Эффективтік температура шкаласы
| Спектрлік класс | Жарқырау класстары | |||||
| Бас тізбек | Алыптар | Төтенше алыптар | ||||
| Түс көрс. Т(К) B-V | Түс көрс. Т(К) B-V | Түс көрс. Т(К) B-V | ||||
| O5 | -0,35 | |||||
| B0 | -0,31 | -0,21 | ||||
| B5 | -0,17 | |||||
| A0 | 0,00 | 0,00 | ||||
| A5 | 0,16 | |||||
| F0 | 0,30 | 0,30 | ||||
| F5 | 0,45 | |||||
| G0 | 0,57 | 0,65 | 0,76 | |||
| G5 | 0,70 | 0,84 | 1,06 | |||
| K0 | 0,84 | 1,06 | 1,42 | |||
| K5 | 1,11 | 1,40 | 1,71 | |||
| M0 | 1,39 | 1,65 | 1,94 | |||
| M5 | 1,61 | 1,85 | 2,15 |
Жұлдыздардың мөлшерін анықтау әдістері, «радиус – жарқырау – масса» тәуелділік.Жұлдыздар нүкте тәрізді объектілер болғандықтан, олардың радиустерін тікелей өлшеуге болмайды. Жақын орналасқан төтенше алып жұлдыздардың радиустерін арнаулы жұлдыздық интерферометрлердің көмегімен анықтайды. Көптеген басқа жұлдыздардың радиустерін олардың болометрлік жарқырауы 
мен эффективті температура 
-дан есептейді. Жұлыдыздардың жарық шығаруы абсолюттік қара дененің сәулеленуінің заңдылығына бағынса, онда жұлдыздың бірлік ауданынан бірлік уақыт мерзімінде шығатын энергия төменгіге тең болады:
- Стефан-Больцман тұрақтысы. Жұлдыздың толық бетінен барлық бағытта таралатын энергия ағыны, яғни жұлдыздың жарқырауы, жоғарғы шаманы жұлдыздың бетінің ауданына көбейтуіне тең болады:
L=4 
Бұл теңдеуді Күнге қолданған жағдайда:
Сонда
= 
× 
немесе
R= 
( 
× 
Соңғы өрнекті логарифмдесек:
lg 
= 
lg + 2lg 
, немесе
lg R = lg L + 2lg 
, себебі 
=1
Жоғарғы өрнек жұлдыздың үш негізгі параметрлерін байланыстырады. «Спектр-жарқырау» диаграммасы жұлдыздың жарқырауымен температура арасында эмпирикалық тәуелділік бар екендігін көрсетеді. Басқаша айтқанда, осы үш параметр өзара тәуелсіз емес, әрбір жарқырау класстарына жататын жұлдыздардың радиусы мен температурасының арасында белгілі бір қатынастар орындалуы керек екені түсінікті. Осыны көрсету үшін диаграмманы өзгертіп жасайық. Диаграмманың бір осіне болометрлік жұлдыздық шамаларды, ал екінші осіне эффективтік температураның логарифмдерін салайық. Диаграмманың негізгі сипаттары сақталады, бірақ радиустері бірдей жұлдыздар бір түзулердің бойында орналасатын болады. Осындай өзгерген диаграмманы төменгі суретте келтірдік (2-сурет).
|
Осы диаграммаға радиустері тұрақты түзулерді жүргіземіз, сонда жұлдыздардың жарқырауы және температурасынан олардың радиустерін оңай табуға болады. Төтенше алып жұлдыздардың радиустері Күннің радиусінен 100-1000 есе үлкен болғанда, ақ ергежейлілер радиустері күндікінен 100 есе кішірек болады. Осы диаграммада кейбір тізбектер түзу болып түсті, мысалы, бас тізбек, төтенше алып жұлдыздардың тізбегі, субкарликтердің тізбегі. Сондықтан, бір тізбекке жататын жұлдыздардың жарқырауы және радиустерінің арасында эмпирикалық тәуелділіктерді анықтауға болады. Бас тізбектегі жұлдыздар үшін бұл эмпирикалық байланыс мына түрде анықталған.
= 
Жұлдыздың өте маңызды параметрі – масса тек қос жұлдыздар үшін анықталған. Осындай аз жұлдыздар бойынша бас тізбекке мына эмпирикалық қатынас орындалатыны көрсетілді.
= 
жұлдыздың массасы. Жоғарғы диаграммаға масса тұрақты қисықтар жүргізсе, бұл диаграмма «радиус - жарқырау - масса» тәуелділігіне айналады. Диаграмманың жоғарғы сол жағында массивті жұлдыздар орналасады, ал төменгі оң жағында массалары азғантай жұддыздар. Жұлдыздар әлемінде масса Күннің массасының 60-нан аспайды, бірақ объекттің массасы 0,002 
аз болса, ол жұлдыз бола алмайды.
«Спектр - жарқырау» диаграммасы жұлдыздың күйінің диаграммасы, сондықтан диаграмманың көмегімен көптеген күрделі мәселелерді шешуге болады.