Равновесная температура планет

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис

Равновесная температура планеты (англ. Planetary equilibrium temperature) — теоретическая температура, которую имела бы планета, если бы являлась абсолютно чёрным телом, нагреваемым только звездой, вокруг которой планета обращается. В данной модели наличие или отсутствие атмосферы (и, следовательно, парниковый эффект) не рассматривается, а теоретическая температура чёрного тела считается излучаемой с поверхности планеты.

Другие авторы по-разному называют данное понятие, например, эквивалентная температура чёрного тела для планеты,[1] или эффективная температура излучения планеты.[2] Среди похожих понятий можно упомянуть общую среднюю температуру, полное равновесие излучения и общую среднюю температуру воздуха у поверхности,[3] включающую эффекты глобального потепления.

Оценка чернотельной температуры

Если поток падающего солнечного излучения («инсоляция») планеты при нахождении на орбите равен Io, то количество энергии, поглощаемой планетой, будет зависеть от альбедо a и площади поперечного сечения:

[math]\displaystyle{ { P }_{ in }={ I_o } \left( 1-a \right) \pi { { R }_{ p } }^{ 2 } }[/math]

Заметим, что альбедо будет нулевым ([math]\displaystyle{ a=0 }[/math]) для абсолютно чёрного тела. Однако в планетологии более полезными являются результаты, полученные для измеренного или предполагаемого альбедо [math]\displaystyle{ a\gt 0 }[/math].

Мощность инфракрасного излучения, являющегося тепловым излучением планеты, зависит от излучательной способности и площади поверхности объекта по закону Стефана — Больцмана:

[math]\displaystyle{ { P }_{ out }= \epsilon \sigma A { T }^{ 4 }, }[/math]

где Pout является мощностью излучения, [math]\displaystyle{ \epsilon }[/math] — излучательная способность, σ — постоянная Стефана — Больцмана, A — площадь поверхности, T — абсолютная температура. В случае сферической планеты площадь поверхности равна [math]\displaystyle{ A = 4\pi { { R }_{ p } }^{ 2 } }[/math].

Излучательная способность обычно предполагается равной [math]\displaystyle{ \epsilon=1 }[/math], как в случае идеально излучающего абсолютно чёрного тела. Обычно это хорошее предположение, поскольку излучательная способность естественных поверхностей находится в интервале от 0,9 до 1: например, у Земли [math]\displaystyle{ \epsilon=0,96 }[/math].

Температура равновесия вычисляется в предположении равенства падающей и излучаемой мощности Pin=Pout. Следовательно,

[math]\displaystyle{ { T }_{ eq }={\left( { \frac {I_o \left( 1-a \right) }{ 4 \sigma } }\right)}^{ 1/4 }. }[/math]

Теоретическая модель

Рассмотрим шарообразную звезду и шарообразную планету. Звезда и планета считаются абсолютно чёрными телами. Планета обладает некоторым альбедо и поглощает только часть падающего излучения в зависимости от свойств поверхности. Звезда испускает излучение изотропно в соответствии с законом Стефана — Больцмана, при этом излучение проходит расстояние D до орбиты планеты. Планета поглощает излучение, которое не отражается в соответствии с величиной альбедо планеты, и нагревается. Поскольку планету считают чёрным телом, излучающим по закону Стефана — Больцмана, то планета теряет энергию при испускании излучения. Тепловое равновесие достигается в случае, когда мощность излучения, получаемая планетой от звезды, равна мощности излучения планеты. Температура, при которой достигается данный баланс, называется температурой равновесия и определяется выражением:

[math]\displaystyle{ { T }_{ eq }={ T }_{ \bigodot }{ \left( 1-a \right) }^{ 1/4 }\sqrt { \frac { { R }_{ \bigodot } }{ 2D } }. }[/math]

Здесь [math]\displaystyle{ { T }_{ \bigodot } }[/math] и [math]\displaystyle{ { { R }_{ \bigodot } } }[/math] — температура и радиус звезды.

Равновесная температура не является ни верхней, ни нижней границей диапазона температур для планеты. Поскольку существует парниковый эффект, то температура атмосферы планеты будет несколько выше, чем равновесная температура. Например, Венера обладает равновесной температурой приблизительно 227 K, но температура поверхности достигает 740 K.[4][5] Луна обладает температурой чёрного тела 271 K,[6] но в дневное время температура может подниматься до 373 K, а в ночное время опускаться до 100 K.[7] Такое различие возникает вследствие медленного вращения Луны для её размеров, поэтому поверхность нагревается неравномерно. Тела, обращающиеся вокруг других объектов, могут разогреваться также вследствие приливного разогрева, геотермальной энергии вследствие радиоактивного распада в ядре планеты[8] или же при разогреве за счёт аккреции.[9]

Подробный вывод величины равновесной температуры планеты

Мощность, поглощаемая планетой, равна мощности, излучаемой планетой: [math]\displaystyle{ { P }_{ in }={ P }_{ out } }[/math]

Мощность излучения, поглощаемого планетой, равна создаваемой звездой освещённости (мощности излучения, проходящего через единичную площадку) на расстоянии, равном радиусу орбиты планеты, Io, умноженной на долю поглощаемой планетой энергии (1 минус альбедо) и на площадь освещаемой части планеты:

