I astrofysikk er den effektive temperaturen til en stjerne fargetemperaturen [1] til stjernen.
En stjerne er ikke en svart kropp, men dens spekter kan sammenlignes med spekteret til et svart legeme som flere absorpsjonslinjer er lagt over. Absorpsjonslinjene skyldes de atomære (og molekylære, i kaldere stjerner) overgangene til elementene som er tilstede i stjernens atmosfære. Siden spekteret til en stjerne grovt sett kan relateres til det til en svart kropp, er det praktisk å definere den effektive temperaturen som temperaturen som en svart kropp med samme lysstyrke per arealenhet av stjernen ville ha. Det bør legges til at solen i virkeligheten, sammenlignet med en hypotetisk svart kropp med samme effektive temperatur, har topper som er mer tilbøyelige til de blå frekvensene til det synlige spekteret og, ved å gjøre de nødvendige kontekstualiseringene, avgir mindre i den ikke-synlige ultrafiolette.
Den effektive temperaturen er den ekvivalente temperaturen til en ideell svart kropp (med enhet emissivitet ) som har samme lysstyrke som stjernen. I følge Stefans lov :
,hvor er utslippet .
Den totale (bolometriske) lysstyrken til stjernen oppnås ved å integrere lysstyrken per arealenhet over hele overflaten av stjernen ( ) og er derfor
,
hvor er stjernens radius. [2]
Definisjonen av en stjerneradius er ikke triviell siden stjerner er gasslegemer. Mer strengt tilsvarer den faktiske temperaturen temperaturen til stjernen ved radius definert av Rosseland optiske dybde . [3] [4] Faktisk temperatur og bolometrisk lysstyrke er de to grunnleggende parameterne som trengs for å identifisere en stjerne på Hertzsprung-Russell-diagrammet .
Den effektive temperaturen til solen er 5777 kelvin (K). [5] [6] Stjernene har faktisk en temperaturgradient, som starter fra kjernen (hvor kjernereaksjoner finner sted , ved en temperatur på ca. 15 millioner grader for solen) opp til overflaten som, som nevnt, identifiseres med radius .