Ефективна температура — Вікіпедія

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[ред. | ред. код]

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^-8 Вт/(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[ред. | ред. код]

Див. також[ред. | ред. код]

• Парниковий ефект

Джерела[ред. | ред. код]

• Температура // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 473. — ISBN 966-613-263-X.
• А. В. Засов, В. Г. Сурдин. эффективная температура. Глоссарий Astronet.ru. Архів оригіналу за 10 березня 2007. Процитовано 12 лютого 2007.

Це незавершена стаття з фізики. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її.