有効温度
放射率と大気の温室効果を表している因子をεとすると、εの値は完璧な黒体として1から0の範囲となり、すべての入射熱量を放出する惑星の場合は1となる。ステファン・ボルツマンの法則は、惑星が放射する熱量の式を与える。
P r a d = A r a d ε σ T 4 {\displaystyle P_{\rm {rad}}=A_{\rm {rad}}\varepsilon \sigma T^{4}}
これらの2つの式を等式化し、並べ替えると表面温度の式を与える。
T = ( A a b s A r a d L ( 1 − a ) 4 π σ ε D 2 ) 1 4 {\displaystyle T=\left({\frac {A_{\rm {abs}}}{A_{\rm {rad}}}}{\frac {L(1-a)}{4\pi \sigma \varepsilon D^{2}}}\right)^{\tfrac {1}{4}}}
二つの定数の割合を注意のこと。この定数の比率は、一般的な前提条件で、高速回転体で1/4(球の断面積/球の表面積)とゆっくりとした回転体または太陽に照らされた側が固定された天体での1/2である。この比率は、太陽の直下の惑星上の点で惑星に最高温度を与える太陽直下点(en:subsolar point)で1となる。