16. Температура поверхности Солнца

Температура излучающего тела определяется с помощью законов излучения (см. Приложение 1). Первый метод заключается в следующем. Получаем спектр излучающего тела. Затем, варьируя T в формуле Планка, добиваемся того, чтобы теоретическая кривая наилучшим образом совпадала с экспериментальной. Определенная таким образом температура называется цветовой, будем обозначать ее T_ц. На рис. 6 приведены распределения энергии в спектре Солнца и набор кривых, рассчитанных по формуле Планка для различных температур. Как видно, полного совпадения теоретических кривых с наблюдаемой нет. Это и неудивительно, ведь Солнце не является абсолютно черным телом. Кроме того, необходимо иметь в виду, что излучение от Солнца, проходя через земную атмосферу, сильно искажается. Лишь с развитием космической техники появилась возможность выносить аппаратуру за пределы атмосферы. В диапазоне длин волн >5000 , как видно из рис. 1, наблюдениям лучше всего отвечает кривая Т_Ц = 6500 К. В радиодиапазоне цветовая температура подскакивает до 10⁶ K.

Другой метод определения температуры основан на законе Стефана-Больцмана. Полученная таким образом температура называется эффективной, и ее обозначают T_e. Находится T_e из соотношения

, (3.1)

где R - радиус звезды. Для Солнца эффективная температура оказывается . Как видно, цветовая и эффективная температуры отличаются друг от друга. Это как раз и указывает на то, что Солнце, строго говоря, нельзя считать абсолютно черным телом. Если бы это было так, то должно было бы выполняться равенство Т_Ц =T_e. Однако близость значений Т_Ц и T_e указывает на то, что приближенно Солнце можно рассматривать как абсолютно черное тело.

Задача №16. Оценить тепловые скорости частиц на поверхности Солнца и сравнить их с параболической скоростью.