Temperatura efficace: differenze tra le versioni
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In [[astrofisica]] la '''temperatura efficace''' di una [[stella]] è la temperatura di un [[corpo nero]] <ref>{{Cita libro | titolo = Astronomy | autore = Archie E. Roy, David Clarke | editore = CRC Press | anno = 2003 | url = http://books.google.com/books?id=v2S6XV8dsIAC&pg=PA216&dq=%22effective+temperature%22+%22black+body%22+radiates+same&lr=&as_brr=0&as_pt=ALLTYPES&ei=kkRRSYyFFIuiyASqyIXDDw | isbn = 978-0-7503-0917-2 }}</ref> con la stessa luminosità per unità di area (<math>\mathcal{F}_{Bol}</math>) della stella.
[[Image:EffectiveTemperature 300dpi e.png|thumb|La temperatura efficace o temperatura di corpo nero del Sole (5777 K), è la temperatura che un corpo nero della stessa dimensione dovrebbe avere per emettere la stessa quantità totale di energia.]]
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==Descrizione==
Ovviamente una stella non è un corpo nero, ma il suo spettro può essere confrontato con quello di un corpo nero a cui sono sovrapposte diverse linee di assorbimento. Le linee di assorbimento sono dovute alle transizioni atomiche (e molecolari, nelle stelle più fredde) degli elementi presenti nell'atmosfera della stella stessa. Poiché lo spettro di una stella può essere approssimativamente rapportato a quello di un corpo nero, è conveniente definire la temperatura efficace come la temperatura che avrebbe un corpo nero con la stessa luminosità per unità di area della stella. Vi è da aggiungere che il Sole, in realtà, rispetto ad un ipotetico corpo nero con la stessa temperatura effettiva ha picchi maggiormente tendenti alle frequenze blu dello spettro visibile e
La temperatura efficace 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>{{Cita libro
| nome=Roger John | cognome=Tayler | anno=1994
| titolo=The Stars: Their Structure and Evolution
| editore=Cambridge University Press | pagina=16 | isbn=0-521-45885-4}}</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 Rosseland]].<ref>{{Cita libro|titolo=Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution|nome=Erika|cognome=Böhm-Vitense|pagina=14|editore=[[Cambridge University Press]]}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|titolo=The parameters R and Teff in stellar models and observations|cognome=Baschek|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26A...246..374B}}</ref> La temperatura effettiva e la luminosità bolometrica sono i due parametri fondamentali necessari per identificare una stella sul [[diagramma Hertzsprung-Russell]].
La temperatura efficace del Sole è 5777 kelvin (K).<ref>{{Cita libro | capitolo=Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acoustics; section 14-18: Solar Spectral Irradiance | editore=[[CRC Press]] | titolo=Handbook of Chemistry and Physics | url=http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm | edizione=88 | lingua=en}}</ref><ref>{{Cita libro|titolo=Life in the Solar System and Beyond|nome=Barrie William|cognome=Jones|pagina=7|editore = [[Springer Science+Business Media|Springer]]|anno=2004| url=http://books.google.com/books?id=MmsWioMDiN8C&pg=PA7&dq=%22effective+temperature+of+the+sun%22&lr=&ei=inm8R4vBHYTIyASunImbBQ&sig=U7l2pgwQIqlkMuLIWg1HuTW5AxA|isbn=1-85233-101-1 | lingua=en}}</ref> Le stelle in realtà hanno un gradiente di temperatura, partendo dal nucleo (ove avvengono le [[reazioni nucleari]], ad un temperatura di circa 15 milioni di gradi per il Sole) fino alle superficie che come si è detto è identificata dal raggio <math>R</math>.
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