Temperatura efectiva

En astrofísica, la temperatura efectiva de una estrella es la temperatura de color ^[1] de la estrella.

El espacio de cromaticidad x, y CIE 1931 . También se destacan las cromaticidades de la emisión de luz de un cuerpo negro a distintas temperaturas, y algunas líneas de temperatura de color constante.

La temperatura efectiva o temperatura del cuerpo negro del Sol (5777 K), es la temperatura que tendría que tener un cuerpo negro del mismo tamaño para emitir la misma cantidad total de energía.

Descripción

Una estrella no es un cuerpo negro, pero su espectro se puede comparar con el de un cuerpo negro sobre el que se superponen varias líneas de absorción. Las líneas de absorción se deben a las transiciones atómicas (y moleculares, en estrellas más frías) de los elementos presentes en la atmósfera de la estrella. Dado que el espectro de una estrella se puede relacionar aproximadamente con el de un cuerpo negro, es conveniente definir la temperatura efectiva como la temperatura que tendría un cuerpo negro con el mismo brillo por unidad de área de la estrella. Cabe agregar que el Sol, en realidad, frente a un hipotético cuerpo negro con la misma temperatura efectiva tiene picos más tendientes a las frecuencias azules del espectro visible y, haciendo las contextualizaciones necesarias, emite menos en el ultravioleta invisible.

La temperatura efectiva es la temperatura equivalente de un cuerpo negro ideal (de emisividad unitaria) que tiene el mismo brillo que la estrella. Según la ley de Stefan :

T_{eff}\equiv \left({\frac {q}{\sigma }}\right)^{\frac {1}{4}}

{\ Displaystyle T_ {eff} \ equiv \ left ({\ frac {q} {\ sigma}} \ right) ^ {\ frac {1} {4}}}

{\ Displaystyle T_ {eff} \ equiv \ left ({\ frac {q} {\ sigma}} \ right) ^ {\ frac {1} {4}}}

,

Dónde está $q$ ${\ Displaystyle q}$ $q$ es la emitancia . El brillo total (bolométrico) de la estrella se obtiene integrando el brillo por unidad de área sobre toda la superficie de la estrella ( $4\pi R^{2}$ ${\ Displaystyle 4 \ pi R ^ {2}}$ ${\ Displaystyle 4 \ pi R ^ {2}}$ ) y es por tanto $L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}$ ${\ Displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T_ {eff} ^ {4}}$ ${\ Displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T_ {eff} ^ {4}}$ , Dónde está $R.$ ${\ Displaystyle R}$ $R.$ es el radio de la estrella. ^[2]

La definición de radio estelar no es trivial ya que las estrellas son cuerpos gaseosos. Más estrictamente, la temperatura real corresponde a la temperatura de la estrella en el haz. $R.$ ${\ Displaystyle R}$ $R.$ definido por la profundidad óptica de Rosseland . ^[3] ^[4] La temperatura real y el brillo bolométrico son los dos parámetros fundamentales necesarios para identificar una estrella en el diagrama de Hertzsprung-Russell .

La temperatura efectiva del Sol es 5777 kelvins (K). ^[5] ^[6] Las estrellas en realidad tienen un gradiente de temperatura, comenzando desde el núcleo (donde tienen lugar las reacciones nucleares , a una temperatura de aproximadamente 15 millones de grados para el Sol) hasta la superficie que, como se mencionó, se identifica por el radio. $R.$ ${\ Displaystyle R}$ $R.$ .

Nota

^ Archie E. Roy, David Clarke, Astronomía , CRC Press, 2003, ISBN 978-0-7503-0917-2 .
^ Roger John Tayler, Las estrellas: su estructura y evolución , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .
^ Erika Böhm-Vitense, Introducción a la astrofísica estelar, Volumen 3, Estructura estelar y evolución , Cambridge University Press , p. 14.
^ Baschek, Los parámetros R y Teff en observaciones y modelos estelares .
^ (EN) Sección 14: Geofísica, Astronomía y Acústica; sección 14-18: Irradiancia espectral solar , en Handbook of Chemistry and Physics , 88ª ed., CRC Press (archivado desde el original el 11 de mayo de 2009) .
^ (EN) Barrie William Jones, La vida en el sistema solar y más allá , Springer , 2004, p. 7, ISBN 1-85233-101-1 .

Temperatura efectiva

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