участков спектра - полос, отделенных одна от другой темными промежутками. Для характеристики спектрального распределения потока излучения со сплошным и полосатым спектрами пользуются величиной, которая называется спектральной плотностью потока излучения

где: λ - длина волны.

Спектральная плотность потока излучения - это характеристика распределения лучистого потока по спектру и равняется отношению элементарного потока ΔФeλ соответствующего бесконечно малому участку, к ширине этого участка:

Спектральная плотность потока излучения измеряется в ваттах на нанометр.

В светотехнике, где основным приемником излучения является глаз человека, для оценки эффективного действия потока излучения, вводится понятие светового потока. Световой поток - это поток излучения, оценивающийся его действием на глаз, относительная спектральная чувствительность которого определяется усредненной кривой спектральной эффективности, утвержденной МКО.

В светотехнике используется и такое определение светового потока: световой поток - это мощность световой энергии. Единица светового потока - люмен (лм). 1лм соответствует световому потоку, излучаемому в единичном телесном угле точечным изотропным источником с силой света 1 кандела.

Таблица 1. Типичные световые величины источников света:

Типы ламп	Электрическая энергия, Вт	Световой поток, лм	Световая отдача лм/вт
	100 Вт	1360 лм	13,6 лм/Вт
Люминесцентная лампа	58 Вт	5400 лм	93 лм/Вт
Натриевая лампа высокого давления	100 Вт	10000 лм	100 лм/Вт
Натриевая лампа низкого давления	180 Вт	33000 лм	183 лм/Вт
Ртутная лампа высокого давления	1000 Вт	58000 лм	58 лм/Вт
Металлогалогенная лампа	2000 Вт	190000 лм	95 лм/Вт

Световой поток Ф, падая на тело, распределяется на три составные части: отраженную телом Фρ , поглощенную Фα и пропущенную Фτ . При используют коэффициенты: отражения ρ = Фρ /Ф; поглощения α =Фα /Ф; пропускания τ =Фτ /Ф.

Таблица 2. Световые характеристики некоторых материалов и поверхностей

Материалы или поверхности	Коэффициенты			Характер отражения и пропускания
	отражения ρ	поглащения α	пропускания τ
Мел	0,85	0,15	-	Диффузное
Эмаль силикатная	0,8	0,2	-	Диффузное
Алюминий зеркальный	0,85	0,15	-	Направленное
Зеркало стеклянное	0,8	0,2	-	Направленное
Стекло матированное	0,1	0,5	0,4	Направленно-рассеянное
Стекло молочное органическое	0,22	0,15	0,63	Направленно-рассеянное
Стекло опаловое силикатное	0,3	0,1	0,6	Диффузное
Стекло молочное силикатное	0,45	0,15	0,4	Диффузное

2. Сила света

Распределение излучения реального источника в окружающем пространстве не равномерно. Поэтому световой поток не будет исчерпывающей характеристикой источника, если одновременно не определяется распределение излучения по разным направлениям окружающего пространства.

Для характеристики распределения светового потока пользуются понятием пространственной плотности светового потока в разных направлениях окружающего пространства. Пространственную плотность светового потока, определяющуюся отношением светового потока к телесному углу с вершиной в точке размещения источника, в пределах которого равномерно распределен этот поток, называют силой света:

где: Ф - световой поток; ω - телесный угол.

Единицей силы света является кандела. 1 кд.

Это сила света, испускаемая в перпендикулярном направлении элементом поверхности черного тела, площадью 1:600000 м2 при температуре затвердевания платины.
Единица силы света - кандела, кд является одной из основных величин в системе СИ и соответствует световому потоку 1 лм, равномерно распределенному внутри телесного угла 1 стерадиан (ср.). Телесный угол - часть пространства, заключенная внутри конической поверхности. Телесный угол ω измеряется отношением площади, вырезаемой им из сферы произвольного радиуса, к квадрату последнего.

3. Освещенность

Освещенность - это количество света или светового потока, падающего на единицу площади поверхности. Она обозначается буквой Е и измеряется в люксах (лк).

Единица освещенности люкс, лк имеет размерность люмен на квадратный метр (лм/м2).

Освещенность можно определить как плотность светового потока на освещаемой поверхности:

Освещенность не зависит от направления распространения светового потока на поверхность.

Приведем несколько общепринятых показателей освещенности:

Лето, день под безоблачным небом - 100 000 люкс

Уличное освещение - 5-30 люкс

Полная луна в ясную ночь - 0,25 люкс

4. Отношение между силой света (I) и освещенностью (Е).

Закон обратных квадратов

Освещенность в определенной точке на поверхности, перпендикулярной к направлению распространения света, определяется как отношение силы света к квадрату расстояния от этой точки до источника света. Если данное расстояние мы примем за d, то это отношение можно выразить следующей формулой:

Для примера: если источник света излучает свет силой 1200 кд в направлении, перпендикулярном к поверхности, на расстоянии 3-х метров от этой поверхности, то освещенность (Ер) в точке, где свет достигает поверхности, будет 1200/32 = 133 лк. Если поверхность находится на расстоянии 6м от источника света, освещенность будет 1200/62= 33 лк. Это отношение называется "закон обратных квадратов" .

