Какая температура Солнца
Космическое пространство содержит огромное количество звёзд с разными характеристиками. Для землян самым основным светилом является Солнце. Оно даёт энергию, греет и радует душу. Но какова температура Солнца? Ответ на этот вопрос будет изучен в статье.
Интересные факты
В составе звезды присутствуют следующие элементы:
- водород в количестве 70%;
- гелий в содержании 28%;
- металлические вещества и соединения – 2%.
Если бы этой звезды не существовало, жизни на Земле не было бы и не могло бы быть. Наши предки осознавали, насколько их жизнь зависит от «поведения» светила, поэтому нередко поклонялись ему и сравнивали его с божеством. С тех пор это стало существенным поводом для того, чтобы начать детальное изучение этого «огненного шара».
Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.
Многочисленные исследования, проведённые в научном мире, позволяют современным изыскателям заглянуть в далёкое прошлое. Возраст Солнца составляет 5 млрд. лет. Есть мнение, что спустя 4 млрд. лет его свечение станет более ярким, нежели сегодня. Науке также известен термин «солнечный цикл», которым характеризует минимальную и максимальную активность звезды Солнечной системы. В рамках нескольких последних циклов этот показатель увеличился на 0,1%.
О температурных значениях
Температура Солнца, особенно в центральной части звезды, является крайне высокой. Её значение составляет 14 млрд. градусов. Дело в том, что в ядерной части светила наблюдаются существенные термические реакции, при которых происходит деление ядер в условиях повышенного давления. Это провоцирует выделение одного ядра и вместе с ним огромного количества энергии.
Если изучать вопрос, какая температура на Солнце, с логической точки зрения, по мере углубления она должна становиться всё больше и больше, и происходит это резко. Однако определить точные показатели можно только в теории. Если рассматривать эти колебания послойно, можно сделать следующие отметки:
- корона имеет среднюю температуру, составляющую 1 500 000 градусов;
- ядро является наиболее «горячим», приблизительный показатель у его основания составляет 15 500 000 градусов по Цельсию;
- поверхность около 5 500° С.
Но это неточный ответ на вопрос, какая температура на Солнце. Дело в том, что в настоящее время большое количество учёных из разных стран мира занимаются проведением исследований, в отношении определения строения светила. В земных условиях они не прекращают попыток формирования явления термоядерного синтеза для получения информации о поведении плазмы в естественных условиях.
Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.
Атмосферные особенности
Относительно невысокая в сравнении с ядром и короной температура на поверхности Солнца вызывает ещё больше вопросов, нежели ответов. Есть ли у звезды атмосфера? И каковы её условия?
На самом деле, толщина этого слоя составляет 500 км и именуется как фотосфера. В ней регулярно происходят конвекционные процессы. Вследствие их течения тепловые потоки постепенно переходят в фотосферу из самых низких ярусов. Солнце способно вращаться, но делает это не так, как любая другая планета, обращающаяся вокруг него. Оно является нетвёрдым, что создаёт определённые особенности его вращения. Аналогичные траектории и эффекты можно наблюдать у газовых гигантов.
Условия в фотосфере
Изучая вопрос, какая температура на поверхности Солнца, стоит изучить данный аспект. В фотосфере её среднее значение приравнивается к отметке 5,5 тыс. градусов по Цельсию. В таких условиях радиация превращается в видимый свет. Что касается пятен, они являются более холодными и тёмными, нежели в области, которая их окружает. В центральной части температурный режим может становиться более «щадящим», т. е. опускаться на несколько тысяч единиц.
Условия в хромосфере
Температура Солнца в градусах присутствует и в области хромосферы. Она представляет собой следующий атмосферный уровень, который считается более холодным и имеет температурный показатель в 4320 градусов. В связи с тем, что она включает в состав внушительное количество водорода, с виду кажется красной. Повышение температуры происходит в короне, которая может быть обнаружена при затмении, во время протекания плазмы наверх.
