Температу'ра в астрофизике, параметр, характеризующий физическое состояние среды. В астрофизике Т. небесных объектов определяется путём исследований их излучения, основанных на некоторых теоретических предположениях; в частности, допускается, что среда находится в термодинамическом равновесии и к ней применимы законы излучения абсолютно чёрного тела. Поскольку, однако, условия, господствующие в небесных объектах (звёздах, туманностях и др.), сильно отличаются от термодинамического равновесия, результаты определения Т. разными методами могут в значительной степени различаться.

  Применяются следующие виды Т.: эффективная Т. звезды (или другого какого-либо объекта, например солнечной короны) — Т. абсолютно чёрного тела, имеющего те же размеры и дающего тот же полный поток излучения, что и звезда (объект). Яркостная Т. — Т. абсолютно чёрного тела, интенсивность излучения которого в определённой длине волны равна наблюдаемой в данном направлении. Спектрофотометрическая (цветовая) Т. — Т. абсолютно чёрного тела, имеющего наиболее близкое к наблюдаемому относительное распределение интенсивности излучения в рассматриваемом участке спектра. Спектрофотометрическая Т. может быть весьма различной для разных участков спектра. Т. возбуждения — параметр, характеризующий распределение атомов по состояниям возбуждения («населённость» электронных энергетических уровней). Предполагается, что это распределение может быть представлено формулой Больцмана:

  ,

где c0 - потенциал возбуждения, k — постоянная Больцмана, n 0  — число атомов в нормальном, невозбуждённом состоянии, n — число атомов в возбуждённом состоянии. Т. возбуждения в одной и той же среде для разных атомов и энергетических уровней может быть различна. Кинетическая Т. — параметр, характеризующий среднюю кинетическую энергию теплового движения частиц согласно формуле:

 

где m — масса, u — скорость движения частиц.

  Электронная и ионная Т. — кинетическая Т., соответственно, электронов и ионов. Ионизационная Т. — параметр, характеризующий степень ионизации вещества и определяемый по относительной интенсивности спектральных линий в предположении справедливости известных теоретических предположений (ионизационная формула Саха).

  Для состояния термодинамического равновесия все определения Т. приводят к одной и той же величине.

  Лит.: Теоретическая астрофизика, М., 1952.