Ефективна температура

Ефекти́вна температу́ра, ${\displaystyle T_{eff}}$ — температура абсолютно чорного тіла, яке створює потік випромінювання на різних довжинах хвиль такої ж потужності, що й реальне тіло.

Ефективна температура зорі

Для зорі з певними світністю L (яка пов'язана з потоком випромінювання) та радіусом R ефективна температура визначається із закону Стефана-Больцмана й дорівнює:

${\displaystyle T_{eff}=\left({\frac {L}{4\pi \sigma R^{2}}}\right)^{1/4}}$,

де ${\displaystyle \sigma \;}$ = 5,67 10^-8Вт/(м²°К⁴) — стала Стефана-Больцмана.

Ефективна температура разом з прискоренням гравітаційного тяжіння на поверхні зорі та металічністю є глобальними параметрами, що визначають структуру (модель) зоряної атмосфери.

Ефективна температура радіовипромінювача

Див. також

• Парниковий ефект