Показатель мощности Солнца составляет 386 млрд. мегаватт. Ежесекундно, даже в течение каждой секундной доли происходит превращение водорода в гелий и энергию (гамма-лучи). Наряду с этим происходит испускание потока низкой плотности, который именуется солнечным ветром и распространяется по всем сопровождающим Солнце планетам на скоростном режиме в 450 километров в секунду. В итоге потоки текут в космос и направляются, в том числе, в сторону Земли.
Таким образом, в статье было рассмотрено, какая температура Солнца в градусах в разных его частях и в основных атмосферных слоях.
Источник
Спектр и температура Солнца
В физике имеется понятие абсолютно черного тела, под которым подразумевается тело, полностью поглощающее весь падающий на него поток излучения и само способное излучать энергию во всех диапазонах электромагнитных волн. Излучение абсолютно черного тела характеризуется непрерывным, или сплошным, спектром. Солнце излучает энергию во всех длинах волн, от гамма-излучения до радиоволн. Видимая, или визуальная, часть солнечного спектра представляет собой спектр поглощения, непрерывный фон которого создается излучением солнечной фотосферы. Следовательно, к Солнцу применимы законы излучения абсолютно черного тела. Как мы уже писали на нашем сайте polnaja-jenciklopedija.ru в статье о методах космических исследований, это позволяет установить многие характеристики Солнца, в частности температуру его фотосферы.
По одному из таких законов, закону Вина, температура солнечной фотосферы T = 6000 К. Наиболее обоснованная оценка температуры фотосферы получается из закона Стефана — Больцмана, который гласит: мощность излучения с единицы поверхности абсолютно черного тела пропорциональна четвертой степени его абсолютной температуры, т. е. i = σТ 4 , где σ = 5,67*10 -8 Вт/ (м 2 *К 4 ) — постоянная величина. Так как радиус Солнца RΘ = 6,96*10 5 км = 6,96*10 8 м, то площадь всей солнечной поверхности SΘ =4πR 2 . С этой поверхности мощность излучения энергии 4*10 26 Вт; отсюда следует, что температура солнечной фотосферы:
Подставив в эту формулу указанные выше значения величин, получим, что Г = 5800 К.
Вычисленная по закону Стефана — Больцмана температура называется эффективной температурой. Она несколько отличается от найденной по закону Вина, в котором используется узкий участок спектра. Однако такое различие несущественно, так как при столь высокой температуре фотосфера находится в газообразном состоянии и бурное перемешивание в ней газа приводит к непостоянству температуры различных ее участков. Поэтому среднее значение температуры солнечной фотосферы можно считать близкой к 6000 К.
Темные линии поглощения в спектре Солнца (фраунго-феровы линии) вызываются поглощением света в нижних слоях разреженной газовой оболочки, окружающей фотосферу. Эта газовая оболочка хорошо видна невооруженным глазом при полных солнечных затмениях, когда Луна полностью заслоняет солнечный диск-фотосферу. Эта оболочка поднимается над фотосферой на высоту почти до 10 000 км, имеет красновато-розоватый цвет и поэтому называется хромосферой (от греч. «хроматос»—цвет). Наблюдения показали, что в момент покрытия Луной солнечного диска непрерывный фон солнечного спектра, создаваемый излучением фотосферы, исчезает, а темные фраунгоферовы линии превращаются в яркие линии излучения — спектр вспышки. Такое поведение солнечного спектра вполне объясняется законом Кирхгофа. Яркие линии излучения образуются горячим разреженным газом хромосферы. Вне полных солнечных затмений свет от фотосферы проходит сквозь разреженный газ хромосферы, а так как температура ее нижних слоев меньше температуры фотосферы и близка к 4800 К, то на месте линий излучения фотосферы появляются линии поглощения.
