Effektiv temperatur

Den effektive temperaturen hos en stjerne er den temperaturen hos et sort legeme med samme luminositet per overflate (${\mathcal {F}}_{Bol}$) som stjernen og defineres av Stefan-Boltzmanns lov ${\mathcal {F}}_{Bol}=\sigma T_{eff}^{4}$. Merk at den totale (bolometriske) luminositeten hos en stjerne da blir $L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}$, der $R$ er stjerneradien. Definisjonen av stjernetradien er ikke helt selvforklarende. Mer strengt definert tilsvarer den effektive mot temperaturen ved radien som defineres av Rosselandopasiteten. Den effektive temperaturen og den bolometriske luminositeten er de to grunnlegende fysiske parametrene som trengs for å kunne plassere en stjerne i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Både den effektive temperaturen og den bolometriske luminositeten avhenger av den kjemiske sammensetningen hos en stjerne.

Den effektive temperaturen hos Solen (5 777 K) er temperaturen som tilsvares av den temperaturen et sort legeme av samme størrelse må ha for å generere samme energiutstrømning

Solens effektive temperatur er rundt 5 780 K. Fargeindeksen hos en stjerne indikerer dens temperatur fra veldig kalde (for en stjerne å være) M-sjerner som hovedsakelig utstråler infrarødt lys til de svært blå og varme O-stjernene som hovedsakelig utstråler ultraviolett lys. De effektive temperaturen hos en stjerne indikeres av mengden varme som stjernen stråler ut per enhet areal. Fra de varmeste til de kaldeste er de ulike klassene O, B, A, F, G, K og M.

En rød stjerne kan være en liten rød dverg, en stjerne med liten energiproduksjon og liten overflate, eller en opplåst kjempestjerne som Antares eller Betelgeuse. Begge de siste generere enorme mengder energi, men ettersom overflaten også er veldig stor er strålingen per areal foroldsvis liten. En stjerne nær midten av spekteret, som vår egen sol eller kjempen Capella, stråler ut mer energi per areal enn de små dvergene eller de store røde superkjempene, men mye mindre enn hvite og blå stjerner som Vega eller Rigel.