İçeriğe atla

Etkin sıcaklık

Etkin sıcaklık genel olarak bir cismin emisyon eğrisi ya da dalga boyu fonksiyonu, bilinmediği zaman, o cismin sıcaklık değerini tahmin etmek amacıyla kullanılır.[1][2] Yıldız ya da gezegen gibi bir cismin etkin sıcaklığı, bir kara cismin yaydığı toplam radyasyon enerjisinin bu cismin yaydığı enerjiye eşit olduğu zamanki sıcaklık değeridir.

İlgili dalga boyu bandı içerisinde, bir yıldızın veya gezegenin net emisyonu teklikten daha az ise, diğer bir deyişle bir kara cismin net emisyonundan az ise, o cismin gerçek sıcaklığı etkin sıcaklığından daha fazla olacaktır. Net emisyon, yüzey ya da sera etkisi gibi atmosferik özelliklerden dolayı daha az olabilmektedir.

Yıldız

Bir yıldızın etkin sıcaklığı, bir kara cismin yüzey alanı başına düşen parlaklıkların aynı yani değerlerinin aynı olduğu zamandaki sıcaklığına eşittir. Bu durum Stefan-Boltzmann yasasına göre, aşağıdaki şekilde tanımlanmaktadır.

Bir yıldızın toplam ya da bolometrik parlaklığı,

olarak ifade edilmektedir. Buradaki R yıldızın yarıçapını belirtmektedir. Açıkçası, yıldız yarıçapını tanımlamak çok da kolay değildir. Ayrıntılı bir şekilde incelenirse, bir cismin etkin sıcaklığı, Rosseland optik derinliğinin yarıçapındaki sıcaklığa tekabül etmektedir. Etkin sıcaklık ve bolometrik parlaklık, Hertzsprung-Russell diyagramına bir yıldız yerleştirmek için gerekli olan iki temel fiziksel parametre olarak bilinir. Etkin sıcaklık ve bolometrik parlaklık, yıldızın kimyasal bileşimine bağlıdır.

Güneşin etkin sıcaklığı yaklaşık olarak 5780 kelvin (K)'dir. Yıldızların merkez çekirdeklerinden atmosfere doğru giden bir gradyan sıcakları vardır. Güneşteki nükleer reaksiyonların gerçekleştiği merkezindeki sıcaklığa çekirdek sıcaklığı denmektedir ve güneşin çekirdek sıcaklığı yaklaşık olarak 15 000 000 K olarak tahmin edilmektedir.

Güneşin etkin sıcaklığı (5777 K),aynı verimde yayım gücü vermek zorunda olduğu, kendisiyle aynı boyutta olan bir kara cismin sıcaklığına eşittir.

Yıldız standartlarında, bir yıldızın renk indeksi, o yıldızın çok serin durumlardaki sıcaklığını göstermektedir. Yani, kırmızı M yıldızları kızılötesinde büyük miktarda yayılırlar, çok fazla mavi olan O yıldızları da ultraviyole de çok fazla yayılır. Bir yıldızın etkin sıcaklığı, o yıldızın yüzey alanı başına yaydığı enerjinin ısısını içermektedir. Sıcak yüzeylerden, soğuk yüzeylere doğru yıldızların O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralandığı bilinmektedir.

Kırmızı bir yıldız, Antares ya da Betelgeuse gibi güçsüz bir enerji üretiminin yıldızı ve küçük bir yüzey alanına sahip üstdev ya da şişirilmiş dev olan küçücük kızıl cüceler olabilirdi ya da çok büyük bir enerji üretiminin yıldızı ve büyük bir yüzey alanından geçerek, yüzey alanı başına çok düşük bir miktarda ışık yayan bir yıldız olabilirdi. Güneş ve büyük Capella gibi, spektrumun ortasına yakın bir yerde bulunan bir yıldız, yüzey alanı başına, bir güçsüz kızıl cüceden ya da şişirilmiş bir üstdevden daha fazla ısı yayar. Ancak, bu yıldızlar Vega ve Rigel gibi beyaz ve mavi yıldızlardan daha az miktarda ısı yayar.