Атомы поглощают и излучают энергию квантами. При поглощении квантов атомы получают энергию, возбуждаются, а затем излучают ее и переходят в обычное состояние. Энергия каждого, кванта пропорциональна частоте, т. е. Е = = hv, причем постоянная величина h = 6,62*10 -34 Дж*с называется постоянной Планка, по имени немецкого физика М. Планка (1858—1947), впервые применившего ее в 1900 г.
В зависимости от условий атомы разных химических элементов излучают и поглощают кванты только со строго определенными значениями частоты, а им соответствуют определенные длины волн. Так, в визуальной части солнечного спектра хорошо видны линии, соответствующие излучению атомов нейтрального водорода (линии серии Бальмера, см. с. 22), а также линии нейтрального гелия (λ = 5876Å (желтая линия), λ = 4922 Å (зеленая линия) и др. В ультрафиолетовом диапазоне солнечного спектра расположены линии серии Бальмера с меньшей длиной волны (вплоть до ее границы с λ = 3646 Å), а за этой серией находятся линии нейтрального водорода серии Лаймана с длинами волн от 1216 А до 912 Å (граница серии).
Для излучения серии Лаймана атомы водорода должны получить извне значительно большую энергию, чем для излучения серии Бальмера. Ультрафиолетовый диапазон солнечного спектра поглощается земной атмосферой, но он неоднократно фотографировался с орбитальных научных станций. Оказалось, что на его коротковолновом участке с длиной волны менее 1680 Å непрерывный фон становится очень слабым и спектр состоит преимущественно из многочисленных ярких (эмиссионных) линий.
Если энергия, полученная атомом, достаточно велика, то атом частично или даже полностью ионизируется. Температура, при которой начинается однократная ионизация, называется температурой ионизации, и для различных химических элементов она разная. Так, ионизация водорода начинается при температуре около 15 000 К, ионизация гелия — при 30 000 К, а кальция — даже при 4000 К. Поэтому в спектре Солнца присутствуют линии водорода, нейтрального гелия и однократно ионизованного кальция, причем очень интенсивные, так как все атомы кальция, присутствующие в солнечной хромосфере, уже ионизованы.
В спектре Солнца присутствуют линии свыше 70 химических элементов, известных на Земле, в том числе углерода, кислорода, натрия, калия, алюминия, железа и др.
Интересна история открытия гелия. В 1868 г. во время полного солнечного затмения французский астроном П. Жансен (1824—1907 гг.) обнаружил в спектре вспышки (в спектре хромосферы) яркую желтую линию неизвестного на Земле химического элемента. В том же году такое же открытие независимо сделал английский астроном Дж. Локьер (1836— 1920 гг.), который назвал этот химический элемент гелием, т. е. солнечным (от греч. «гелиос» — солнце). И только в 1895 г. английский химик У Рамзай (1852—1916 гг.), наблюдая спектр излучения газов, выделившихся из редкого минерала клевейта, обнаружил в нем желтую линию гелия. В дальнейшем из этих газов гелий был выделен в чистом виде.
Таким образом, уже тогда методы спектрального анализа подтвердили свою силу. Теперь они позволили с большой точностью определить химический состав Солнца. В настоящее время установлено, что масса Солнца состоит на 70% из водорода, на 28% из гелия, а оставшаяся доля принадлежит более тяжелым химическим элементам. А поскольку атомы водорода наиболее интенсивно излучают красный свет, а атомы гелия — желтый, то состоящая из этих разреженных газов хромосфера имеет красновато-розовый цвет.
Источник
Эффективная температура — Effective temperature
Эффективная температура тела , такие как звезды или планеты является температурой из черного тела , что бы испускать такое же количество общей сложности электромагнитного излучения . Эффективная температура часто используется в качестве оценки температуры поверхности тела, когда кривая излучательной способности тела (как функция длины волны ) неизвестна.
