تاريخ الفيزياء
علماء الفيزياء
الفيزياء الكلاسيكية
الميكانيك
الديناميكا الحرارية
الكهربائية والمغناطيسية
الكهربائية
المغناطيسية
الكهرومغناطيسية
علم البصريات
تاريخ علم البصريات
الضوء
مواضيع عامة في علم البصريات
الصوت
الفيزياء الحديثة
النظرية النسبية
النظرية النسبية الخاصة
النظرية النسبية العامة
مواضيع عامة في النظرية النسبية
ميكانيكا الكم
الفيزياء الذرية
الفيزياء الجزيئية
الفيزياء النووية
مواضيع عامة في الفيزياء النووية
النشاط الاشعاعي
فيزياء الحالة الصلبة
الموصلات
أشباه الموصلات
العوازل
مواضيع عامة في الفيزياء الصلبة
فيزياء الجوامد
الليزر
أنواع الليزر
بعض تطبيقات الليزر
مواضيع عامة في الليزر
علم الفلك
تاريخ وعلماء علم الفلك
الثقوب السوداء
المجموعة الشمسية
الشمس
كوكب عطارد
كوكب الزهرة
كوكب الأرض
كوكب المريخ
كوكب المشتري
كوكب زحل
كوكب أورانوس
كوكب نبتون
كوكب بلوتو
القمر
كواكب ومواضيع اخرى
مواضيع عامة في علم الفلك
النجوم
البلازما
الألكترونيات
خواص المادة
الطاقة البديلة
الطاقة الشمسية
مواضيع عامة في الطاقة البديلة
المد والجزر
فيزياء الجسيمات
الفيزياء والعلوم الأخرى
الفيزياء الكيميائية
الفيزياء الرياضية
الفيزياء الحيوية
الفيزياء العامة
مواضيع عامة في الفيزياء
تجارب فيزيائية
مصطلحات وتعاريف فيزيائية
وحدات القياس الفيزيائية
طرائف الفيزياء
مواضيع اخرى
How Hot the Sun?
المؤلف:
Sidney B. Cahn, Gerald D. Mahan And Boris E. Nadgorny
المصدر:
A GUIDE TO PHYSICS PROBLEMS
الجزء والصفحة:
part 2 , p 34
29-8-2016
1307
How Hot the Sun?
The total radiant energy flux at the Earth from the Sun, integrated over all wavelengths, is observed to be approximately 0.14 × 107 erg cm-2 s-1. The distance from the Earth to the Sun, d, is 1.5 × 1013 cm and the solar radius, RS, is 7 × 1010 cm. Treating the Sun as a “blackbody,” make a crude estimate of the surface temperature of the Sun (see Figure 1.1). To make the numerical estimate, you are encouraged to ignore all factors of 2’s and π's to express any integrals that you might have in dimensionless form, and to take all dimensionless quantities to be unity.
Figure 1.1
SOLUTION
The distribution of photons over the quantum states k with energy εk = hωk is given by Planck’s distribution nk (the Bose–Einstein distribution with chemical potential μ = 0).
(1)
where τ is the temperature of the radiation which we consider equal to the temperature of the surface of the Sun. To find the total energy, we can replace the sum over modes by an integral over frequencies:
(2)
where the factor 2 accounts for the two transverse photon polarizations. The energy of radiation dεω in an interval dω and unit volume is therefore
(3)
The total radiation energy density u = ε/V over all frequencies is
(4)
The integral with factor 1/π2 is just a number which we can take ~ 1 (in fact it is π2/15). So
(5)
The energy flux JT per a unit solid angle is
(6)
The flux that illuminates the Earth is proportional to the solid angle ∆Ω subtended by the Sun’s surface at the Earth:
(7)
The radiant energy flux at the Earth is therefore
(8)
where TS is the temperature of the Sun’s surface in K. Now we may estimate TS:
(9)
(The actual temperature is about 6000 K.)