Effektive Temperatur

Effektive Temperatur

Die effektive Temperatur Teff eines Sternes ist jene Temperatur, die ein Schwarzer Strahler haben müsste, um mit der gleichen Helligkeit pro Fläche FBol zu strahlen.

Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gilt

FBol=σTeff4
.

Dabei ist

σ=5,67108Wm2K4

die Stefan-Boltzmann-Konstante. Damit ergibt sich die bolometrische Helligkeit zu

L=4πR2σTeff4
,

wobei R den stellaren Radius darstellt. Da der stellare Radius nicht eindeutig zu definieren ist, nutzt man zur Berechnung der effektiven Temperatur die optische Dichte. Die effektive Temperatur und die bolometrische Helligkeit sind die beiden bedeutenden physikalischen Kenngrößen, mit denen ein Stern in das Hertzsprung-Russell-Diagramm eingeordnet werden kann. Die effektive Temperatur unserer Sonne beträgt rund 5780 K. Die effektive Temperatur eines Objekts weicht von der kinetisch definierten Temperatur umso mehr ab, je weniger das Spektrum des Objekts einem Schwarzen Körper entspricht.

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