Effektive Temperatur
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Die effektive Temperatur $ T_{\mathrm {eff} } $ eines Sternes ist jene Temperatur, die ein Schwarzer Strahler haben müsste, um mit der gleichen Helligkeit pro Fläche $ {\mathcal {F}}_{\mathrm {Bol} } $ zu strahlen.
Nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz gilt
- $ {\mathcal {F}}_{\mathrm {Bol} }=\sigma T_{\mathrm {eff} }^{4} $ .
Dabei ist
- $ \sigma =5{,}67\,\cdot \,10^{-8}\,\mathrm {W\,m^{-2}K^{-4}} $
die Stefan-Boltzmann-Konstante. Damit ergibt sich die bolometrische Helligkeit zu
- $ L=4\pi R^{2}\sigma T_{\mathrm {eff} }^{4} $,
wobei Fehler beim Parsen (MathML mit SVG- oder PNG-Rückgriff (empfohlen für moderne Browser und Barrierefreiheitswerkzeuge): Ungültige Antwort („Math extension cannot connect to Restbase.“) von Server „https://wikimedia.org/api/rest_v1/“:): 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.