Temperatura efficace: differenze tra le versioni

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La temperatura effettiva è definita in accordo con la [[legge di Stefan-Boltzmann]] <math>\mathcal{F}_{Bol}=\sigma T_{eff}^4</math>.
 
La luminosità totale (bolometrica) della stella si ottiene integrando la luminosità per unità di area su tutta la superficie della stella (<math> 4 \pi R^2</math>) ed è pertanto <math>L=4 \pi R^2 \sigma T_{eff}^4</math>, dove <math>R</math> è il raggio della stella. <ref>{{cite book
| first=Roger John | last=Tayler | year=1994
| title=The Stars: Their Structure and Evolution
| publisher=Cambridge University Press | isbn=0521458854
| page=16 }}</ref>
 
La definizione di raggio stellare non è banale poiché le stelle sono corpi gassosi. In maniera più rigorosa, la temperatura effettiva corrisponde alla temperatura della stella al raggio <math>R</math> definito dalla profondità ottica di Rosselan. La temperatura effettiva e la luminosità bolometrica sono i due parametri fondamentali necessari per identificare una stella sul [[diagramma Hertzsprung-Russell]].