Эффективная температура

Эффекти́вная температу́ра $\! T_E$ в параметр, характеризующий светимость (полную мощность излучения) небесного тела (или другого объекта), т. е. это температура абсолютно чёрного тела с размерами, равными размерам небесного тела и излучающего такое же количество энергии в единицу времени.

В соответствии с законом Стефана в Больцмана светимость $\! L$ сферического абсолютно чёрного тела с радиусом $\! R$ , т. е. площадью излучающей поверхности $\! 4\pi R^2$ :

$L=4\pi R^2 \sigma T_E^4$ .

Таким образом, эффективная температура объекта равна температуре абсолютно чёрного тела, с единицы поверхности которого в единицу времени излучается энергия $\! L/4\pi R^2$ .

В случае небесных тел, окружённых атмосферами, эффективная температура определяется температурой внешнего излучающего слоя атмосферы с оптической толщиной $\tau \approx 1$ : в случае звёзд в фотосферой, в случае планет в верхними слоями атмосфер. И в случае небесных тел с собственными источниками энергии (звёзды), и в случае небесных тел, получающих энергию от центрального светила (внутренние планеты, атмосферы которых содержат парниковые газы), эффективная температура ниже температуры недр звёзд или поверхностей планет.

[править] Эффективная температура Земли

Земля освещена Солнцем с одной стороны, поэтому величина падающего потока излучения будет равна: $J_0=\pi R^2 \varepsilon$ , где $\varepsilon$ - это солнечная постоянная. Вследствие того, что Земля отражает часть излучения, с учётом среднего по всему спектру альбедо Земли поток энергии, поглощённой планетой будет равен: $J_1=\pi R^2 \varepsilon (1-a)$ , где $a$ - геометрическое альбедо Земли. В равновесии поток поглощённой энергии равен потоку излучающей (выражающийся из закона Стефана-Больцмана), получаем равенство: $\pi R^2 \varepsilon (1-a)= 4\pi R^2 \sigma T_E^4$