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'''유효온도'''(有效溫度)는 [[천체]]의 단위 표면적이 방출하는 [[열복사|복사]] [[에너지]]와 같은 양의 에너지를 방출하는, [[흑체]]의 온도로 정의할 수 있다.<ref>{{웹 인용|url=http://kordic.empas.com/dicsearch/view.html?i=29797900|제목=엠파스 백과사전: 유효온도|확인날짜=2008-07-07}}</ref>

== 항성 ==
[[파일:EffectiveTemperature 300dpi e.png|섬네일|250px|태양의 유효온도 또는 흑체온도(5777K)의 그래프.]]
한 [[항성]]의 유효온도(<math>\mathcal{F}_{Bol}</math>)는 단위 표면적이 방출하는 복사에너지와 동일한 양의 에너지를 방출하는, 흑체의 온도이다. 항성의 유효온도는 [[슈테판-볼츠만 법칙]] <math>\mathcal{F}_{Bol}=\sigma T_{eff}^4</math>으로 정의할 수 있다. 항성의 반지름을 <math>R</math>로 놓을 경우 그 항성의 전(全)복사광도는 <math>L=4 \pi R^2 \sigma T_{eff}^4</math>가 된다. 항성의 [[반지름]]에 대한 정의는 확실하게 정립되어 있지 않다. 유효온도는 항성의 반지름을 [[로슬랜드 광학적 깊이]]로 정의할 때의 온도와 일치한다.<ref>{{서적 인용|제목=항성천체물리학 개론 3권: 항성 구조 및 진화(''Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution'')|성=Erika|이름=Böhm-Vitense|쪽=14|출판사=Cambridge University Press}}</ref><ref>{{웹 인용|제목=The parameters R and Teff in stellar models and observations|성1=B.|이름1=Baschek|성2=M.|이름2=cholz|성3=R.|이름3=Wehrse|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26A...246..374B}}</ref> 유효온도와 [[복사광도]]는 한 항성을 [[HR 도표]] 위에 표시하는 기준이 된다. 실질적으로, 유효온도 및 복사광도 둘 다 항성의 화학적 조성에 영향을 받는다.

우리 [[태양]]의 유효온도는 5780[[켈빈]] 정도이다.<ref>{{서적 인용|장=Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse|출판사=CRC Press|제목=Handbook of Chemistry and Physics|url=http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm|edition=88|확인날짜=2008-10-15|보존url=https://web.archive.org/web/20090511235825/http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm|보존날짜=2009-05-11|url-status=dead}}</ref><ref>{{서적 인용|제목=Life in the Solar System and Beyond|성=Barrie William|이름=Jones|쪽=7|출판사=Springer|연도=2004|isbn=1852331011| url=http://books.google.com/books?id=MmsWioMDiN8C&pg=PA7&dq=%22effective+temperature+of+the+sun%22&lr=&ei=inm8R4vBHYTIyASunImbBQ&sig=U7l2pgwQIqlkMuLIWg1HuTW5AxA}}</ref>
항성들은 내부로 갈수록 서서히 뜨거워지는 온도 [[그래디언트]]를 형성하고 있다. [[태양핵|태양의 중심핵]] 온도([[수소]] [[핵융합]] 작용이 일어나는 장소)는 약 1500만 켈빈일 것으로 추측하고 있다.

한 항성의 [[색지수]]는 빛의 파장 방출량이 대부분 [[적외선]] 영역에 몰려 있는 분광형 M의 차가운 별(이 표현은 항성에 한정된 것으로, 일반적 의미의 '차갑다'와는 다르다)부터, 파장이 대부분 [[자외선]] 영역에 몰려 있는 분광형 O형의 뜨거운 항성까지 다양하다. 항성의 유효온도는 단위 표면적이 방출하는 열 에너지의 양을 나타낸다. 뜨거운 별부터 차가운 별까지를 나타내는 분광형 기호로 가장 많이 쓰이는 것은 O, B, A, F, G, K, M의 7개이다.

붉은 색으로 빛나는 별은 복사 에너지를 미약하게 방출하는 [[적색 왜성]]이거나, 또는 [[안타레스]]나 [[베텔게우스]]처럼 막대한 에너지를 방출하는 [[적색 거성]]일 수도 있다. 적색 거성의 경우 전체적으로 방출하는 에너지량은 부피가 큰 까닭에 적색 왜성보다 훨씬 크지만, 단위 면적 당 방출하는 열 에너지의 양은 적색 왜성과 마찬가지로 적다. 이들보다 유효온도가 좀 더 뜨거운 [[태양]]이나 [[카펠라]]와 같은 별들은 단위 면적 당 방출 에너지의 양은 앞의 적색 왜성, 적색 거성보다는 크지만, [[베가]]나 [[리겔]]과 같은 백색 및 청색 별들보다는 훨씬 작다.

== 행성 ==
한 [[행성]]의 유효온도는, 행성이 받는 에너지와 같은 양의 에너지를 방출하는 흑체의 온도 <var>T</var>로 정의할 수 있다.

광도 <var>L</var>의 항성에서 <var>D</var>만큼 떨어져 있는 한 행성을 예로 들 수 있다. 항성은 균일하게 전 방향으로 에너지를 방출하며, 행성은 항성으로부터 멀리 떨어져 있고, 반지름 <var>r</var>의 행성이 반지름 <var>D</var>의 구체 표면에 퍼지는 항성의 에너지를 대신 받는다고 가정한다. 그런데 행성은 항성으로부터 받는 에너지의 일부를 반사하며, 이를 수치로 표현한 것이 [[반사도]]이다. 반사도 1은 모든 복사 에너지를 반사하는 것이며, 반사도 0은 모든 에너지를 흡수한다는 의미이다. 반사도를 <var>A</var>로 표시하면, 행성이 흡수하는 에너지는 다음과 같이 나타낼 수 있다.

:<math>P_{abs} = \frac {L r^2 (1-A)}{4 D^2}</math>

다음으로 행성 전체의 온도 <var>T</var>는 균일하며 흑체처럼 에너지 복사를 한다고 가정하면, 행성이 방출하는 복사 에너지는 다음 식과 같이 나타낼 수 있다.

:<math>P_{rad} = 4 \pi r^2 \sigma T^4</math>

앞의 두 식을 이용하여, 유효 온도 <var>T</var>는 다음과 같이 정의할 수 있다.(반지름은 약분되어 소거됨)

:<math>T = \left (\frac{L (1-A)}{16 \pi \sigma D^2} \right )^{\tfrac{1}{4}}</math>

[[목성]]의 유효온도는 112켈빈이며, [[페가수스자리 51b]]의 유효온도는 1258켈빈에 이른다. 실제 온도는 해당 천체의 반사도, [[대기]], [[내부열]]과 같은 요소에 따라 이론과는 다르게 나타날 수 있다. 예를 들어 [[HD 209458 b]](오시리스)의 흑체온도는 1359K이지만, 분광학적 분석을 통한 실제 온도는 1130K이다.

목성의 경우, 흑체온도 112K에 내부열 온도 40K를 합쳐 실제 온도는 152K로 나타난다.

== 같이 보기 ==
* [[색온도]]
* [[밝기온도]]

== 참고 문헌 ==
<references/>

== 외부 링크 ==
* [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..8504C 태양형 항성들의 유효온도]
* [https://web.archive.org/web/20060906083917/http://ijolite.geology.uiuc.edu/05SprgClass/geo116/8-1.pdf 행성들의 유효온도]

{{항성}}

{{전거 통제}}

[[분류:항성천문학]]