Suhu berkesan
Suhu berkesan (Jawi: سوهو برکسن) jasad seperti bintang atau planet ialah suhu bagi sesebuah jasad hitam yang mengeluarkan jumlah sinaran elektromagnet yang sama.[1] Suhu berkesan sering digunakan sebagai anggaran suhu permukaan jasad apabila lengkung keberpancaran jasd tersebut (sebagai fungsi panjang gelombang) tidak diketahui.
Apabila keberpancaran bersih bintang atau planet dalam jalur panjang gelombang yang berkaitan adalah kurang daripada satu (kurang daripada jasad hitam), suhu sebenar jasad tersebut akan lebih tinggi daripada suhu berkesan. Keberpancaran bersih mungkin rendah disebabkan oleh sifat permukaan atau atmosfera, termasuk kesan rumah hijau.
Bintang
[sunting | sunting sumber]
Suhu berkesan bintang ialah suhu jasad hitam dengan kecerahan yang sama bagi setiap luas permukaan (FBol) seperti bintang dan ditakrifkan mengikut hukum Stefan–Boltzmann FBol = σTeff4 . Perhatikan bahawa jumlah kilauan (bolometrik) bintang ialah L = 4πR2σTeff4, dengan R ialah jejari bintang.[2] Takrifan jejari bintang sudah tidak tidak mudah. Lebih ketat suhu berkesan sepadan dengan suhu pada jejari yang ditakrifkan oleh nilai tertentu kedalaman optik Rosseland (biasanya 1) dalam atmosfera bintang.[3][4] Suhu berkesan dan kecerahan bolometrik ialah dua parameter fizikal asas yang diperlukan untuk meletakkan bintang pada rajah Hertzsprung–Russell . Kedua-dua suhu berkesan dan kecerahan bolometrik bergantung pada komposisi kimia bintang.
Suhu berkesan Matahari adalah sekitar 5780 K.[5][6] Nilai nominal yang ditakrifkan oleh Kesatuan Astronomi Antarabangsa untuk digunakan sebagai unit ukuran suhu ialah 5772±0.8 K.[7] Bintang mempunyai kecerunan suhu yang semakin berkurangan, dari teras pusatnya ke atmosfera. "Suhu teras" Matahari—suhu di pusat Matahari di mana tindak balas nuklear berlaku—dianggarkan 15,000,000 K.
Indeks warna bintang menunjukkan suhunya daripada bintang merah jenis M yang sangat sejuk—mengikut piawaian bintang—yang memancar banyak dalam inframerah kepada bintang O biru yang sangat panas yang memancar sebahagian besarnya dalam ultraungu. Pelbagai hubungan suhu berkesan warna wujud dalam literatur. Di sana hubungan juga mempunyai kebergantungan yang lebih kecil pada parameter bintang lain, seperti metallicity bintang dan graviti permukaan. [8] Suhu berkesan bintang menunjukkan jumlah haba yang dipancarkan bintang itu bagi setiap unit luas permukaan. Daripada permukaan yang paling panas kepada yang paling sejuk ialah turutan pengelasan bintang yang dikenali sebagai O, B, A, F, G, K, M.
Bintang merah boleh jadi kerdil merah kecil, bintang yang menghasilkan tenaga yang lemah dan permukaan yang kecil atau bintang gergasi yang mengembung atau juga supergergasi seperti Antares atau Betelgeuse, yang menjana tenaga yang jauh lebih besar tetapi melepasinya melalui permukaan yang begitu besar sehingga bintang memancarkan sedikit per unit luas permukaan. Bintang berhampiran pertengahan spektrum, seperti Matahari yang bersifat sederhana atau Capella gergasi sebenarnya memancarkan lebih banyak tenaga setiap unit luas permukaan berbanding bintang kerdil merah lemah atau supergergasi kembung, tetapi kurang daripada bintang putih atau biru seperti Vega atau Rigel.
Planet
[sunting | sunting sumber]Suhu jasad hitam
[sunting | sunting sumber]Untuk mencari suhu berkesan (jasad hitam) sesebuah planet, ia boleh dikira dengan menyamakan kuasa yang diterima oleh planet itu dengan kuasa yang diketahui yang dipancarkan oleh jasad hitam yang bersuhu T.
Ambil kes sebuah planet pada jarak D dari bintang, bercahaya L.
