A
temperatura efetiva de uma
estrela é a temperatura de um
corpo negro de mesma luminosidade por área de superfície () que a do corpo celeste em questão, de acordo com a
Lei de Stefan-Boltzmann . Observe-se que a luminosidade total (bolométrica) de uma estrela é então de , onde é o
raio estelar. A definição do raio estelar não é obviamente direta. De forma mais rigorosa, a temperatura efetiva corresponde a temperatura no raio que é definido pela profundidade óptica Rosseland. A temperatura efetiva e a luminosidade bolométrica são dois parâmetros físicos fundamentais necessários para situar uma estrela no
diagrama HR. Tanto a temperatura efetiva quanto a luminosidade bolométrica dependem da composição química da estrela.
A temperatura efetiva do
Sol é de cerca de 5780
kelvins (K). Realmente, as estrelas têm um gradiente de temperatura, que vai do núcleo central até a camada mais exterior. A temperatura do núcleo do Sol, onde ocorrem as reações nucleares, é calculado em 15.000.000 K.