Метод Занстра

---

Ме́тод За́нстра (англ. Zanstra method) — метод определения температуры фотосферы звёзд в центре планетарных туманностей, возбуждающих их свечение. Метод разработал нидерландский астроном Герман Занстра в 1927 году.

При определении температуры звезды по методу Занстра предполагается, что окружающая звезду газовая туманность оптически плотная в континууме Лаймана, что означает, что все фотоны от центральной звезды с энергиями достаточными для ионизации атомов водорода в туманности поглощаются внутри туманности.

На основе этого предположения о полном поглощении можно использовать отношение интенсивности излучения сплошного спектра звезды вблизи линии Бальмера и в линии Бальмера ${\displaystyle \mathrm {H\beta } }$ для определения эффективной температуры фотосферы звезды.

Для туманности, состоящей только из водорода, динамически равновесная ионизация означает, что в единицу времени число ионизирующих фотонов от центральной звезды уравновешивается темпом рекомбинации протонов и электронов в атомы нейтрального водорода внутри сферы Стрёмгрена туманности. Ионизация атомов водорода может происходить только под воздействием фотонов с частотой не менее ${\displaystyle \nu _{0}}$, соответствующей энергии ионизации атома водорода равной 13,6 эВ:

Отношение количества фотонов, испущенных туманностью в линии ${\displaystyle \mathrm {H\beta } }$, и количества ионизирующих фотонов от центральной звезды можно оценить как:

Для данной частоты излучения звезды ${\displaystyle \nu _{s}}$ отношение Занстра определяется как

---