代表的な星の温度の定義。
星の半径を $R$、光度を $L$ とするとき、

$$
L=4\pi R^2 \sigma T_e^4
$$

となる $T_e$ が有効温度である。ここで $\sigma$ はシュテファン-ボルツマン定数。これは、半径 $R$ の黒体球から光度 $L$ の放射を得るのに必要な黒体の温度である。有効温度は惑星でも使われる。