ПОИСК Статьи Чертежи Таблицы Подобно температуре возбуждения, температура ионизации также предполагает наличие теплового равновесия. Для вычисления температуры ионизации необходимо знать электронное давление Р . Фаулер и Милн в квазиклассическом приближении [27] приняли Ре= Ю"“ атм для всех звезд и получили хорошее первое приближение к шкале температур ионизации. Однако тот факт, что яркие звезды имеют более низкие эффективные и цветовые температуры, чем менее яркие звезды того же спектрального класса, говорит о неправомерности допущения об одинаковом электронном давлении для всех звезд. Приближенное значение для Рд можно очень грубо оценить на основе физических данных звезды. [Выходные данные]