N? som vi vet hva fluksen er en radius R ute fra solen v?r trenger vi bare en ting til f?r vi kan regne p? tempraturen til planeten. Som dere n? vet er fluks mengden energi per tid per arial som str?les ut, og vi kaller den totale energien per tid lysintensiteten. Vi er ikke veldig interessert i den totalelysintesiten fra solen, det som vi bryr oss om er hvor mye som treffer en planet. Dette er fordi dette er tiln?rmet den totale energien som treffer planeten. Dette er lett ? se for seg, all energi m? komme fra ett sted, stjernene er langt unna energien fra dem er liten, ellers er det ingen andre energikilder.
Siden all energi m? komme fra ett sted, og n?r noe er varmt str?ler det ut energi vil det si at hvis tempraturen p? planetene er konstant s? m? energien ut og inn v?re den samme. Derfor er det nyttig og vite hvor mye energi som kommer inn.
Intesiteten til lyset som treffer planeten vil variere av to ting, fluksen som treffer planeten, og radiusen til planeten. F?rst antar vi at lysstr?lene treffer planeten helt parrarelt, en grei antagelse siden solen er langt unna planeten i forhold til radiusen til planeten. N? tenk at du lyser rett p? en kule, hvordan ser skyggen ut? Jo hvis str?lene er rette (som vi antar) vil skyggen bli en disk med radius lik radiusen til kullen (se figur 1). Alts? planeten stopper like mye lys som en flat disk. Dermed kan vi tenke oss at arealet som blir truffet er lik arealet av en disk med radius lik radiusen til planeten.
Da kan vi gange fluksen med dette arealet ogs? kan vi finne at lysintesiteten som treffer planeten blir
\(I_p = F_R A_p = F_\star (\frac{r_\star}{R})^2 \pi r_p^2 \)
hvor I er intesiteten som treffer planeten, \(F_\star\) er fluksen ved soloverflaten, \(r_\star\) er radiusen til stjernen, R er avstanden mellom planeten og stjernen, og \(r_p\) er radiusen til planeten.
N? er vi endelig klare til ? regne tempraturene til planetene i v?rt solsystem
Logg inn for ? kommentere