Co to jest temperatura barwna gwiazdy?
Temperatura barwna (ang. color temperature) to temperatura ciała doskonale czarnego, którego promieniowanie ma takie samo nachylenie widma (taki sam stosunek strumieni przy dwóch długościach fal) jak obserwowane ciało niebieskie. Wyraża się w kelwinach i jest prostą metodą szacowania temperatury atmosfer gwiazd na podstawie ich barwy widocznej lub z fotometrii szerokopasmowej.
Temperatura barwna mierzona jest przez porównanie jasności gwiazdy w dwóch lub więcej filtrach fotometrycznych (np. B-V w systemie Johnson-Cousins): chłodna czerwona gwiazda ma duże B-V, gorąca błękitna – małe lub ujemne B-V. Temperatura barwna nie musi być identyczna z temperaturą efektywną – ta ostatnia jest precyzyjniejsza i wymaga całkowania widma przez całe pasmo. Dla gwiazdy przypominającej ciało doskonale czarne obie wartości są zbliżone; dla gwiazd z mocnymi liniami absorpcyjnymi lub emisyjnymi mogą się różnić. Temperatura barwna Słońca wynosi ok. 5778 K, co odpowiada bieli lekko ciepłej (złotawej) – w fotografii lampy żarowe mają temperaturę barwną 2700-3200 K, a daylight ok. 6500 K.
Temperatura barwna ma szerokie zastosowanie poza astronomią: w fotografii, technologii oświetleniowej (LED, wyświetlacze), druku i filmie. Skala Kelvina dla źródeł światła pochodzi wprost z astrofizyki – fotografia dzienna (6500 K) odpowiada temperaturze nieba, a żarówka (2700 K) to zimny czerwony karzeł. W astronomii indeksy barwne (B-V, V-R, V-I, J-H) są podstawą fotometrii wielobarwnej i pozwalają szybko klasyfikować gwiazdy i szacować pochłanianie przez pył międzygwiazdowy.