Gezegen

Bir gezegenin etkin sıcaklığı, T sıcaklığındaki bir kara cisim tarafından yayılan gücün, gezegen tarafından verilen güce eşitlenmesi ile hesaplanabilir.

Bir yıldız ile gezegen arası D olarak, gezegenin parlaklığı da L kabul edilmek üzere, bir yıldızın izotropik olarak ışın yaydığını ve gezenin yıldızdan çok uzakta olduğunu varsayarsak, gezegen tarafından absorbe edilen gücü, bu gezegeni, D yarıçaplı bir kürenin yüzeyine gelen bir miktar gücü kesen r yarıçaplı bir disk olarak düşünerek bulabiliriz (D= gezegen ile yıldız arasındaki mesafe). Ayrıca Albedo parametresini dahil ederek, gezegenin gelen bazı ışınları yansıtmasına izin verebiliriz. 1 Albedo gelen bütün ışınların yansıtıldığı anlamına gelmektedir. 0 Albedo ise gelen bütün ışınların absorbe edildiğini göstermektedir. Absorbe edilen güç aşağıdaki formül ile açıklanabilmektedir.

Ayrıca, tüm gezegeni aynı T sıcaklığında ve bir ışıma yapan bir kara cisim olarak düşünebiliriz. Stefan-Boltzmann yasasına göre bir gezegen tarafından yayılan güç şu şekilde ifade edilebilir.

Eğer yukarıdaki iki denklemi eşitlersek ve etkin sıcaklık için verilen denklemi yeniden düzenler isek,

Son denklemden de görüldüğü üzere gezegenin R olarak kabul ettiğimiz yarıçapı bulunmamaktadır.

Bu hesaplamaya göre Jüpiter’in etkin sıcaklığı 112 K ve 51 Pegasi b ise 1258 K’e eşittir. Jüpiter gibi bazı gezegenlerin etkin değerlerini bulmak için daha iyi bir tahmin yapmak istersek, gezegenlerin iç ısılarını, yani içlerinde bulunan gücü hesaplamalarımıza eklememiz gerekmektedir. Gerçek sıcaklık albedo ve atmosferin etkilerine bağlıdır. HD 209458 yani Osiris için spektroskopik analizler sonucu elde edilen gerçek sıcaklık değeri 1130 K’dir. Ancak, etkin sıcaklığı 1359 K’dir. Jüpiter’in iç ısısı, etkin derecesini yaklaşık olarak 152 K artırmaktadır.

Bir gezegenin yüzeyinin sıcaklığı

Bir gezegenin yüzeyinin sıcaklığı, emisyon ve sıcaklık değişimini hesaba katarak, etkin sıcaklık hesaplamasını modifiye ederek tahmin edilebilir. Bir gezegenin, bir yıldızdan abserbe ettiği gücün alanı Aabs olarak kabul edilir ve bu alan toplam yüzey alanının yani bir parçası olarak gösterilir. Buradaki ‘r’ harfi gezegenin yarıçapını ifade etmektedir. Burada bahsedilen alan, yarıçapı D olan bir kürenin yüzeyine yayılmış olan gücü önlemektedir. Biraz önce bahsedildiği gibi, Albedo parametresini dahil ederek, gezegenin gelen bazı ışınları yansıtmasına izin verebiliriz. 1 Albedo gelen bütün ışınların yansıtıldığı anlamına gelmektedir. 0 Albedo ise gelen bütün ışınların absorbe edildiğini göstermektedir. Absorbe edilen güç aşağıdaki formül ile açıklanabilmektedir.

Ayrıca, bütün gezegen aynı sıcaklıkta olmamasına rağmen, gezegenin T sıcaklığında ve toplam alanın bir parçası olan Arad alanında ışın yaydığını düşünebiliriz. Ayrıca emisyon olan ve atmoferik emisyonu ifade eden ε'da bir faktör oluşturmaktadır. ε değeri 0 ve 1 arasında değişmektedir. Bu değişim bize bir gezegenin bir kara cisim kadar mükemmel bir şekilde gelen bütün gücü yaydığını göstermektedir. Stefan-Boltzmann yasasına göre; bir gezegen tarafından yayılan güç,

şeklinde ifade edilir. Eğer yukarıdaki iki denklemi eşitlersek ve etkin sıcaklık için verilen denklemi yeniden düzenler isek,

Yukarıdaki formülde verilen alanların oranları tahmin edildiğinde, bu oran rastgele dönen bir cisim için ¼, yavaş dönen bir cisim için ise ½ olmaktadır. Ayrıca bu oran, bir gezegenin güneşin tam altında olan ve gezegenin maksimum sıcaklığının olduğu nokta yani subsolar noktası için 1 olarak kabul edilmektedir.

