유효 온도

별이나 행성과 같은 물체의 유효 온도는 동일한 양의 전자기 ^[1]방사선을 방출할 수 있는 검은 물체의 온도입니다.유효 온도는 (파장의 함수로써) 물체의 방사율 곡선을 알 수 없을 때 물체의 표면 온도를 추정하는 데 종종 사용됩니다.

해당 파장 대역에서 항성이나 행성의 순방사율이 단일성(흑체보다 작음)보다 작을 경우, 실제 체온은 유효 온도보다 높아집니다.순방출률은 온실 효과를 포함한 표면 또는 대기 특성으로 인해 낮을 수 있다.

별

별의 유효 온도는 별과 표면적당 광도(F_Bol)가 같은 흑체의 온도이며 스테판-볼츠만의 법칙_Bol F = δT에_eff⁴ 따라 정의된다.이때 별의 총(쌍곡선) 광도는 L = 4µRµT이며²_eff⁴, 여기서 R은 별의 ^[2]반지름이다.별의 반지름의 정의는 분명 간단하지 않다.보다 엄밀하게는 유효온도는 항성 대기 ^[3][4]내 로스랜드 광학적 깊이(일반적으로 1)의 특정 값으로 정의되는 반지름의 온도에 해당합니다.헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에 별을 배치하는 데 필요한 두 가지 기본적인 물리적 매개변수는 유효 온도와 광도입니다.유효 온도와 광도 모두 별의 화학적 조성에 따라 달라집니다.

우리 태양의 유효 온도는 약 5780 켈빈(K)^[5][6]입니다.국제천문연맹이 권장하는 값은 5772±0.8K로^[7] 중심핵에서 대기권까지 온도 구배가 감소합니다.핵반응이 일어나는 태양의 중심 온도인 태양의 "핵심 온도"는 15,000,000 K로 추정된다.

별의 색지수는 적외선을 많이 방출하는 매우 차가운 적색 M별부터 자외선 주로 방출되는 매우 뜨거운 청색 O별까지 온도를 나타냅니다.다양한 색 효과적 온도 관계가 문헌에 존재합니다.이러한 관계는 또한 별의 금속성 및 표면 ^[8]중력과 같은 다른 항성 매개변수에 대한 의존성이 더 작습니다.별의 유효 온도는 별이 표면적의 단위당 방출하는 열의 양을 나타냅니다.가장 따뜻한 표면에서 가장 차가운 표면은 O, B, A, F, G, K, M으로 알려진 일련의 항성 분류입니다.

적색 별은 작은 적색 왜성일 수 있으며, 에너지 생성량이 약하고 표면이 작을 수도 있고, 안타레스나 베텔게우스 같은 거대하거나 심지어 초거성일 수도 있습니다. 이 별은 훨씬 더 큰 에너지를 생성하지만 표면적 단위당 방사선이 거의 방출되지 않을 정도로 큰 표면을 통과합니다.작은 태양이나 거성 카펠라와 같은 스펙트럼의 중간 근처에 있는 별은 약한 적색 왜성이나 비대해진 초거성보다는 표면적의 단위당 더 많은 에너지를 방출하지만, 베가나 리겔과 같은 흰색 또는 파란색 별보다는 훨씬 적다.

행성

흑체 온도

행성의 유효(흑체) 온도를 구하려면 행성이 받는 전력을 온도 T의 흑체가 방출하는 알려진 전력과 동일시하여 계산할 수 있습니다.

별에서 D 떨어진 광도 L의 행성을 예로 들어보자.

항성이 등방적으로 복사하고 행성이 별로부터 멀리 떨어져 있다고 가정하면, 행성에 의해 흡수된 힘은 행성을 반지름 r의 원반으로 간주함으로써 주어집니다. 반지름 r의 원반은 반지름 D의 구(별에서 행성의 거리)의 표면에 퍼져 있는 힘의 일부를 차단합니다.계산에서는 행성이 알베도(a)라고 불리는 매개변수를 통합하여 들어오는 방사선의 일부를 반사한다고 가정한다.알베도가 1이면 모든 방사선이 반사되고, 알베도가 0이면 모든 방사선이 흡수됨을 의미합니다.흡수된 전력의 표현은 다음과 같습니다.

${\displaystyle P_{\rm {abs}} = flac {Lr^{2}(1-a)} {4D^{2}}}}:$

다음으로 생각할 수 있는 가정은 행성 전체가 같은 온도 T에 있고행성은 흑체로 복사된다는 것입니다.Stefan-Boltzmann 법칙은 행성이 방사하는 힘을 다음과 같이 표현합니다.

${\displaystyle P_{\rm {rad}}=4\pi r^{2}\display T^{4}$

이 두 식을 동일시하고 정렬하면 유효 온도를 알 수 있습니다.

