[拼音]：hengxing wendu
[外文]：stellar temperature
确定恒星的温度是天体物理学最重要的课题之一。实测只能获得恒星大气层的温度，内部温度则必须通过理论分析来估算。关于恒星的温度有许多不同的定义，用得最多的是有效温度Tθ，即与恒星具有同样总辐射流F和同样半径的绝对黑体的温度。一般可认为它代表恒星光球层的温度，实际上这种温度应看作是各个层次的某种平均温度。它可以根据斯忒藩公式F=σT挮推求出来，其中σ =5.67×10-5尔格／(秒·厘米2·度4)，是斯忒藩-玻耳兹曼常数。由于地球大气和仪器均存在严重的吸收及其他问题，恒星总辐射流F很难求得，所以Tθ也难求出。有时，可用公式 lgTθ=lgT嫯—0.1ΔMV+0.1Δ(BC)—0.5lg(θ/θ嫯)来计算Tθ。式中T嫯和θ嫯分别为太阳的有效温度和角直径，△Mv和△(BC)分别为恒星与太阳的绝对目视星等（见星等）的差和热改正的差，θ为恒星的角直径。
由于Tθ不易测定，所以还要定义下列几种温度:
（1）色温度Tc是一定波段内的连续谱形状与恒星相同的绝对黑体的温度。
（2）梯度温度或特征温度Tg是给定波长λ处的绝对梯度 
与恒星在同一波长处的绝对梯度
相等的绝对黑体的温度。其中C2=1.4398厘米·度，E(λ)为恒星在λ处的能量分布。
（3）辐射温度Tr是在一定波段和单位时间、单位面积内的辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。由于恒星并非黑体，所以不同波段的辐射温度是不同的。显然利用全波段求得的热辐射温度就是有效温度。
（4）亮温度Tb，又称黑体温度，是在任何波长λ单位面积、单位时间内辐射流量与恒星相同的绝对黑体的温度。
（5）激发温度或电离温度是根据恒星大气中同一元素的不同激发态的谱线（或同一元素的不同电离级的谱线）的强度比与恒星大气的温度相关性来确定的温度。由于恒星光谱正是根据光谱中吸收线的种类和谱线强度比来分类的，所以可直接由光谱型来确定这种温度（不过谱线的强度比还与恒星的大气压力有关）。
（6）动力学温度Tk是根据恒星大气中质量为m 的质点的平均动能
来定义的温度，其中堹为质点的均方根速度，k=1.38×10-16尔格/度为玻耳兹曼常数。
在上述各种温度中，Tc和Tg最容易求得。如果知道了恒星大气中的连续吸收系数，就可求出各种温度之间的互换关系。可以看出，恒星的温度与其光谱型有直接的联系，因此光谱分类中的光谱型又常叫作温度型（见恒星光谱分类、恒星光谱）。知道恒星的光谱型便可大致地估计出它的温度。
- 参考书目
- D. F. Gray， The Observation and analysis of stellar photospheres，pp.359～375，John wiley and Sons，New York，1976.
