Inastrofisica latemperatura efficace è latemperatura di colore di unastella[1].
Una stella non è uncorpo nero, ma il suospettro può essere confrontato con quello di un corpo nero a cui sono sovrapposte diverselinee di assorbimento. Le linee di assorbimento sono dovute alletransizioni atomiche (e molecolari, nelle stelle più fredde) degli elementi presenti nell'atmosfera della stella stessa. Poiché lo spettro di una stella può essere approssimativamente rapportato a quello di un corpo nero, è conveniente definire la temperatura efficace come la temperatura che avrebbe un corpo nero con la stessa luminosità per unità di area della stella. Vi è da aggiungere che ilSole, in realtà, rispetto ad un ipotetico corpo nero con la stessa temperatura effettiva ha picchi maggiormente tendenti alle frequenze blu dellospettro visibile e, facendo le debite contestualizzazioni, emette meno nell'ultravioletto non visibile.
La temperatura efficace è la temperatura equivalente di uncorpo nero ideale (diemissività unitaria) che ha la stessa luminosità della stella. In base allalegge di Stefan:
dove è l'emittanza.
La luminosità totale (bolometrica) della stella si ottiene integrando la luminosità per unità di area su tutta la superficie della stella () ed è pertanto
,
dove è il raggio della stella.[2]
La definizione diraggio stellare non è banale poiché le stelle sono corpi gassosi. In maniera più rigorosa, la temperatura effettiva corrisponde alla temperatura della stella al raggio definito dallaprofondità ottica di Rosseland.[3][4] La temperatura effettiva e la luminosità bolometrica sono i due parametri fondamentali necessari per identificare una stella suldiagramma Hertzsprung-Russell.
La temperatura efficace del Sole è 5777kelvin (K).[5][6] Le stelle in realtà hanno un gradiente di temperatura, partendo dal nucleo (ove avvengono lereazioni nucleari, ad una temperatura di circa 15 milioni di gradi per il Sole) fino alle superficie che come si è detto è identificata dal raggio.
