ผลต่างระหว่างรุ่นของ "อุณหภูมิยังผล"
ลไม่มีความย่อการแก้ไข |
AlphamaBot (คุย | ส่วนร่วม) →แหล่งข้อมูลอื่น: Alphama Tool |
||
บรรทัด 52: | บรรทัด 52: | ||
{{ดาวฤกษ์}} |
{{ดาวฤกษ์}} |
||
[[หมวดหมู่:อุณหพลศาสตร์]] |
|||
[[หมวดหมู่:ประเภทของดาวฤกษ์]] |
[[หมวดหมู่:ประเภทของดาวฤกษ์]] |
||
[[หมวดหมู่:การแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]] |
[[หมวดหมู่:การแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า]] |
รุ่นแก้ไขเมื่อ 20:00, 20 กันยายน 2557
บทความนี้อาจต้องการตรวจสอบต้นฉบับ ในด้านไวยากรณ์ รูปแบบการเขียน การเรียบเรียง คุณภาพ หรือการสะกด คุณสามารถช่วยพัฒนาบทความได้ |
อุณหภูมิยังผล (อังกฤษ: Effective Temperature) ของวัตถุเช่นดาวฤกษ์หรือดาวเคราะห์คืออุณภูมิที่หาได้จากพลังงานทั้งหมดของการแผ่คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำ[1] อุณหภูมิยังผลจะใช้บ่อยในการประมาณอุณหภูมิของวัตถุเมื่อไม่ทราบโค้งการแผ่รังสี (emissivity curve) (ที่เป็นฟังก์ชันของความยาวคลื่น)
ดาวฤกษ์
อุณหภูมิยังผลของดาวฤกษ์คืออุณหภูมิของวัตถุดำที่มีฟลักซ์พื้นผิว () เป็นไปตามกฎของสเตฟาน-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 Antares หรือ Betelgeuse จะผลิตพลังงานปริมาณมหาศาลแต่ต้องผ่านพื้นผิวใหญ่มากออกมาทำให้ดาวแผ่พลังงานต่อพื้นผิวน้อย ดาวที่อยู่ใกล้ ๆ กับกึ่งกลางของสเปกตรัมเช่นดวงอาทิตย์ที่มีขนาดปานกลางหรือ Capella ที่มีขนาดใหญ่ (Giant star) จะแผ่พลังงานต่อพื้นผิวมากกว่าดาวแคระแดงที่อ่อนกำลังหรือดาวยักษ์ใหญ่แต่จะน้อยกว่าดาวฤกษ์สีขาวหรือน้ำเงินเช่น Vega หรือ Rigel มาก
ดาวเคราะห์
อุณหภูมิยังผลของดาวเคราะห์จะสามารถคำนวณได้จากการเท่ากันของกำลังจากที่ดาวเคราะห์ได้รับและกำลังจากการปลดปล่อยโดยวัตถุดำมีมีอุณหภูมิ T
ให้ดาวเคราะห์อยู่หากจากดาวฤกษ์ที่มีกำลังส่องสว่าง L เป็นระยะทาง D
สมมติว่าดาวฤกษ์แผ่พลังงานคงที่และดาวเคราะห์อยู่ห่างจากดาวฤกษ์ การดูดกลืนกำลังของพลังงานโดยดาวเคราะห์จะแก้โดยให้ดาวเคราะห์เป็นแผ่นกลมรัศมี r ที่ตัดกับกำลังของพลังงานบางส่วนที่ถูกแผ่ออกจากพื้นผิวเป็นทรงกลมรัศมี D เราจะอนุญาตให้ดาวเคราะห์สะท้อนกำลังของพลังงานบางส่วนจากที่ได้รับมาโดยการกำหนดตัวแปรอีกตัวหนึ่งเรียกว่าอัลบีโด หากอัลบีโดมีค่าเป็น 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
- ↑ Archie E. Roy, David Clarke (2003). Astronomy. CRC Press. ISBN 9780750309172.
- ↑ Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. p. 16. ISBN 0521458854.
- ↑ Böhm-Vitense, Erika. Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution. Cambridge University Press. p. 14.
- ↑ Baschek. "The parameters R and Teff in stellar models and observations".
- ↑ "Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse". Handbook of Chemistry and Physics (88 ed.). CRC Press.
{{cite book}}
: ระบุ|section=
และ|chapter=
มากกว่าหนึ่งรายการ (help) - ↑ Jones, Barrie William (2004). Life in the Solar System and Beyond. Springer. p. 7. ISBN 1852331011.