Освещенность в определенной точке на поверхности, не перпендикулярной направлению распространения света, равняется силе света в направлении точки измерения, разделенной на квадрат расстояния между источником света и точкой на плоскости умноженной на косинус угла γ (γ - угол, образованный направлением падения света и перпендикуляром к этой плоскости).

Следовательно:

Это закон косинуса (рисунок 1.).

Рис. 1. К закону косинуса

Для расчета горизонтальной освещенности целесообразно изменить последнюю формулу, заменив расстояние d между источником света и точкой измерения на высоту h от источника света к поверхности.

На рисунке 2:

Тогда:

Получаем:

По данной формуле рассчитывается горизонтальная освещенность в точке измерения.

Рис. 2. Горизонтальная освещенность

6. Вертикальная освещенность

Освещение той же точки Р в вертикальной плоскости, ориентированной к источнику света, можно представить как функцию высоты (h) источника света и угла падения (γ) силы света (I) (рисунок 3).

светимостью :

Для поверхностей конечных размеров:

Светимость - это плотность светового потока, испускаемого светящейся поверхностью. Единицей светимости служит люмен на метр квадратный светящейся поверхности, что отвечает поверхности площадью 1 м2, которая равномерно излучает световой поток 1 лм. В случае общего излучения вводится понятие энергетической светимости излучающего тела (Me).

Единица энергетической светимости - Вт/м2.

Светимость в этом случае можно выразить через спектральную плотность энергетической светимости излучающего тела Meλ(λ)

Для сравнительной оценки приводим энергетические светимости к светимости некоторых поверхностей:

Поверхность солнца - Ме=6 107 Вт/м2;

Нить лампы накаливания - Ме=2 105 Вт/м2;

Поверхность солнца в зените - М=3,1 109 лм/м2;

Колба люминесцентной лампы - М=22 103 лм/м2.

Это сила света, излучаемая единицей площади поверхности в определенном направлении. Единица измерения яркости - кандела на метр квадратный (кд/м2).

Поверхность сама по себе может излучать свет, как поверхность лампы, или отражать свет, который поступает из другого источника, например поверхность дороги.

Поверхности с разными свойствами отражения при одинаковой освещенности будут иметь разную степень яркости.

Яркость, излучаемая поверхностью dA под углом Ф к проекции этой поверхности, равняется отношению силы света, излучаемого в данном направлении, к проекции излучающей поверхности (рис. 4).

Рис. 4. Яркость

Как сила света, так и проекция излучающей поверхности, не зависят от расстояния. Следовательно, яркость также не зависит от расстояния.

Несколько практических примеров:

Яркость поверхности солнца - 2000000000 кд/м2

Яркость люминесцентных ламп - от 5000 до 15000 кд/м2

Яркость поверхности полной луны - 2500 кд/м2

Искусственное освещение дорог - 30 люкс 2 кд/м2

Светимость звезд

Светимость звёзд (L) чаще выражается в единицах светимости Солнца (4x эрг/с). По светимости звёзды различаются в очень широких пределах. Большинство звёзд составляют "карлики", их светимость ничтожна иногда даже по сравнению с Солнцем. Характеристикой светимости является "абсолютная величина" звезды. Есть ещё понятие "видимая звёздная величина", которая зависит от светимости звезды, цвета и расстояния до неё. В большинстве случаев используют "абсолютную величину", чтобы реально оценить размеры звёзд, независимо как далеко они находятся. Чтобы узнать истинную величину, просто нужно звёзды отнести на какое- то условное расстояние (допустим на 10ПК). Звёзды высокой светимости имеют отрицательные значения. На пример видимая величина солнца -26,8. На расстоянии в 10ПК эта величина будет уже +5 (самые слабые звёзды видимые невооружённым глазом имеют величину +6).

Радиус звезд

Радиус звезд. Зная эффективную температуру Т ef и светимость L, можно вычислить радиус R звезды по формуле:

основанной на Стефана-Больцмана законе излучения (s - постоянная Стефана). Радиусы звезды с большими угловыми размерами могут быть измерены непосредственно с помощью звёздных интерферометров. У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов, выраженные в долях большой полуоси их относительной орбиты.

Температура поверхности

Температура поверхности. Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн, меняется цвет суммарного излучения. Исследование этих эффектов у звезды, изучение распределения энергии в звёздных спектрах, измерения показателей цвета позволяют определять их температуры. Температуры звезд определяют также по относительным интенсивностям некоторых линий в их спектре, позволяющим установить спектральный класс звезд. Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убыванием её обозначаются буквами: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, от класса G ответвляется побочный ряд углеродных звёзд С, а от класса К - побочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды. Зная механизм образования линий в спектрах, температуру можно вычислить по спектральному классу, если известно ускорение силы тяжести на поверхности звезды, связанное со средней плотностью её фотосферы, а, следовательно, и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностям спектров). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температуры звезды называется шкалой эффективных температур. Зная температуру, можно теоретически рассчитать, какая доля излучения звезды приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную. Абсолютная звёздная величина и поправка, учитывающая излучение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра, дают возможность найти полную светимость звезды.