Когда чистый коэффициент излучения звезды или планеты в соответствующем диапазоне длин волн меньше единицы (меньше, чем у черного тела ), фактическая температура тела будет выше, чем эффективная температура. Чистый коэффициент излучения может быть низким из-за свойств поверхности или атмосферы, включая парниковый эффект .
СОДЕРЖАНИЕ
Звезда
Эффективная температура звезды — это температура черного тела с такой же светимостью на площадь поверхности ( F Bol ), что и у звезды, и определяется в соответствии с законом Стефана – Больцмана F Bol = σT eff 4 . Обратите внимание, что полная ( болометрическая ) светимость звезды тогда L = 4π R 2 σT eff 4 , где R — радиус звезды . Очевидно, что определение радиуса звезды непросто. Более строго, эффективная температура соответствует температуре на радиусе, который определяется определенным значением оптической глубины Росселанда (обычно 1) в атмосфере звезды . Эффективная температура и болометрическая светимость — два основных физических параметра, необходимых для размещения звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела . И эффективная температура, и болометрическая светимость зависят от химического состава звезды.
Эффективная температура нашего Солнца составляет около 5780 кельвинов (К). Значение, рекомендованное Международным астрономическим союзом, составляет 5772 +/- 0,8 К. Звезды имеют понижающийся градиент температуры, идущий от их центрального ядра к атмосфере. «Внутренняя температура» Солнца — температура в центре Солнца, где происходят ядерные реакции, — оценивается в 15 000 000 К.
Индекс цвета звезды указует на ее температуру с самим охладиться-звездными стандартами красных М — звездами , которые излучают в значительной степени в инфракрасной области с очень горячим голубых звезд O , которые излучают в основном в ультрафиолетовой области . Эффективная температура звезды указывает количество тепла, которое звезда излучает на единицу площади поверхности. От самых теплых поверхностей до самых холодных — это последовательность звездных классификаций, известных как O, B, A, F, G, K, M.
Красная звезда может быть крошечным красным карликом , звездой со слабым производством энергии и небольшой поверхностью, раздутым гигантом или даже сверхгигантской звездой, такой как Антарес или Бетельгейзе , каждая из которых генерирует гораздо большую энергию, но пропускает ее через поверхность настолько большую, что звезда мало излучает на единицу площади поверхности. Звезда около середины спектра, такая как скромное Солнце или гигантская Капелла, излучает больше энергии на единицу площади поверхности, чем слабые красные карлики или раздутые сверхгиганты, но гораздо меньше, чем такие белые или голубые звезды, как Вега или Ригель .
Планета
Температура черного тела
Для того, чтобы найти эффективную (чернотельную) температуру планеты , она может быть вычислена путем приравнивания мощности , полученной от планеты к известной мощности , излучаемой черному телом температуры T .
Возьмем случай планеты на расстоянии D от звезды, по светимости L .
Предполагая, что звезда изотропно излучает и что планета находится далеко от звезды, мощность, поглощаемая планетой, определяется путем рассмотрения планеты как диска радиуса r , который перехватывает часть энергии, которая распространяется по поверхности сфера радиуса D (расстояние планеты от звезды). В расчетах предполагается, что планета отражает часть приходящей радиации с учетом параметра, называемого альбедо (а). Альбедо 1 означает, что все излучение отражается, альбедо 0 означает, что все излучение поглощается. Тогда выражение для поглощенной мощности будет следующим:
п а б s знак равно L р 2 ( 1 — а ) 4 D 2 <\ displaystyle P _ <\ rm 
Следующее предположение, которое мы можем сделать, состоит в том, что вся планета имеет одинаковую температуру T и что планета излучает как черное тело. Закон Стефана – Больцмана дает выражение для мощности, излучаемой планетой:
п р а d знак равно 4 π р 2 σ Т 4 <\ displaystyle P _ <\ rm
Приравнивание этих двух выражений и перестановка дает выражение для эффективной температуры:
Т знак равно L ( 1 — а ) 16 π σ D 2 4 <\ displaystyle T = <\ sqrt [<4>] <\ frac
Где постоянная Стефана – Больцмана. Обратите внимание, что радиус планеты исключен из окончательного выражения. σ <\ displaystyle \ sigma>
Эффективная температура для Юпитера из этого расчета составляет 88 K, а 51 Pegasi b (Bellerophon) — 1258 K. Для более точной оценки эффективной температуры для некоторых планет, таких как Юпитер, потребуется включить внутренний нагрев в качестве потребляемой мощности. Фактическая температура зависит от альбедо и атмосферных воздействий. Фактическая температура из спектроскопического анализа для HD 209458 b (Osiris) составляет 1130 К, но эффективная температура составляет 1359 К. Внутренний нагрев внутри Юпитера повышает эффективную температуру примерно до 152 К.
