Co to jest temperatura efektywna gwiazdy?
Temperatura efektywna (Teff) to temperatura ciała doskonale czarnego (idealnego radiatora), które przy takim samym promieniu jak badana gwiazda emitowałoby taki sam całkowity strumień energii. Jest fundamentalnym parametrem fizykalnym gwiazdy, wyznaczanym ze wzoru Stefana-Boltzmanna: L = 4pi*R^2 * sigma * Teff^4, gdzie L to jasność, R promień, sigma stała Stefana-Boltzmanna.
Temperatura efektywna Słońca wynosi 5778 K; gwiazdy klasy O mają Teff powyżej 30 000 K, gwiazdy klasy M – poniżej 3700 K. W klasyfikacji MK (Morgan-Keenan) temperatura efektywna jest głównym kryterium przypisania gwiazdy do klasy widmowej (O, B, A, F, G, K, M, L, T, Y). Teff wyznacza się kilkoma metodami: z wartości bolometrycznej i promienia (bezpośrednia); z interferometrycznych pomiarów kąta tarczy gwiazdy (geometryczna); z dopasowania modeli atmosferycznych do obserwowanego widma (spektroskopowa). Modele atmosferyczne gwiazd (ATLAS9 Kurucza, MARCS, PHOENIX dla chłodnych gwiazd) obliczają widma dla zadanej Teff, metaliczności i grawitacji powierzchniowej.
Temperatura efektywna różni się od temperatury barwnej i od temperatury jądra: Teff dotyczy fotosfery (widzialnej powierchni), podczas gdy jądro Słońca ma 15 milionów K, a korona 1-3 miliony K. Ścisłe wyznaczenie Teff jest kluczowe przy modelowaniu ewolucji gwiazd i habitowalności egzoplanet – planeta w strefie zamieszkałej wokół gwiazdy M2V (Teff ok. 3400 K) otrzymuje zupełnie inne promieniowanie niż planeta wokół G2V (Teff 5778 K), co wpływa na fotosyntezę, ozon atmosferyczny i erozję UV.