Temperatura efectiva

El término temperatura efectiva es utilizado en varias ramas de la ciencia.

Astrofísica

En astrofísica, la temperatura efectiva (Teff) de una estrella es la temperatura de su superficie visible. Esta es mucho más baja, en comparación, con las temperaturas que se alcanzan en el núcleo, fuente generadora de la energía que radia la estrella, así mismo también es superada por la Ley enrarecida corona donde el tenue gas ionizado se mueve a altísimas velocidades impulsado por el campo magnético estelar y las ondas de choque convectivas. Pero ambas capas son invisibles de forma directa. Así, el color de una estrella indica su temperatura efectiva a través del espectro desde las frías estrellas rojas de tipo espectral M que radian sobre todo en el infrarrojo hasta las inmensas estrellas azules que tienen su pico de radiación en el ultravioleta. La temperatura efectiva de una estrella indica la cantidad de calor que la estrella radia por unidad de superficie. Yendo de las superficies más calientes hasta las más frías hay una serie de tipos espectrales que las clasifican. O, B, A, F, G, K y M. La temperatura efectiva de la superficie de una estrella irónicamente es idéntica a la temperatura de cuerpo negro.

Esta temperatura está relacionada con la Luminosidad y con el radio de la estrella mediante la ecuación:

donde es la luminosidad de la estrella, es su radio y es la constante de Stephan-Boltzman.

Una estrella roja podría corresponder a una diminuta y débil enana roja o a una expandida gigante roja o incluso a una supergigante como Antares o Betelgeuse. Estas estrellas radian ingentes cantidades de energía pero radian desde una superficie tan enorme que la energía por unidad de superficie es pequeña. Una estrella cercana a la zona media del espectro como nuestro modesto Sol o la gigante Capella radian más calor por unidad de superficie que las enanas rojas o las supergigantes rojas pero mucho menos que las estrellas blancas y azules como Vega o Rigel.

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