Dengan mengandaikan bintang memancar secara isotropik dan planet itu berada jauh dari bintang, kuasa yang diserap oleh planet diberikan dengan menganggap planet sebagai cakera berjejari r, yang memintas sebahagian daripada kuasa yang tersebar di atas permukaan sebuah sfera berjejari D (jarak planet dari bintang). Pengiraan menganggap bahawa planet memantulkan beberapa sinaran masuk dengan memasukkan parameter yang dipanggil albedo (a). Albedo 1 bermakna semua sinaran dipantulkan, albedo 0 bermakna semuanya diserap. Ungkapan untuk kuasa yang diserap ialah:
Andaian seterusnya yang boleh kita buat ialah seluruh planet berada pada suhu yang sama T, dan planet itu memancar sebagai jasad hitam. Hukum Stefan–Boltzmann memberikan ungkapan untuk kuasa yang dipancarkan oleh planet ini:
Menyamakan dua ungkapan dan penyusunan semula ini memberikan ungkapan untuk suhu berkesan:
iaitu ialah pemalar Stefan–Boltzmann. Ambil perhatian bahawa jejari planet telah dibatalkan daripada ungkapan terakhir.
Suhu berkesan untuk Musytari daripada pengiraan ini ialah 88 K dan 51 Pegasi b (Bellerophon) ialah 1,258 K. Anggaran suhu berkesan yang lebih baik untuk beberapa planet, seperti Musytari, perlu memasukkan pemanasan dalaman sebagai masukan kuasa. Suhu sebenar bergantung pada albedo dan kesan atmosfera. Suhu sebenar daripada analisis spektroskopi untuk HD 209458 b (Osiris) ialah 1,130 K, tetapi suhu berkesan ialah 1,359 K. Pemanasan dalaman dalam Musytari menaikkan suhu berkesan kepada kira-kira 152 K.
Suhu berkesan bumi
[sunting | sunting sumber]Bumi mempunyai albedo kira-kira 0.306. [9] Emisitiviti bergantung pada jenis permukaan dan banyak model iklim menetapkan nilai emisiviti Bumi kepada 1. Walau bagaimanapun, nilai yang lebih realistik ialah 0.96. [10] Bumi adalah pemutar yang agak laju jadi nisbah kawasan boleh dianggarkan sebagai . Pembolehubah lain adalah malar. Pengiraan ini memberikan kita suhu berkesan Bumi 252 K (−21 °C) . Sastera memberikan nilai 255 K (−18 °C), yang pada asasnya ialah sinaran gelombang panjang keluar 239 Wm <sup id="mwrQ">-2</sup>, satu daripada dua nilai tenaga keluar belanjawan tenaga Bumi, satu lagi ialah tenaga pantulan 102 W⋅m −2 . [11] Purata suhu Bumi ialah 288 K (15 °C) . Satu sebab perbezaan antara kedua-dua nilai adalah disebabkan oleh kesan rumah hijau, yang meningkatkan suhu purata permukaan Bumi.
Lihat juga
[sunting | sunting sumber]Rujukan
[sunting | sunting sumber]- ^ Archie E. Roy, David Clarke (2003). Astronomy. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.
- ^ Tayler, Roger John (1994). The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press. m/s. 16. ISBN 0-521-45885-4.
- ^ Böhm-Vitense, Erika (1992). Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution. Cambridge University Press. m/s. 14. Bibcode:1992isa..book.....B.
- ^ Baschek (June 1991). "The parameters R and Teff in stellar models and observations". Astronomy and Astrophysics. 246 (2): 374–382. Bibcode:1991A&A...246..374B.
- ^ Lide, David R., penyunting (2004). "Properties of the Solar System". CRC Handbook of Chemistry and Physics (ed. 85th). CRC Press. m/s. 14-2. ISBN 9780849304859.
- ^ Jones, Barrie William (2004). Life in the Solar System and Beyond. Springer. m/s. 7. ISBN 1-85233-101-1.
- ^ Prša, Andrej; Harmanec, Petr; Torres, Guillermo; Mamajek, Eric; Asplund, Martin; Capitaine, Nicole; Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Depagne, Éric; Haberreiter, Margit (2016). "Nominal Values for Selected Solar and Planetary Quantities: IAU 2015 Resolution B3". The Astronomical Journal. 152 (2): 41. arXiv:1605.09788. Bibcode:2016AJ....152...41P. doi:10.3847/0004-6256/152/2/41.
- ^ Casagrande, Luca (2021). "The GALAH survey: effective temperature calibration from the InfraRed Flux Method in the Gaia system". MNRAS. 507 (2): 2684–2696. arXiv:2011.02517. Bibcode:2021MNRAS.507.2684C. doi:10.1093/mnras/stab2304.
- ^ "Earth Fact Sheet". nssdc.gsfc.nasa.gov. Diarkibkan daripada yang asal pada 30 October 2010. Dicapai pada 8 May 2018.
- ^ Jin, Menglin and Shunlin Liang, (2006) “An Improved Land Surface Emissivity Parameter for Land Surface Models Using Global Remote Sensing Observations” Journal of Climate, 19 2867-81. (www.glue.umd.edu/~sliang/papers/Jin2006.emissivity.pdf)
- ^ "Atmospheres and Planetary Temperatures". American Chemical Society. 2013-07-18. Dicapai pada 2023-01-03.
