ผลต่างระหว่างรุ่นของ "อุณหภูมิยังผล"

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
Tinuviel (คุย | ส่วนร่วม)
ไม่มีความย่อการแก้ไข
SieBot (คุย | ส่วนร่วม)
โรบอต เพิ่ม: ja:有効温度
บรรทัด 58: บรรทัด 58:
[[en:Effective temperature]]
[[en:Effective temperature]]
[[es:Temperatura efectiva]]
[[es:Temperatura efectiva]]
[[ko:유효온도]]
[[it:Temperatura effettiva]]
[[it:Temperatura effettiva]]
[[ja:有効温度]]
[[ko:유효온도]]
[[lt:Efektinė temperatūra]]
[[lt:Efektinė temperatūra]]
[[pl:Temperatura efektywna (fizyka)]]
[[pl:Temperatura efektywna (fizyka)]]

รุ่นแก้ไขเมื่อ 11:23, 3 ตุลาคม 2552

อุณหภูมิยังผล (อังกฤษ: Effective Temperature) ของวัตถุเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์คืออุณภูมิที่หาได้จากพลังงานทั้งหมดของการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำ[1] อุณหภูมิยังผลจะใช้บ่อยในการประมาณอุณหภูมิของวัตถุเมื่อไม่ทราบโค้งการแผ่รังสี (emissivity curve) (ที่เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่น)

ดาวฤกษ์

อุณหภูมิยังผลหรืออุณหภูมิวัตถุดำของดวงอาทิตย์(5777 K) คืออุณหภูมิของวัตถุดำที่ให้ผลลัพธ์เท่ากับกำลังการแผ่รังสีทั้งหมด

อุณหภูมิยังผลของดาวฤกษ์คืออุณหภูมิของวัตถุดำที่มีฟลักซ์พื้นผิว () เป็นไปตามกฏของสเตฟาน-โบลทซ์มาน. เมื่อกำลังส่องสว่างของดาว , เมื่อ คือรัศมีของดาว [2] นิยามของรัศมีของดาวไม่ตรงไปตรงมาอย่างแน่ชัด อุณหภูมิยังผลที่แม่นยำมากกว่าสัมพันธ์กับอุณหภูมิที่รัศมีที่นิยามโดย Rosseland optical depth[3] [4] อุณหภูมิยังผลและกำลังส่องสว่างเป็นตัวแปรฟิสิกส์พื้นฐานที่ใช้ในการระบุตำแหน่งของดาวใน HR Diagram ทั้งอุณหภูมิยังผลและกำลังส่องสว่างตามความเป็นจริงแล้วยังขึ้นอยู่กับองค์ประกอบทางเคมีของดาวด้วย

อุณหภูมิยังผลของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 5780 K [5][6] ดาวฤกษ์จริง ๆ แล้วจะมีการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิเมื่อเทียบกับระยะทางจากใจกลางถึงชั้นบรรยากาศ อุณหภูมิที่ใจกลางของดวงอาทิตย์ที่เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ประมาณ 15 000 000 K

ดัชนีสีของดาวจะชี้ให้เห็นถึงอุณหภูมิของมันจากที่เย็นมาก (ดาวมาตรฐาน) หรือดาวแดงที่มีชนิดสเปกตรัม M ที่แผ่รังสีในช่วงคลื่นอินฟราเรดไปจนถึงดาวน้ำเงินที่มีชนิดสเปกตรัม O ที่แผ่รังสีมากในช่วงคลื่นอุลตราไวโอเล็ต อุณหภูมิยังผลของดาวจะแสดงถึงปริมาณพลังงานที่ดาวแผ่ออกมาต่อหน่วยพื้นที่บนพื้นผิว ลำดับชนิดสเปกตรัมจากดาวที่ร้อนที่สุดจนถึงดาวเย็นที่สุดคือ O, B, A, F, G, K, M (Oh Be A Fine Girl Kiss Me)

