Atemperatura efetiva de umaestrela é a temperatura de umcorpo negro de mesma luminosidade por área de superfície () que a do corpo celeste em questão, de acordo com aLei de Stefan-Boltzmann. Observe-se que a luminosidade total (bolométrica) de uma estrela é então de, onde é oraio estelar. A definição do raio estelar não é obviamente direta. De forma mais rigorosa, a temperatura efetiva corresponde a temperatura no raio que é definido pela profundidade óptica Rosseland. A temperatura efetiva e a luminosidade bolométrica são dois parâmetros físicos fundamentais necessários para situar uma estrela nodiagrama HR. Tanto a temperatura efetiva quanto a luminosidade bolométrica dependem da composição química da estrela.
A temperatura efetiva doSol é de cerca de 5780kelvins (K). Realmente, as estrelas têm um gradiente de temperatura, que vai do núcleo central até a camada mais exterior. A temperatura do núcleo do Sol, onde ocorrem as reações nucleares, é calculado em 15.000.000 K.
Oíndice de cor de uma estrela indica sua temperatura, das frias (pelos padrões estelares) estrelas vermelhas classe M, que emitem fortemente noinfravermelho, até o azul profundo das estrelas O, que irradiam em larga escala noultravioleta. A temperatura efetiva de uma estrela indica o montante de calor que a estrela irradia por unidade de área de superfície. Das superfícies mais quentes para as mais frias foi montada a seqüência detipos estelares O, B, A, F, G, K, e M (que os astrônomos costumam decorar com omnemônicoOh Be A Fine Girl, Kiss Me!; quando ainda eram usadas as classes R, N e S, acrescentava-seRight Now Sweetheart à frase).[1]
Uma estrela vermelha pode ser úma diminutaanã vermelha, uma estrela de baixa produção de energia e pequena superfície ou umagigante ou mesmosupergigante tal comoAntares ouBetelgeuse, as quais geram muito mais energia, mas através de uma superfície tão vasta que irradiam muito menos por unidade de área de superfície. Uma estrela no meio do espectro, tal como o modestoSol ou a giganteCapella irradiam mais calor por unidade de superfície do que as fracas anãs e supergigantes vermelhas, mas muito menos do que estrelas azuis comoVega ouRigel.
A temperatura efetiva de umplaneta pode ser calculada comparando a energia recebida pelo planeta com a energia emitida por um corpo negro de temperaturaT.
Seja o caso de um planeta a uma distânciaD da estrela, deluminosidadeL.
Assumindo que a estrela irradie isotropicamente e que o planeta esteja distante da estrela, a energia absorvida pelo planeta é dada tratando o planeta como um disco de raior, o qual intercepta algo da energia que é espalhada sobre a superfície de uma esfera de raioD. Também concedemos que o planeta reflita algo da radiação incidente incorporando um parâmetro denominadoalbedo. Um albedo de 1 significa que toda a radiação é refletida, e um albedo de 0 significa que toda ela é absorvida. A expressão para energia absorvida é:
A próxima pressuposição a ser feita é que o planeta inteiro está na mesma temperaturaT, e que o planeta irradie como um corpo negro. Isto resulta na expressão para a energia irradiada pelo planeta:
Igualando estas duas expressões e rearranjando-as, obtemos uma expressão para a temperatura efetiva:
Observe-se que o raio do planeta é neutralizado no final da expressão.
A temperatura efetiva deJúpiter é de 112 K e51 Pegasi b (Bellerophon) é de 1258 K. A temperatura real depende doalbedo,atmosfera ecalor interno. A temperatura real poranálise espectroscópica paraHD 209458 b (Osíris) é 1130 K, mas a temperatura do corpo negro é de 1359 K. O calor interno de Júpiter com a temperatura efetiva de 112 K resulta num total de 152 K como temperatura real.
