Effektiv temperatur

Den effektiva temperaturen hos en stjärna är den temperatur hos en svartkropp med samma luminositet per yta ( ${\mathcal {F}}_{Bol}$ ) som stjärnan och definieras av Stefan-Boltszmanns lag ${\mathcal {F}}_{Bol}=\sigma T_{eff}^{4}$ . Den totala (bolometriska) luminositeten hos en stjärna blir då $L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}$ , där $R$ är stjärnradien.^[1] Definitionen av stjärnradien är inte helt självklar. Mer strängt definierat motsvarar den effektiva temperaturen mot temperaturen vid radien som definieras av Rosselandopaciteten.^[2]^[3] Den effektiva temperaturen och den bolometriska luminositeten är de två grundläggande fysiska parametrar som behövs för att kunna placera en stjärna på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Både den effectiva temperaturen och den bolometriska luminositeten beror på den kemiska sammansättningen hos en stjärna.

Solens effektiva temperatur är omkring 5 780 K.^[4]^[5] Färgindexet hos en stjärna indikerar dess temperatur från väldigt kalla (för en stjärna vill säga) M-stjärnor som strålar huvudsakligen med infrarött ljus till de mycket blå och heta O-stjärnorna vilka huvudsakligen sänder ut sin strålning som ultraviolett ljus. Den effektiva temperaturen hos en stjärna indikeras av mängden värme som stjärnan strålar ut per enhet av area. Från de varmaste till kallaste är de olika typerna O, B, A, F, G, K och M.

En röd stjärna kan vara en liten röd dvärg, en stjärna med liten energiproduktion och liten area, eller en uppblåst jättestjärna som Antares eller Betelgeuse. Bägge de senare genererar enorma mängder energi, men eftersom deras yta också är väldigt stor är strålningen per area förhållandevis liten. En stjärna nära mitten av spektrumet, som vår egen sol eller jätten Capella, strålar ut mer energi per area än de små röda dvärgarna eller de stora röda superjättarna, men mycket mindre än vita och blå stjärnor som Vega eller Rigel.

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, Effective temperature, 22 juli 2008.

Noter

^ Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. sid. 16. ISBN 0521458854
^ Böhm-Vitense, Erika. Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution. Cambridge University Press. sid. 14
^ Baschek. ”The parameters R and Teff in stellar models and observations”. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A&A...246..374B.
^ ”Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse”. Handbook of Chemistry and Physics (88). CRC Press. http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm. Läst 15 oktober 2008 Arkiverad 11 maj 2009 hämtat från the Wayback Machine.
^ Jones, Barrie William (2004). Life in the Solar System and Beyond. Springer Science Business Media. sid. 7. ISBN 1852331011. http://books.google.com/books?id=MmsWioMDiN8C&pg=PA7&dq="effective temperature of the sun"&lr=&ei=inm8R4vBHYTIyASunImbBQ&sig=U7l2pgwQIqlkMuLIWg1HuTW5AxA

[1] Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. sid. 16. ISBN 0521458854

[2] Böhm-Vitense, Erika. Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution. Cambridge University Press. sid. 14

[3] Baschek. ”The parameters R and Teff in stellar models and observations”. http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A&A...246..374B.

[4] ”Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse”. Handbook of Chemistry and Physics (88). CRC Press. http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm. Läst 15 oktober 2008 Arkiverad 11 maj 2009 hämtat från the Wayback Machine.

[5] Jones, Barrie William (2004). Life in the Solar System and Beyond. Springer Science Business Media. sid. 7. ISBN 1852331011. http://books.google.com/books?id=MmsWioMDiN8C&pg=PA7&dq="effective temperature of the sun"&lr=&ei=inm8R4vBHYTIyASunImbBQ&sig=U7l2pgwQIqlkMuLIWg1HuTW5AxA

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]