b"\n_START_ARTICLE_\nTemperatura efficace\n_START_PARAGRAPH_\nIn astrofisica la temperatura efficace di una stella \xc3\xa8 la temperatura di un corpo nero  con la stessa luminosit\xc3\xa0 per unit\xc3\xa0 di area () della stella.\n_START_SECTION_\nDescrizione\n_START_PARAGRAPH_\nUna stella non \xc3\xa8 un corpo nero, ma il suo spettro pu\xc3\xb2 essere confrontato con quello di un corpo nero a cui sono sovrapposte diverse linee di assorbimento. Le linee di assorbimento sono dovute alle transizioni atomiche (e molecolari, nelle stelle pi\xc3\xb9 fredde) degli elementi presenti nell'atmosfera della stella stessa. Poich\xc3\xa9 lo spettro di una stella pu\xc3\xb2 essere approssimativamente rapportato a quello di un corpo nero, \xc3\xa8 conveniente definire la temperatura efficace come la temperatura che avrebbe un corpo nero con la stessa luminosit\xc3\xa0 per unit\xc3\xa0 di area della stella. Vi \xc3\xa8 da aggiungere che il Sole, in realt\xc3\xa0, rispetto ad un ipotetico corpo nero con la stessa temperatura effettiva ha picchi maggiormente tendenti alle frequenze blu dello spettro visibile e, facendo le debite contestualizzazioni, emette meno nell'ultravioletto invisibile._NEWLINE_La temperatura efficace \xc3\xa8 definita in accordo con la legge di Stefan-Boltzmann ._NEWLINE_La luminosit\xc3\xa0 totale (bolometrica) della stella si ottiene integrando la luminosit\xc3\xa0 per unit\xc3\xa0 di area su tutta la superficie della stella () ed \xc3\xa8 pertanto , dove  \xc3\xa8 il raggio della stella._NEWLINE_La definizione di raggio stellare non \xc3\xa8 banale poich\xc3\xa9 le stelle sono corpi gassosi. In maniera pi\xc3\xb9 rigorosa, la temperatura effettiva corrisponde alla temperatura della stella al raggio  definito dalla profondit\xc3\xa0 ottica di Rosseland. La temperatura effettiva e la luminosit\xc3\xa0 bolometrica sono i due parametri fondamentali necessari per identificare una stella sul diagramma Hertzsprung-Russell._NEWLINE_La temperatura efficace del Sole \xc3\xa8 5777 kelvin (K). Le stelle in realt\xc3\xa0 hanno un gradiente di temperatura, partendo dal nucleo (ove avvengono le reazioni nucleari, ad un temperatura di circa 15 milioni di gradi per il Sole) fino alle superficie che come si \xc3\xa8 detto \xc3\xa8 identificata dal raggio ."