${\displaystyle T=sqrt[{4}}{\frac {L(1-a)}{16\pi \pi D^{2}}}}$

여기서$\delta {\displaystyle }$(\$displaystyle \sigma)$는 스테판-볼츠만 상수입니다.행성의 반지름은 최종 표현식 중 취소되었습니다.

이 계산에서 목성의 유효 온도는 88 K이고 51 페가시 b(벨레로폰)는 1,258 ^{[citation needed]}K이다.목성과 같은 일부 행성에 대한 유효 온도의 더 나은 추정은 내부 열을 전력 입력으로 포함할 필요가 있습니다.실제 온도는 알베도와 대기의 영향에 따라 달라집니다.HD 209458 b(오시리스)의 분광 분석의 실제 온도는 1,130 K이지만 유효 온도는 1,359 ^{[citation needed]}K이다.목성의 내부 가열은 유효 온도를 약 152 ^{[citation needed]}K로 높인다.

행성의 표면 온도

행성의 표면 온도는 방사율과 온도 변동을 고려하도록 유효 온도 계산을 수정하여 추정할 수 있습니다.

항성의 힘을 흡수하는 행성의 면적은_abs A로 총 표면적_total A = 4µr의² 일부이며, 여기서 r은 행성의 반지름이다.이 영역은 반지름 D의 구 표면에 분산되어 있는 전력의 일부를 차단합니다.우리는 또한 알베도라고 불리는 매개 변수 a를 포함시킴으로써 행성이 들어오는 방사선의 일부를 반사할 수 있게 한다.알베도가 1이면 모든 방사선이 반사되고, 알베도가 0이면 모든 방사선이 흡수됨을 의미합니다.흡수된 전력의 표현은 다음과 같습니다.

$({displaystyle P_{\rm {abs}}=subsfrac {LA_{\rm {abs}}(1-a)}}{4\pi D^{2}}})$

다음 가정은 행성 전체가 같은 온도는 아니지만 마치 지구 전체 면적의 일부인 영역_rad A에 온도 T가 있는 것처럼 복사된다는 것입니다.대기 영향을 나타내는 방사율인 δ인자도 있다.θ의 범위는 1부터 0까지이며, 1은 행성이 완벽한 흑체이며 모든 입사 동력을 방출한다는 것을 의미한다.Stefan-Boltzmann 법칙은 행성이 방사하는 힘을 다음과 같이 표현합니다.

${\displaystyle P_{\rm {rad}}=A_{\rm {rad}}\varepsilon \sigma T^{4}$

이 두 식을 동일시하고 정렬하면 표면 온도를 알 수 있습니다.

${\displaystyle T=sqrt[{4}}{\frac {A_{\rm {abs}}}{A_{\rm {rad}}}{\frac {L(1-a)}}{4\pi \sigma \varepsilon D^{2}}}}}}$

두 영역의 비율을 기록해 두십시오.이 비율의 일반적인 가정은 다음과 같습니다.1/4은 빠르게 회전하는 바디의 경우이고 1/2는 천천히 회전하는 바디의 경우이거나 햇빛이 비치는 쪽의 깔끔하게 잠긴 바디의 경우입니다.이 비율은 태양 바로 아래에 있는 행성의 점인 아태양점에 대해 1이 되며 행성의 최대 온도를 제공합니다. 즉, 빠르게 회전하는 ^[9]행성의 유효 온도보다 2(1.414) 이상 높습니다.

또한 이 방정식은 방사성 붕괴와 같은 선원에서 직접 발생할 수 있고 조력에서 발생하는 마찰로부터 발생할 수 있는 행성의 내부 가열의 영향을 고려하지 않는다.

지구 유효 온도

지구의 알베도는 약 0.306이다.^[10]방사율은 지표면의 종류에 따라 달라지며, 많은 기후 모델들은 지구의 방사율을 1로 설정한다.그러나 보다 현실적인 값은 0.96입니다.^[11]지구는 상당히 빠른 회전자이기 때문에 면적비는 1/4로 추정할 수 있다.다른 변수는 상수입니다.이 계산을 통해 지구의 유효 온도는 252 K(-21 °C)입니다.지구의 평균 온도는 288K(15°C)입니다.두 값 사이의 차이점에 대한 한 가지 이유는 지구 표면의 평균 온도를 높이는 온실 효과 때문이다.

「 」를 참조해 주세요.

• 휘도 온도
• 색온도
• 뜨거운 항성 목록
• Wikdiversity 대기 유지에 관한 학습 자료

레퍼런스

외부 링크

• 태양형 별의 유효 온도 척도
• 행성의 표면 온도
• 행성 온도 계산기