ดาวฤกษ์แดงอาจจะเป็นดาวแคระแดง ดาวที่อ่อนกำลังในการผลิตพลังงานและมีพื้นที่ผิวน้อยหรืออาจจะเป็นดาวยักษ์ที่ขยายตัวใหญ่ (Supergiant star) เช่น AntaresหรือBetelgeuseจะผลิตพลังงานปริมาณมหาศาลแต่ต้องผ่านพื้นผิวใหญ่มากออกมาทำให้ดาวแผ่พลังงานต่อพื้นผิวน้อย ดาวที่อยู่ใกล้ ๆ กับกึ่งกลางของสเปกตรัมเช่นดวงอาทิตย์ที่มีขนาดปานกลางหรือ Capella ที่มีขนาดใหญ่ (Giant star) จะแผ่พลังงานต่อพื้นผิวมากกว่าดาวแคระแดงที่อ่อนกำลังหรือดาวยักษ์ใหญ่แต่จะน้อยกว่าดาวฤกษ์สีขาวหรือน้ำเงินเช่น Vega หรือ Rigel มาก

ดาวเคราะห์

อุณหภูมิยังผลของดาวเคราะห์จะสามารถคำนวณได้จากการเท่ากันของกำลังจากที่ดาวเคราะห์ได้รับและกำลังจากการปลดปล่อยโดยวัตถุดำมีมีอุณหภูมิ T

ให้ดาวเคราะห์อยู่หากจากดาวฤกษ์ที่มีกำลังส่องสว่าง L เป็นระยะทาง D

สมมติว่าดาวฤกษ์แผ่พลังงานคงที่และดาวเคราะห์อยู่ห่างจากดาวฤกษ์ การดูดกลืนกำลังของพลังงานโดยดาวเคราะห์จะแก้โดยให้ดาวเคราะห์เป็นแผ่นกลมรัศมี rที่ตัดกับกำลังของพลังงานบางส่วนที่ถูกแผ่ออกจากพื้นผิวเป็นทรงกลมรัศมี D เราจะอนุญาตให้ดาวเคราะห์สะท้อนกำลังของพลังงานบางส่วนจากที่ได้รับมาโดยการกำหนดตัวแปรอีกตัวหนึ่งเรียกว่าอัลบีโด อัลบีโดมีค่า 1 จะหมายถึงพลังงานทั้งหมดที่ได้รับมาถูกสะท้อนออกไปทั้งหมดโดยไม่มีการดูดกลืน ส่วนอัลบีโดมีค่า 0 หมายถึงพลังงานทั้งหมดที่ได้รับมาจะถูกดูดกลืนทั้งหมด ในเทอมของการดูดกลืนกำลังของพลังงานคือ

การสมมติของเราต่อไปคือเราสามารถกำหนดว่าดาวเคราะห์ทั้งหมดมีอุณหภูมิ T เดียวกัน และดาวเคราะห์มีการแผ่รังสีได้อย่างวัตถุดำ ในเทอมของการปลดปล่อยกำลังของพลังงานของดาวเคราะห์คือ

การทำให้สองเทอมนี้เท่ากันและทำการจัดรูปใหม่เราก็จะได้เทอมสำหรับการคำนวณหาอุณหภูมิยังผลของดาวเคราะห์คือ

หมายเหตุ-รัศมีของดาวเคราะห์จะถูกตัดหายไปในเทอมสุดท้าย

อุณหภูมิยังผลของดาวพฤหัสบดีคือ 112 K และอุณหภูมิยังผลของ 51 Pegasi b (Bellerophon) คือ 1258 K อุณหภูมิจริงจะขึ้นอยู่กับอัลบีโด ชั้นบรรยากาศและความร้อนภายในของดาว อุณหภูมิจริงจากการวิเคราะห์สเปกตรัมของดาว HD 209458 b (Osiris) คือ 1130K แต่อุณหภูมิยังผลคือ 1359 K ความร้อนภายในที่อยู่ภายในดาวพฤหัสบดี 40K จะถูกรัวมกับอุณหภูมิยังผลคือ 112K ทำให้ได้ผลลัพธ์คือ 152 K เป็นอุณหภูมิจริงของดาวเคราะห์

ดูเพิ่ม

อ้างอิง

  1. Archie E. Roy, David Clarke (2003). Astronomy. CRC Press. ISBN 9780750309172.
  2. Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. p. 16. ISBN 0521458854.
  3. Böhm-Vitense, Erika. Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution. Cambridge University Press. p. 14.
  4. Baschek. "The parameters R and Teff in stellar models and observations".
  5. "Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse". Handbook of Chemistry and Physics (88 ed.). CRC Press. {{cite book}}: ระบุ |section= และ |chapter= มากกว่าหนึ่งรายการ (help)
  6. Jones, Barrie William (2004). Life in the Solar System and Beyond. Springer. p. 7. ISBN 1852331011.

แหล่งข้อมูลอื่น