حرارة الكوكب

الخطوة 1: فهم المدخلات. تحتاج إلى معرفة التدفق النجمي (F) الذي يصل إلى الكوكب، ويُقاس بوحدة واط لكل متر مربع (W/m²). هذا التدفق يعتمد على لمعان النجم وبعد الكوكب عنه. والمدخل الثاني هو البياض (A)، وهو نسبة الإشعاع المنعكس من الكوكب دون امتصاص (يتراوح بين 0 و1). فمثلاً الأرض بياضها حوالي 0.3.

الخطوة 2: حساب الإشعاع الممتص. الجزء الممتص من التدفق هو F * (1 - A). هذا يمثل الطاقة التي يمتصها الكوكب لكل وحدة مساحة من قرصه المواجه للنجم. لكن الكوكب يشع من كامل سطحه، ولهذا نستخدم عامل هندسي: الكوكب يمتص الإشعاع على مقطع عرضي πR²، ويشع من مساحة سطح 4πR². لذلك فإن الطاقة الممتصة لكل وحدة مساحة سطح هي F*(1-A)/4.

الخطوة 3: تطبيق قانون ستيفان-بولتزمان. يفترض توازن إشعاعي بحيث تكون الطاقة الممتصة مساوية للطاقة المشعة من الكوكب. الطاقة المشعة لكل وحدة مساحة هي σ * T_eq^4، حيث σ = 5.67×10⁻⁸ W/m²K⁴. نساوي: σ * T_eq^4 = F*(1-A)/4.

الخطوة 4: حل لدرجة الحرارة. برفع الطرفين للقوة 1/4 نحصل على: T_eq = [ F*(1-A) / (4σ) ]^(1/4). هذه هي درجة حرارة التوازن الإشعاعي، بافتراض أن الكوكب جسم أسود تماماً ولا تأثير للغلاف الجوي. تُعطى T_eq بوحدة كلفن (K).

الخطوة 5: تفسير النتيجة. درجة الحرارة المحسوبة هي للمنطقة الاستوائية المتوسطة. في الواقع، قد ترتفع درجة الحرارة الفعلية بسبب ظاهرة الاحتباس الحراري أو تنخفض بسبب التوزيع غير المتساوي للحرارة. هذه الحاسبة تقدم قيمة مرجعية أساسية.