Русская Википедия:Соотношение Хопфа — Бронштейна

Содержание

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Текст

Соотношение Хопфа — Бронштейна — в астрофизике зависимость температуры поверхности звезды от её эффективной температуры.

Определение

В астрофизике звезду (например, Солнце) принято характеризовать эффективной температурой <math>T_E</math> — то есть температурой чёрного тела, имеющего те же размеры и такое же полное излучение, что и данная звезда. Величина <math>T_E</math> просто рассчитывается исходя из земных наблюдений. Существует, однако, зависимость температуры вещества звезды от (оптической) глубины h, разумеется, в рамках определённой физической модели:

<math>T(h) = T_E\left(\tfrac{3}{4}[h + q(h)]\right)^\frac{1}{4}.</math>

Величина <math>q(h)</math> мало меняется и даётся решением определённого интегрального уравнения Милна. Численное значение <math>q(0)</math> даёт возможность по измеряемой на Земле величине <math>T_E</math> узнать истинную температуру поверхности звезды <math>T_0</math>. В 1929 году точное значение <math>q(0) = 1/\sqrt{3}</math> вычислил советский физик-теоретик М. П. Бронштейн.

Соотношение Хопфа — Бронштейна определяет таким образом температуру на поверхности звезды:

<math>T_0 = \left(\sqrt{3}/4\right)^\frac{1}{4} T_E.</math>

Литература

• Горелик Г. Е., Френкель В. Я. Матвей Петрович Бронштейн: 1906—1938. — М.: Наука, 1990. — 271 с. (Научно-биографическая серия) ISBN 5-02-000670-X.