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한 [[항성]]의 유효온도(<math>\mathcal{F}_{Bol}</math>)는 단위 표면적이 방출하는 복사에너지와 동일한 양의 에너지를 방출하는, 흑체의 온도이다. 항성의 유효온도는 [[슈테판-볼츠만 법칙]] <math>\mathcal{F}_{Bol}=\sigma T_{eff}^4</math>으로 정의할 수 있다. 항성의 반지름을 <math>R</math>로 놓을 경우 그 항성의 전(全)복사광도는 <math>L=4 \pi R^2 \sigma T_{eff}^4</math>가 된다. 항성의 [[반지름]]에 대한 정의는 확실하게 정립되어 있지 않다. 유효온도는 항성의 반지름을 [[로슬랜드 광학적 깊이]]로 정의할 때의 온도와 일치한다.<ref>{{서적 인용|제목=항성천체물리학 개론 3권: 항성 구조 및 진화(''Introduction to Stellar Astrophysics, Volume 3, Stellar structure and evolution'')|성=Erika|이름=Böhm-Vitense|쪽=14|출판사=Cambridge University Press}}</ref><ref>{{웹 인용|제목=The parameters R and Teff in stellar models and observations|성1=B.|이름1=Baschek|성2=M.|이름2=cholz|성3=R.|이름3=Wehrse|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26A...246..374B}}</ref> 유효온도와 [[복사광도]]는 한 항성을 [[HR 도표]] 위에 표시하는 기준이 된다. 실질적으로, 유효온도 및 복사광도 둘 다 항성의 화학적 조성에 영향을 받는다.
 
우리 [[태양]]의 유효온도는 5780[[켈빈]] 정도이다.<ref>{{서적 인용|장=Section 14: Geophysics, Astronomy, and Acousticse|출판사=CRC Press|제목=Handbook of Chemistry and Physics|url=http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm|edition=88|확인날짜=2008-10-15|보존url=https://web.archive.org/web/20090511235825/http://www.scenta.co.uk/tcaep/nonxml/science/constant/details/effectivetempofsun.htm|보존날짜=2009-05-11|깨진링크url-status=dead}}</ref><ref>{{서적 인용|제목=Life in the Solar System and Beyond|성=Barrie William|이름=Jones|쪽=7|출판사=Springer|연도=2004|isbn=1852331011| url=http://books.google.com/books?id=MmsWioMDiN8C&pg=PA7&dq=%22effective+temperature+of+the+sun%22&lr=&ei=inm8R4vBHYTIyASunImbBQ&sig=U7l2pgwQIqlkMuLIWg1HuTW5AxA}}</ref>
항성들은 내부로 갈수록 서서히 뜨거워지는 온도 [[그래디언트]]를 형성하고 있다. [[태양핵|태양의 중심핵]] 온도([[수소]] [[핵융합]] 작용이 일어나는 장소)는 약 1500만 켈빈일 것으로 추측하고 있다.
 

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