行星平衡温度是一个理论上的温度，如果行星是一个仅由其母星加热的黑体，行星将达到该温度。 在这个模型中，大气层的存在与否是无关紧要的，因为平衡温度纯粹是根据与入射恒星能量的平衡来计算的。

其他作者对这个概念使用了不同的名称，例如行星的等效黑体温度，或行星的有效辐射发射温度。 行星平衡温度不同于全球平均温度和地表气温，后者是通过卫星或地面仪器观测测量的，并且可能由于温室效应而高于平衡温度。

考虑一颗围绕其主恒星运行的行星。 恒星各向同性地发射辐射，并且部分辐射到达行星。 到达行星的辐射量称为入射太阳辐射 I o  。 这颗行星的反照率取决于其表面和大气的特性，因此只吸收一小部分辐射。 行星吸收未被反照率反射的辐射，并升温。 根据斯特凡-玻尔兹曼定律，人们可能会假设行星在某个温度下像黑体一样辐射能量。 当恒星提供的能量等于行星发出的能量时，就存在热平衡。 发生这种平衡的温度是行星平衡温度。

行星从恒星吸收的太阳通量等于行星发射的通量：

F a b s = F e m i t

假设入射阳光的一部分根据行星的邦德反照率 A B被反射：

( 1 − A B ) F s o l a r = F e m i t

其中 F s o l a r代表面积和时间平均的入射太阳通量，可以表示为：

F s o l a r = I o / 4

上述公式中的 1/4 系数来自于这样一个事实，即在任何时刻只有一个半球被点亮（产生 1/2 的系数），以及对入射阳光在被照亮的半球上的角度进行积分（产生 1/2 的另一个因数）。

假设行星在某个平衡温度 T e q下根据 Stefan–Boltzmann 定律辐射为黑体，吸收和输出通量的平衡产生：

( 1 − A B ) ( I o 4 ) = σ T e q 4其中 σ  是 Stefan-Boltzmann 常数。

重新排列上述等式以找到平衡温度导致：

T e q = ( I o ( 1 − A B ) 4 σ ) 1 / 4

对于围绕另一颗恒星的行星，I o不是一个容易测量的量。 为了找到这样一颗行星的平衡温度，将主恒星的辐射也近似为黑体可能是有用的，这样：

F s t a r = σ T s t a r 4

恒星的光度 ( L) 可以通过对恒星表观亮度的观测来测量，然后可以写成：

L = 4 π R s t a r 2 σ T s t a r 4 其中 通量已乘以恒星的表面积。

要找到行星上的入射恒星通量 I x ，在距恒星 a的某个轨道距离处，可以除以半径为球体的表面积

如果恒星的光度是通过光度观测获知的，那么必须确定的其他剩余变量是邦德反照率和行星的轨道距离。 系外行星的键合反照率可以通过凌日系外行星的通量测量来限制，并且将来可以从系外行星的直接成像和几何反照率的转换中获得。 行星的轨道特性可以通过径向速度和凌日周期测量来测量。