Temperatura efectivă

În astrofizică , temperatura efectivă a unei stele este temperatura culorii ^[1] a stelei.

Spațiul de cromaticitate x, y CIE 1931 . Sunt evidențiate, de asemenea, cromaticitățile emisiilor de lumină ale unui corp negru la diferite temperaturi și unele linii de temperatură constantă a culorii.

Temperatura efectivă sau temperatura corpului negru a Soarelui (5777 K) este temperatura pe care ar trebui să o aibă un corp negru de aceeași dimensiune pentru a emite aceeași cantitate totală de energie.

Descriere

O stea nu este un corp negru, dar spectrul său poate fi comparat cu cel al unui corp negru pe care sunt suprapuse mai multe linii de absorbție. Liniile de absorbție se datorează tranzițiilor atomice (și moleculare, în stelele mai reci) ale elementelor prezente în atmosfera stelei. Deoarece spectrul unei stele poate fi aproximativ asociat cu cel al unui corp negru, este convenabil să se definească temperatura efectivă ca temperatura pe care ar avea-o un corp negru cu aceeași luminozitate pe unitate de suprafață a stelei. Trebuie adăugat că Soarele, în realitate, în comparație cu un corp negru ipotetic cu aceeași temperatură efectivă, are vârfuri care tind mai mult la frecvențele albastre ale spectrului vizibil și, făcând contextualizările necesare, emite mai puțin în ultravioletul invizibil.

Temperatura efectivă este temperatura echivalentă a unui corp negru ideal (de emisivitate unitară) care are aceeași strălucire ca steaua. Conform legii lui Ștefan :

T_{eff}\equiv \left({\frac {q}{\sigma }}\right)^{\frac {1}{4}}

{\ displaystyle T_ {eff} \ equiv \ left ({\ frac {q} {\ sigma}} \ right) ^ {\ frac {1} {4}}}

{\ displaystyle T_ {eff} \ equiv \ left ({\ frac {q} {\ sigma}} \ right) ^ {\ frac {1} {4}}}

,

unde este $q$ ${\ displaystyle q}$ $q$ este emisia . Luminozitatea totală (bolometrică) a stelei se obține prin integrarea luminozității pe unitate de suprafață pe întreaga suprafață a stelei ( $4\pi R^{2}$ ${\ displaystyle 4 \ pi R ^ {2}}$ ${\ displaystyle 4 \ pi R ^ {2}}$ ) și este deci $L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}$ ${\ displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T_ {eff} ^ {4}}$ ${\ displaystyle L = 4 \ pi R ^ {2} \ sigma T_ {eff} ^ {4}}$ , unde este $R.$ ${\ displaystyle R}$ $R.$ este raza stelei. ^[2]

Definiția unei raze stelare nu este banală, deoarece stelele sunt corpuri gazoase. Mai strict, temperatura reală corespunde temperaturii stelei la fascicul $R.$ ${\ displaystyle R}$ $R.$ definit de profunzimea optică Rosseland . ^[3] ^[4] Temperatura reală și luminozitatea bolometrică sunt cei doi parametri fundamentali necesari pentru identificarea unei stele pe diagrama Hertzsprung-Russell .

Temperatura efectivă a Soarelui este de 5777 kelvini (K). ^[5] ^[6] Stelele au de fapt un gradient de temperatură, începând de la nucleu (unde au loc reacții nucleare , la o temperatură de aproximativ 15 milioane de grade pentru Soare) până la suprafață, care, după cum sa menționat, este identificată prin rază $R.$ ${\ displaystyle R}$ $R.$ .

Notă

^ Archie E. Roy, David Clarke, Astronomy , CRC Press, 2003, ISBN 978-0-7503-0917-2 .
^ Roger John Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .
^ Erika Böhm-Vitense, Introducere în astrofizică stelară, Volumul 3, Structura și evoluția stelară , Cambridge University Press , p. 14.
^ Baschek, Parametrii R și Teff în modele și observații stelare .
^ (RO) Secțiunea 14: Geofizică, astronomie și acustică; secțiunea 14-18: Iradianța spectrală solară , în Manualul de chimie și fizică , ediția a 88-a, CRC Press (arhivat din original la 11 mai 2009) .
^ (EN) Barrie William Jones, Viața în sistemul solar și dincolo , Springer , 2004, p. 7, ISBN 1-85233-101-1 .

Elemente conexe

Portalul de astronomie

Portalul de fizică

[1] Archie E. Roy, David Clarke, Astronomy , CRC Press, 2003, ISBN 978-0-7503-0917-2 .

[2] Roger John Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .

[3] Erika Böhm-Vitense, Introducere în astrofizică stelară, Volumul 3, Structura și evoluția stelară , Cambridge University Press , p. 14.

[4] Baschek, Parametrii R și Teff în modele și observații stelare .

[5] (RO) Secțiunea 14: Geofizică, astronomie și acustică; secțiunea 14-18: Iradianța spectrală solară , în Manualul de chimie și fizică , ediția a 88-a, CRC Press (arhivat din original la 11 mai 2009) .

[6] (EN) Barrie William Jones, Viața în sistemul solar și dincolo , Springer , 2004, p. 7, ISBN 1-85233-101-1 .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]