Eğer dünyayı incelersek, dünyanın albedo değeri yaklaşık olarak 0.367 olarak belirtilmektedir. Emisyon değeri, yüzeyin türüne ve hava koşullarına bağlı olarak değişmektedir ve bu şartlar dünyanın emisyonunu 1 yapmaktadır. Ancak, daha gerçekçi konuşmak gerekirse, dünyanın emisyon değeri 0.96 olarak bilinir. Dünya oldukça hızlı dönmektedir bu yüzden biraz önceki formülde bahsedilen alanları oranı ¼ olarak tahmin edilmektedir. Diğer değişkenler ise sabit kabul edilmektedir. Bu hesaplama bize dünyamızın etkin sıcaklığının 252K olduğunu ya da diğer bir deyişle -21 °C olduğunu göstermektedir. Ayrıca dünyamızın ortalama sıcaklığı 288K ya da 15 °C'dir. Bu iki değer arasında oluşan firkin sebeplerinden biri de dünyanın ortalama sıcaklığını artırdığı bilinen sera etkisidir.

Ayrıca, bu eşitliğin gezegenin direkt olarak radyoaktif bozunma gibi kaynaklardan ortaya çıkan ve gel-git kuvvetleri sonucu oluşan sürtünmeden dolayı üretilen iç ısısından gelen etkileri hesaba katmadığı unutulmamalıdır.

Kaynakça

  1. ^ Archie E. Roy, David Clarke (2003). Astronomy. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2. 
  2. ^ Stull, R. (2000). Meteorology For Scientists and Engineers. A technical companion book with Ahrens' Meteorology Today. Belmont CA: Brooks/Cole. s. 400. ISBN 978-0-534-37214-9. 

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Düzgün dairesel hareket</span>

Düzgün dairesel hareket, sabit bir kuvvetin etkisinde, bir çember üzerinde süratin değişmediği harekettir.

<span class="mw-page-title-main">Kahverengi cüce</span>

Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gök bilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.

<span class="mw-page-title-main">Normal dağılım</span> sürekli olasılık dağılım ailesi

Normal dağılım, aynı zamanda Gauss dağılımı veya Gauss tipi dağılım olarak isimlendirilen, birçok alanda pratik uygulaması olan, çok önemli bir sürekli olasılık dağılım ailesidir.

<span class="mw-page-title-main">Enerji seviyesi</span>

Enerji seviyesi, atom çekirdeğinin etrafında katman katman biçiminde bulunan kısımların her biridir. Bu yörüngelerde elektronlar bulunur. Yörüngenin numarası; 1, 2, 3, 4, ... gibi sayı değerlerini alabilir. Yörünge numarasına baş kuantum sayısı da denir ve "n" ile gösterilir. Yörünge numarası ile yörüngenin çekirdeğe uzaklığı doğru orantılıdır.

Işık akısı bir fiziksel niceliktir ve insan gözünün algıladığı ışık gücünün miktarını ifade eder. Bu tariften de anlaşıldığı gibi, ışık akısı hem ışınım yapan kaynağın gücüne hem de insan gözünün özelliğine bağlıdır. SI birimi MKS sisteminde lumen dir.

<span class="mw-page-title-main">Basit sarkaç</span>

Basit sarkaç, serbest durumda bulunan ipin ucuna G ağırlıklı cisim asıldığında oluşan sisteme denir. Sönümlenmeyen basit sarkaç, basit harmonik hareket yapar.

Knudsen sayısı, moleküler ortalama serbest yol ile kabaca ölçülebilir uzunluk skalasının oranını veren boyutsuz sayıdır. Bu uzunluk skalası, örneğin, bir sıvının içinde yer alan bir cismin çapı olabilir. Knudsen sayısı adını Danimarkalı fizikçi Martin Knudsen'e (1871-1949) atfen almıştır.

