Katholieke Encyclopaedie

Uitgeverij Joost van den Vondel (1933-1939)

Gepubliceerd op 22-10-2019

Temperatuur

betekenis & definitie

1° (natuurkunde) maat voor den warmtetoestand van een lichaam. Volgens de kinetische theorie der stof is t. alleen afhankelijk van het arbeidsvermogen van beweging der moleculen. Naar boven zijn geen grenzen aan t. gesteld, in het laboratorium kan men t. van 4000° C bereiken, zeer kortstondig zelfs nog veel hoogere t. Voor de t. van sterren zie hier beneden.

Naar beneden is er aan de t. wel een grens, nl. de t., waarbij de moleculen stilstaan, hetgeen geschiedt bij -273,14° C (absoluut nulpunt). Zie ➝ Temperatuurschaal. Lit.: F. Henning, Temperaturmessung (1915).

J. v. Santen.

Voor de t. van het menschelijk lichaam, zie ➝ Lichaamstemperatuur; Warmteregeling. Voor de beteekenis van de t. van het klimaat voor den mensch, zie ➝ Klimatotherapie; Beroepshygiëne (7°).

Voor de t. van het aardoppervlak, zie ➝ Grondtemperatuur.

Voor de t. van de lucht, zie Atmospheer en ➝ Stratospheer. Zie ook ➝ Gradiënt (2°).

De t. der leden van het planetenstelsel. De t. van de donkere hemellichamen van het zonnestelsel kan berekend worden uit metingen van de hoeveelheid warmte, die zij, buiten de teruggekaatste zonnestraling, wegens hun eigen t. uitstralen, of ook uit den aard van de straling, als men nl. uit het spectrum iets over den toestand, en dan ook over de t. op het oppervlak kan afleiden. Op Mercurius verloopen de t. tusschen 400° in de volle zon en 200° als de zon er is ondergegaan, alles in graden Celsius; op Venus tusschen 50° en -20°, op de maan tusschen 120° en -150°) op Mars is in de heetste streken de gemiddelde t. 20°, op Jupiter -120°, op Saturnus omtrent -130° en op de verdere planeten nog lager. Doordat men de hoeveelheid invallende straling voldoende nauwkeurig kent, kan men ook een schatting van de t. maken door na te gaan, hoe hoog bij een zwart lichaam de t. zou moeten zijn om dezelfde hoeveelheid energie weer uit te stralen. Deze t. zijn voor Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus resp. -150°, -180°, -210° en -222°. In werkelijkheid zijn de planeten echter geen zwarte lichamen en hun t. liggen in het algemeen hooger.

Lit.: H. N. Russell, The solar system and its origin (1935). de Kort.

De t. van de zon is te bepalen door haar straling te vergelijken met die van een zwart lichaam. Hierbij kan men letten

a) op de totale hoeveelheid energie, die de zon per cm2 uitstraalt, en
b) op de verhouding van de stralingsintensiteit in vsch. golflengten.

Zoowel a) als b) stemmen overeen met de straling van een zwart lichaam van 6000° C. Dit is de effectieve t. van de zon, d.w.z. de zon straalt als een zwart lichaam van 6000° C. Deze t. is een soort gemiddelde voor de buitenlagen van de zon.

Bij de vaste sterren is alleen methode b) toe te passen. De intensiteitsverdeeling over de vsch. golflengten is spectrophotometrisch te meten (➝ Astrospectroscopie), maar ook de ➝ kleur van een ster hangt af van die intensiteitsverdeeling en ook uit de kleur is dus de t. af te leiden. Is de t. bekend, dan kan men de straling per cm2 en vervolgens uit de totale straling (bolometrische helderheid) het oppervlak en dus den straal van de ster berekenen. Dit alles berust echter op de zeker niet juiste onderstelling, dat de ster straalt als een zwart lichaam. Een onafhankelijk gegeven over de t. levert het spectrum; uit de lijnintensiteiten volgt de ionisatiegraad der vsch. elementen en daaruit de t. Beide methoden leiden tot een t.-schaal, die 3000°C aangeeft voor de M-sterren en 20 000°C voor de B-sterren; nog veel hoogere t. hebben de ➝ Wolf-Rayet-sterren en de planetarische nevels. De t. in het binnenste der sterren is theoretisch te schatten (➝ Ster); men komt tot t. van de orde van 10 000 000°C. Reesinck.

Onder t. der interstellaire ruimte wordt wel verstaan de t., die een roetzwart lichaam, ver van elke ster, zou aannemen onder den invloed der straling van alle sterren. Deze wordt door Eddington geschat op ruim 3° Kelvin (d.i. -270° C). Vraagt men echter naar de t. der uiterst ijle materie (wolken van geïoniseerde calcium-, natrium- en andere atomen), waarvan de interstellaire ruimte vervuld is, dan komt men, volgens Eddington, tot t. van 10 000° tot 16 000° C, ongeveer beantwoordend aan de spectrale verdeeling van de stralingsenergie der sterren in het beschouwde punt. . Lit.: A. S. Eddington, The Internal Constitution of the Stars (1926; Duitsch: Der innere Aufbau der Sterne, 1928).

Stein.

2° Voor temperatuur in de muziek, zie ➝ Gelijkzwevende temperatuur; zie ook ➝ Stemming.