Die Artikel Sternoberflache Oberflachentemperatur und Effektive Temperatur uberschneiden sich thematisch Informationen die du hier suchst konnen sich also auch im anderen Artikel befinden Gerne kannst du dich an der betreffenden Redundanzdiskussion beteiligen oder direkt dabei helfen die Artikel zusammenzufuhren oder besser voneinander abzugrenzen Anleitung Der Titel dieses Artikels ist mehrdeutig Weitere Bedeutungen siehe Effektivtemperatur Die effektive Temperatur T e f f displaystyle T mathrm eff eines Sterns ist jene Temperatur seiner Oberflache die ein Schwarzer Strahler haben musste um mit der gleichen Helligkeit pro Flache F B o l displaystyle mathcal F mathrm Bol zu strahlen Die effektive Temperatur eines Objekts weicht von der kinetisch definierten Temperatur umso mehr ab je weniger das Spektrum des Objekts dem eines Schwarzen Korpers entspricht spektrale Strahlungsdichte der Sonne effektive Temperatur rund 5780 K im Vergleich zu der eines Schwarzen Strahlers gleicher GrosseNach dem Stefan Boltzmann Gesetz gilt F B o l s T e f f 4 displaystyle mathcal F mathrm Bol sigma cdot T mathrm eff 4 T e f f F B o l s 4 displaystyle Leftrightarrow T mathrm eff sqrt 4 frac mathcal F mathrm Bol sigma mit der Stefan Boltzmann Konstante s 5 67 10 8 W m 2 K 4 displaystyle sigma 5 67 cdot 10 8 mathrm W m 2 K 4 dd Damit ergibt sich die bolometrische Helligkeit zu L L A A s T e f f 4 4 p R 2 displaystyle begin alignedat 2 L amp frac L A amp amp cdot A amp sigma T mathrm eff 4 amp amp cdot 4 pi R 2 end alignedat dd mit der Sternoberflache 4 p R 2 displaystyle 4 pi R 2 wobei R displaystyle R der Radius des Sterns ist 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 physikalischen Kenngrossen mit denen ein Stern in das Hertzsprung Russell Diagramm eingeordnet werden kann Abgerufen von https de wikipedia org w index php title Effektive Temperatur amp oldid 221436346