<span class="mw-page-title-main">Gauss fonksiyonu</span>

Matematikte Gauss fonksiyonu, bir fonksiyon biçimidir ve şöyle ifade edilir:

<span class="mw-page-title-main">Kara cisim ışınımı</span> opak ve fiziksel yansıma gerçekleştirmeyen siyah cisimden yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısı

Siyah cisim ışıması içinde elektromanyetik ışıma ya da çevresinde termodinamik dengeyi sağlayan ya da siyah cisim tarafından yayılan ve sabit tutulan tekdüze ısıdır. Işıma çok özel bir spektruma ve sadece cismin sıcaklığına bağlı olan bir yoğunluğa sahiptir. Termal ışıma, birçok sıradan obje tarafından kendiliğinden yayılan bir siyah cisim ışıması sayılabilecek türden bir ışımadır. Tamamen yalıtılmış bir termal denge ortamı siyah cisim ışımasını kapsar ve bir boşluk boyunca kendi duvarını yaratarak yayılır, boşluğun etkisi göz ardı edilebilecek kadar küçüktür. Siyah cisim oda sıcaklığında siyah görünür, yaydığı enerjinin çoğu kızılötesidir ve insan gözü ile fark edilemez. Daha yüksek sıcaklıklarda, siyah cisimlerin özkütleleri artarken renkleri de soluk kırmızıdan kör edecek şekilde parlaklığı olan mavi-beyaza dönüşür. Gezegenler ve yıldızlar kendi sistemleri ve siyah cisimler ile termal dengede olmamalarına rağmen, yaydıkları enerji siyah cisim ışımasına en yakın olaydır. Kara delikler siyah cisim olarak sayılabilirler ve kütlelerine bağlı bir sıcaklıkta siyah cisim ışıması yaptıklarına inanılır . Siyah Cisim terimi, ilk olarak Gustav Kirchhoff tarafından 1860 yılında kullanılmıştır.

<span class="mw-page-title-main">Seyfert galaksisi</span> Galaksi

Seyfert Galaksileri, kuasarlar içinde aktif galaksiler içinde en büyük iki gruptan birini teşkil eder. Bunlar, kuasarlardan farklı olarak, ev sahibi galaksileri kolayca tespit edilebilen, yüksek iyonizasyon emisyon hatları ortaya çıkartan spektrumları olan oldukça yüksek yüzey parlaklıkları ile kuazar benzeri çekirdeklere sahiptirler.

Isıl ışınım maddedeki yüklü parçacıkların ısıl hareketiyle meydana gelmiş elektromanyetik ışınımdır. Isısı mutlak sıfırdan büyük olan her madde ısıl ışınım yayar. Isısı mutlak sıfırdan büyük olan maddelerde atomlar arası çarpışmalar, atomların ya da moleküllerin kinetik enerjisinde değişime neden olur.

<span class="mw-page-title-main">Van Stockum tozu</span>

Genel görelilikte, Van Stockum tozu Einstein alan denklemlerinin silindirik simetri ekseni etrafında dönen tozun oluşturduğu yer çekimi alanı için kesin sonucudur. Tozun yoğunluğu eksenin uzaklığıyla beraber arttığı için çözüm oldukça yapay olmakla kalmaz, aynı zamanda genel görelilikteki bilinen en basit çözümlerden olmakla beraber aynı zamanda Pedagojik olarak önemli örneklerden biri olarak gösterilir.

<span class="mw-page-title-main">Planck yasası</span> belirli bir sıcaklıkta termal denge durumunda bulunan bir kara cisim ışımasının yaydığı elektromanyetik radyasyonu ifade eden terim

Planck yasası belirli bir sıcaklıkta termal denge durumunda bulunan bir kara cisim ışımasının yaydığı elektromanyetik radyasyonu ifade eder. Yasa 1900 yılında Max Planck bu ismi önerdikten sonra isimlendirilmiştir. Planck yasası modern fiziğin ve kuantum teorisinin öncül bir sonucudur.

