kotisivu |
hakemisto |
kartat |
kohteet |
teoriaa |
fysiikkaa |
Esimerkiksi tähtien spektriluokittelussa esiintyvät tähtien pintalämpötilat ovat juuri efektiivisiä lämpötiloja.
Stefanin-Boltzmannin lain mukaan mustan kappaleen säteilyn kokonaisvuontiheys on
F=s T 4,
missä vakio s on Stefanin-Boltzmannin vakio. Kun tästä ratkaistaan lämpötila, saadaan kaava, joka määrittelee efektiivisen lämpötilan Te:
Te = (F / s) 1/4.
Jos pallomaisen tähden säde on R, sen säteilemä kokonaisvuo on
L = 4 pi R 2 F,
joten etäisyydellä r havaittu säteilyvuon tiheys on
F' = L / (4 pi r 2) = (R 2 / r 2 ) F = (a / 2)2 s Te4,
missä a = 2R / r on tähden kulmaläpimitta. Efektiivisen lämpötilan suora määrittäminen edellyttää siis tähden kokonaisvuontiheyden mittaamista ja tähden kulmahalkaisijan tuntemista. Tämä on mahdollista vain harvoissa tapauksissa, joissa kulmaläpimitta on saatu määritetyksi interferometrisilla mittauksilla.