Termo do glossário: Temperatura efetiva
Descrição: A temperatura efetiva de uma estrela é a temperatura de um emissor perfeito teórico (um “corpo negro”) que possui a mesma área de superfície e a mesma emissão total de luz que a estrela.
As estrelas possuem diferentes camadas com temperaturas distintas, várias das quais contribuem para o que acabamos recebendo como luz estelar. Frequentemente, os astrônomos consideram útil representar uma estrela por meio de um modelo muito mais simples, isto é, um emissor de luz idealizado chamado “corpo negro”. A emissão total de energia de um corpo negro é determinada inteiramente pela especificação de dois parâmetros: sua temperatura e sua área de superfície. A temperatura efetiva da estrela é a temperatura de um corpo negro que possui a mesma área de superfície e a mesma emissão total de energia que a estrela.
A temperatura efetiva é uma forma útil de calcular a média das contribuições para a emissão de luz da estrela provenientes de diferentes partes de suas camadas externas e, normalmente, tem um valor muito semelhante à temperatura da fotosfera da estrela – a camada superficial de onde se origina a maior parte da luz da estrela.
Termos relacionados:
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Status do termo e da definição: A definição original deste termo em inglês foi aprovada por um astrônomo(a) pesquisador(a) e um(a) professor(a) A tradução deste termo e de sua definição ainda aguarda aprovação
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Em outros idiomas
- Árabe: درجة الحرارة الفعالة
- Alemão: Effektivtemperatur
- Inglês: Effective Temperature
- Espanhol: Temperatura efectiva
- Francês: Température effective
- Italiano: Temperatura effettiva
- Japonês: 有効温度 (link externo)
- Chinês Simplificado: 有效温度
- Chinês Tradicional: 有效溫度
Diagramas relacionados
Hertzsprung-Russell diagram
Legenda: This diagram shows the temperature and luminosity of different stars. The size of each point represents the star’s radius and its colour is the colour the human eye would see. The stars range in colour from a washed-out blue to a washed-out reddish-orange. No star has a pure colour like red, green or blue as stars’ spectra include light from lots of different colours. However the reddest stars are commonly referred to as red and the bluest stars as blue. The sample of stars used to make this diagram was chosen to show a wide range of stars of different types so the relative number of each type of star is not representative of how commonly each type is found.
From the top left to bottom right there is a long line of stars burning hydrogen in their cores. This is called the main sequence. On this line, one sees the stars Mintaka, Achernar, Sirius A, the Sun and Proxima Centauri. The objects around Proxima Centauri at the lower right end of the main sequence are known as red dwarfs. To the lower right of the red dwarfs are Teide 1 and Kelu-1 A. These two objects are brown dwarfs, objects too low in mass to have cores hot enough to fuse hydrogen for a sustained period of time. As they do not burn hydrogen, brown dwarfs are not considered main sequence stars. The name brown dwarf is unrelated to their colour.
Above the main sequence, we find subgiants, giants and supergiants. These are stars that have finished burning hydrogen in their core and have evolved into larger objects. A star’s brightness depends on its temperature and size so giant stars are brighter than stars with a smaller radius but the same temperature. In time these objects will move towards the end of their lives and undergo either a planetary nebula phase or become supernovae. Stars which end their lives with a planetary nebula phase become a type of stellar remnant called a white dwarf. Such objects are much smaller than stars of the same temperature and thus are fainter and are found significantly below the main sequence. Stars which end their lives as supernovae become either black holes or neutron stars. These are not shown on this plot.
Crédito: IAU OAE/Niall Deacon
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