[math]\displaystyle{ { P }_{ in }={ I_o } \left( 1-a \right) \pi { { R }_{ p } }^{ 2 }. }[/math]

Io, интенсивность излучения звезды на расстоянии от звезды до планеты равна светимости звезды, разделённой на площадь сферы, по которой распространяется излучение звезды на расстоянии до планеты, следовательно

[math]\displaystyle{ { P }_{ in }={ L }_{ \bigodot }\left( 1-a \right) \left( \frac { \pi { { R }_{ p } }^{ 2 } }{ 4\pi { D}^{ 2 } } \right). }[/math][5]

Падающая на чёрное тело энергия затем переизлучается в виде тепла в соответствии с законом Стефана — Больцмана [math]\displaystyle{ P=\epsilon \sigma A { T }^{ 4 } }[/math].

(Излучательная способность [math]\displaystyle{ \epsilon }[/math] обычно считается близкой к 1, и, следовательно, её не рассматривают). Будучи умноженной на площадь поверхности, мощность излучения составляет [math]\displaystyle{ { P }_{ out }=\left( \epsilon \sigma { { T }_{ eq } }^{ 4 } \right) \left( 4\pi { { R }_{ p } }^{ 2 } \right). }[/math]

Приравнивая падающую и излучаемую мощность, получаем

[math]\displaystyle{ { T }_{ eq }={\left( { \frac { { L }_{ \bigodot } \left( 1-a \right) }{ 16 \epsilon \sigma \pi { D }^{ 2 } } }\right)}^{ 1/4 }. }[/math]

Светимость звезды равна постоянной Стефана — Больцмана, умноженной на площадь поверхности звезды и на четвёртую степень её температуры: [math]\displaystyle{ { L }_{ \bigodot }=\left( \sigma { { T }_{ \bigodot } }^{ 4 } \right) \left( 4\pi { { R }_{ \bigodot } }^{ 2 } \right). }[/math]

Подставляем полученное выражение в предыдущее равенство, получим выражение:

[math]\displaystyle{ { T }_{ eq }={ T }_{ \bigodot }{ \left( \frac {\left( 1-a \right)} { \epsilon} \right) }^{ 1/4 }\sqrt { \frac { { R }_{ \bigodot } }{ 2D } }. }[/math]

Предполагая, что излучательная способность [math]\displaystyle{ \epsilon }[/math] равна 1, получаем, что выведенное равенство воспроизводит уравнение из предыдущего раздела. Равновесная температура не зависит от размера планеты, поскольку как падающее, так и испускаемое излучение пропорционально площади поверхности планеты.

Вычисления для внесолнечных планет

Для внесолнечных планет температура звезды оценивается по её цвету согласно закону Планка. Полученную температуру можно использовать вместе с диаграммой Герцшпрунга — Ресселла для определения абсолютной звёздной величины, которую затем можно использовать вместе с наблюдательными данными для определения расстояния до звезды и её размеров. Моделирование орбиты применяется для определения того, какие параметры орбиты могут соответствовать наблюдательным данным.[10] Астрономы часто используют предполагаемое значение альбедо[11] для оценки равновесной температуры.

См. также

Примечания

  1. ↑ Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). Atmospheric Science. An Introductory Survey, second edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2. Section 4.3.3, pp. 119–120.
  2. ↑ Stull, R. (2000). Meteorology For Scientists and Engineers. A technical companion book with Ahrens' Meteorology Today, Brooks/Cole, Belmont CA, ISBN 978-0-534-37214-9., p. 400.
  3. ↑ Wallace, J.M., Hobbs, P.V. (2006). Atmospheric Science. An Introductory Survey, second edition, Elsevier, Amsterdam, ISBN 978-0-12-732951-2., p.444.
  4. ↑ Venus Fact Sheet (англ.). nssdc.gsfc.nasa.gov. Дата обращения: 1 февраля 2017. Архивировано 8 марта 2016 года.
  5. ↑ 5,0 5,1 Equilibrium Temperatures of Planets. Burro.astr.cwru.edu. Дата обращения: 1 августа 2013. Архивировано 5 октября 2018 года.
  6. ↑ Moon Fact Sheet. Nssdc.gsfc.nasa.gov (1 июля 2013). Дата обращения: 1 августа 2013. Архивировано 23 марта 2010 года.
  7. ↑ What’s the Temperature on the Moon? | Lunar Temperatures. Space.com. Дата обращения: 1 августа 2013. Архивировано 10 мая 2020 года.
  8. ↑ Anuta, Joe. Probing Question: What heats the earth's core?. Penn State (27 марта 2006). Дата обращения: 7 июля 2020. Архивировано 10 августа 2020 года.
  9. ↑ accretional heating – Encyclopedia.com. Encyclopedia.com. Дата обращения: 1 августа 2013. Архивировано 24 сентября 2015 года.
  10. ↑ pages 3-4. Дата обращения: 27 июля 2018. Архивировано 18 января 2017 года.
  11. ↑ page 16. Дата обращения: 27 июля 2018. Архивировано 18 января 2017 года.

Ссылки

Источник — https://xn--h1ajim.xn--p1ai/index.php?title=Равновесная_температура_планет&oldid=18454892