Температура поверхности планеты
Температуру поверхности планеты можно оценить, изменив расчет эффективной температуры с учетом коэффициента излучения и изменения температуры.
Площадь планеты, которая поглощает энергию звезды, равна A abs, что составляет некоторую долю от общей площади поверхности A total = 4π r 2 , где r — радиус планеты. Эта область перехватывает часть мощности , которая распределяется по поверхности сферы радиуса D . Мы также позволяем планете отражать часть приходящей радиации за счет включения параметра а, называемого альбедо . Альбедо 1 означает, что все излучение отражается, альбедо 0 означает, что все излучение поглощается. Тогда выражение для поглощенной мощности будет следующим:
п а б s знак равно L А а б s ( 1 — а ) 4 π D 2 <\ displaystyle P _ <\ rm
Следующее предположение, которое мы можем сделать, заключается в том, что, хотя вся планета не имеет одинаковой температуры, она будет излучать, как если бы она имела температуру T, над областью A rad, которая снова составляет некоторую часть общей площади планеты. Также существует коэффициент ε , который представляет собой коэффициент излучения и отражает атмосферные эффекты. ε варьируется от 1 до 0, где 1 означает, что планета представляет собой идеальное черное тело и излучает всю падающую энергию. Закон Стефана – Больцмана дает выражение для мощности, излучаемой планетой:
п р а d знак равно А р а d ε σ Т 4 <\ displaystyle P _ <\ rm
Приравнивание этих двух выражений и перестановка дает выражение для температуры поверхности:
Т знак равно А а б s А р а d L ( 1 — а ) 4 π σ ε D 2 4 <\ displaystyle T = <\ sqrt [<4>] <<\ frac >> >>> <\ frac
Обратите внимание на соотношение двух областей. Общие предположения для этого отношения: 1 / 4 для быстро вращающегося тела и 1 / 2 для медленно вращающегося тела или тела, зафиксированного приливом на солнечной стороне. Это отношение будет равно 1 для подсолнечной точки , точки на планете непосредственно под солнцем, и дает максимальную температуру планеты — в √ 2 (1,414) раза больше, чем эффективная температура быстро вращающейся планеты.
Также обратите внимание, что это уравнение не учитывает какие-либо эффекты от внутреннего нагрева планеты, которые могут возникать непосредственно из источников, таких как радиоактивный распад, а также быть вызваны трением, возникающим в результате приливных сил .
Эффективная температура Земли
Земля имеет альбедо около 0,306. Коэффициент излучения зависит от типа поверхности, и многие климатические модели устанавливают коэффициент излучения Земли равным 1. Однако более реалистичное значение составляет 0,96. Земля — довольно быстрый вращатель, поэтому отношение площадей можно оценить как 1 / 4 . Остальные переменные постоянны. Этот расчет дает нам эффективную температуру Земли 252 К (-21 ° C). Средняя температура Земли составляет 288 К (15 ° C). Одна из причин разницы между двумя значениями связана с парниковым эффектом , который увеличивает среднюю температуру поверхности Земли.
Источник