Stefan Boltzmann yasası bir nesnenin sıcaklığı ile yaptığı ışınım arasındaki ilişkiyi veren bir fizik yasasıdır. Josef Stefan (1835-1893) bu ilişkiyi ortaya koymuş, öğrencisi Ludwig Boltzmann (1844-1906) ise ilişkinin kuramsal temelini oluşturmuştur.

Steradyan, matematikte bir katı açı ölçü birimidir. Boyutsuz bir büyüklük olup 1995 yılından itibaren türetilmiş SI birim olarak tanımlanmıştır. simgesiyle gösterilir. Kısaltması sr'dir. Steradyan TÜBİTAK tarafından şu şekilde tarif edilmektedir:

Katı açı; Yarıçapı 1 m ve koninin ucu kürenin merkezinde olan ve kürenin yüzeyinde koninin gördüğü 1 m2 alana eşit merkez açı bir steradyandır.
<span class="mw-page-title-main">Wiedemann-Franz kanunu</span>

Wiedemann-Franz kanunu, metallerde ısı iletkenliğinin (κ) elektrik iletkenliğine (σ) oranının sıcaklık (T) ile doğru orantılı olduğunu söyleyen kanundur.

<span class="mw-page-title-main">Radar kesiti</span> nesnenin radarla ne kadar algılanabilir olduğunun bir ölçüsü

Radar kesiti (RCS), bir nesnenin radarla ne kadar algılanabilir olduğunun bir ölçüsüdür. Daha büyük bir RCS, bir nesnenin daha kolay tespit edildiğini gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Stefan-Boltzmann sabiti</span>

Yunan harfi σ (sigma) ile gösterilen fiziksel bir sabit olan Stefan-Boltzmann sabiti, Stefan-Boltzmann yasasında orantı sabitidir: "Termodinamik sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılı olan siyah cismin sıcaklığı arttıkça, tüm dalga boylarına yayılan toplam yoğunluğu da artar" şeklinde açıklanabilmektedir. Termal radyasyon teorisi, moleküler, atomik ve atom altı seviyelerle ilişki kurmak için fiziği kullanarak kuantum mekaniği teorisini ortaya koyar. Sloven fizikçi Josef Stefan, sabiti 1879'da formüle etti ve daha sonra 1884'te Avusturyalı fizikçi Ludwig Boltzmann tarafından da türetildi. Denklem aynı zamanda Planck yasasından, belirli bir sıcaklıktaki tüm dalga boyları üzerinden küçük bir düz siyah cisim kutusunu temsil edecek şekilde bütünleştirilerek türetilebilir. "Yayılan termal radyasyon miktarı hızla artar ve radyasyonun ana frekansı sıcaklık arttıkça yükselir". Stefan-Boltzmann sabiti, ona çarpan tüm ışıyan enerjiyi emen ve yayan bir kara cisim tarafından yayılan ısı miktarını ölçmek için kullanılabilir. Ayrıca, Stefan-Boltzmann sabiti sabit sıcaklıklarda (K) yoğunluk birimine (W⋅m−2) dönüştürülmesine de olanak sağlar.

Keşfedilip adlandırılan veya numaralandırılan asteroitlere ilişkin olarak birkaç fiziksel parametre ile yörünge elementleri dışında çok az şey bilinmektedir. Bazı fiziksel özellikleri yalnızca tahmin edilebilmekte, bu nedenle fiziksel veriler bazı genel geçer kabul gören varsayımlar vasıtasıyla belirlenmektedir.

<span class="mw-page-title-main">Weber sayısı</span>

Weber sayısı (We), akışkanlar mekaniği alanında farklı iki akışkan arasındaki ara yüzeylerin bulunduğu akışkan akışlarını analiz ederken sıkça kullanılan bir boyutsuz sayıdır ve özellikle yüksek derecede eğilmiş yüzeylere sahip çok fazlı akışlar için oldukça faydalıdır. Bu sayı, Moritz Weber (1871–1951)'in adıyla anılmaktadır. Bu sayı, akışkanın eylemsizliğinin yüzey gerilimine kıyasla göreceli önemini ölçmek için kullanılan bir parametre olarak düşünülebilir. İnce film akışlarının ve damlacık ile kabarcık oluşumlarının analizinde büyük önem taşır.