1. Wien의 변위 법 :
*이 법은 흑체 (완벽한 이미 터 및 방사선의 흡수)에 의해 방출되는 빛의 피크 파장이 온도에 반비례한다고 말합니다.
* 과학자들은 태양의 스펙트럼을 측정하여 약 500 나노 미터 (녹색광)에 해당하는 파장에서 피크 강도를 찾습니다.
* Wien의 변위법을 사용하여 섭씨 약 5,500도 (화씨 9,932도)의 표면 온도를 계산합니다.
2. Stefan-Boltzmann 법 :
*이 법은 흑체에 의해 방사 된 총 에너지와 온도와 관련이 있습니다.
* 과학자들은 태양의 총 에너지 출력 (광도)과 반경을 측정합니다.
* Stefan-Boltzmann 법칙을 사용하여 약 5,778 Kelvin (화씨 9,941도)의 표면 온도를 계산합니다.
3. 분광학 :
* 태양의 빛의 스펙트럼 라인을 분석함으로써 과학자들은 태양 대기에서 다양한 요소의 풍부함과 온도를 결정할 수 있습니다.
* 스펙트럼 라인의 폭과 모양은 가스의 온도에 대한 정보를 제공합니다.
4. 태양 모델 :
* 과학자들은 태양의 내부와 분위기를 시뮬레이션하는 컴퓨터 모델을 만듭니다.
*이 모델은 물리적 법칙과 관측의 데이터를 통합하여 태양 내에서 다른 깊이로 온도를 계산할 수 있습니다.
5. 우주선 관찰 :
* 태양과 헬리오 스피어 천문대 (SOHO)와 같은 위성 및 Parker Solar 프로브는 태양의 온도와 방사선을 직접 측정합니다.
* 이러한 측정은 태양의 코로나 (외부 대기) 및 동적 프로세스에 대한 자세한 정보를 제공합니다.
키 포인트 :
* 각 방법은 태양 온도에 대해 약간 다른 관점을 제공하지만 일반적으로 섭씨 약 5,500-5,800 도의 표면 온도에 동의합니다.
* 태양의 핵심은 핵 융합 반응으로 인해 섭씨 수백만도에 도달하여 훨씬 더 뜨겁습니다.
* 온도는 태양 전체에 따라 다르며 코어에서 표면으로 이동할 때 더 시원해집니다.
이러한 방법을 통해 과학자들은 태양의 온도와 내부 과정에 대한 우리의 이해를 끊임없이 개선하여 우주에서의 별 진화와 우리의 자리에 대한 우리의 지식에 기여합니다.
