Перегляд вихідного коду сторінки Ефективна температура

'''Ефекти́вна температу́ра''', <math>T_{eff}</math>&nbsp;— це [[температура]] [[абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]], яке створює потік [[випромінювання]] на різних [[довжина хвилі|довжинах хвиль]] такої ж потужності, що й реальне тіло.

== Ефективна температура зорі ==

Для [[зоря|зорі]] з певними [[світність|світністю]] L (яка пов'язана з [[Потік випромінювання#Зв'язок зі світністю зорі|потоком випромінювання]]) та [[радіус]]ом R '''ефективна температура''' визначається із [[закон Стефана-Больцмана|закону Стефана-Больцмана]] й дорівнює:
: <math>T_{eff} = \left( \frac{L}{4\pi \sigma R^2} \right)^{1/4} </math>,

де <math> \sigma \;</math> = 5,67 10<sup>-8</sup> [[ватт|Вт]]/([[метр|м]]<sup>2</sup> [[Кельвін|°К]]<sup>4</sup>)&nbsp;— [[стала Стефана-Больцмана]].

Ефективна температура разом з  прискоренням гравітаційного тяжіння на поверхні зорі та [[металічність|металічністю]] є глобальними параметрами, що визначають структуру (модель) [[зоряна атмосфера|зоряної атмосфери]].

== Ефективна температура радіовипромінювача ==

== Див. також ==
* [[Парниковий ефект]]

== Джерела ==
* {{А-Е-С|Температура|473|t}}
* {{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1163071|title=эффективная температура|author={{nobr|А. В. Засов}}, {{nobr|В. Г. Сурдин}}|work=Глоссарий Astronet.ru|archiveurl=https://web.archive.org/web/20070310172442/http://www.astronet.ru/db/msg/1163071|archivedate=2007-03-10|accessdate=2007-02-12|deadurl=yes}}

{{фізика-доробити}}

[[Категорія:Температура]]