Яркость

редактировать
Для использования в других целях, см Яркость (значения).

ВС имеет внутреннюю светимость3,83 × 10 26  Вт. В астрономии, эта сумма равна одной солнечной светимости, представленной символом L ⊙. Звезда, мощность излучения которой в четыре раза выше, чем у Солнца, имеет светимость4  л ⊙.

Яркость - это абсолютная мера излучаемой электромагнитной мощности (света), мощности излучения, излучаемой светоизлучающим объектом с течением времени. В астрономии, светимость общее количество электромагнитной энергии, излучаемой в единицу времени на звезды, галактики или других астрономических объектов.

В единицах СИ светимость измеряется в джоулях в секунду или ваттах. В астрономии, значение светимости часто даются в терминах светимости от Солнца, L ⊙. Светимость также может быть задана в системе астрономической звездной величины : абсолютная болометрическая звездная величина ( M bol) объекта является логарифмической мерой его общей скорости излучения энергии, в то время как абсолютная величина является логарифмической мерой светимости в определенном диапазоне длин волн. или полосу фильтра.

Напротив, термин яркость в астрономии обычно используется для обозначения видимой яркости объекта: то есть того, насколько ярким объект кажется наблюдателю. Кажущаяся яркость зависит как от яркости объекта, так и от расстояния между объектом и наблюдателем, а также от любого поглощения света на пути от объекта к наблюдателю. Видимая величина - это логарифмическая мера кажущейся яркости. Расстояние, определяемое мерами яркости, может быть несколько неоднозначным, и поэтому иногда его называют расстоянием яркости.

СОДЕРЖАНИЕ

  • 1 Измерение
  • 2 Звездная светимость
  • 3 Радиосветимость
  • 4 формулы светимости
  • 5 Отношение к величине
  • 6 См. Также
  • 7 ссылки
  • 8 Дальнейшее чтение
  • 9 Внешние ссылки

Измерение

Если не оговорено иное, термин означает «светимость» болометрическая светимость, которая измеряется либо в СИ единицах, Вт, или с точки зрения солнечной светимости ( L☉). Болометра является инструментом, используемым для измерения лучистой энергии в широком диапазоне путем поглощения и измерения нагрева. Звезда также излучает нейтрино, которые уносят некоторую энергию (около 2% в случае нашего Солнца), внося свой вклад в общую светимость звезды. МАС определил номинальную яркость Солнца в3,828 × 10 26  Вт, чтобы способствовать публикации последовательных и сопоставимых значений в единицах светимости Солнца.

Хотя болометры действительно существуют, их нельзя использовать для измерения даже видимой яркости звезды, потому что они недостаточно чувствительны по всему электромагнитному спектру и потому, что большинство длин волн не достигают поверхности Земли. На практике болометрические величины измеряются путем проведения измерений на определенных длинах волн и построения модели полного спектра, которая, скорее всего, будет соответствовать этим измерениям. В некоторых случаях процесс оценки является экстремальным, когда светимость вычисляется, когда наблюдается менее 1% выделяемой энергии, например, когда горячая звезда Вольфа-Райе наблюдается только в инфракрасном диапазоне. Болометрические светимости также могут быть рассчитаны с использованием болометрической поправки к светимости в определенной полосе пропускания.

Термин яркость также используется в отношении определенных полос пропускания, таких как визуальная яркость яркости K-диапазона. Обычно это не светимости в строгом смысле абсолютной меры излучаемой мощности, а абсолютные величины, определенные для данного фильтра в фотометрической системе. Существует несколько различных фотометрических систем. Некоторые из них, такие как система UBV или система Джонсона, определяются относительно фотометрических стандартных звезд, в то время как другие, такие как система AB, определяются в терминах спектральной плотности потока.

Звездная светимость

Светимость звезды можно определить по двум звездным характеристикам: размеру и эффективной температуре. Первые обычно представлены в виде радиусов Солнца, R ⊙, а вторые - в градусах Кельвина, но в большинстве случаев ни один из них не может быть измерен напрямую. Чтобы определить радиус звезды, необходимы два других показателя: угловой диаметр звезды и ее расстояние от Земли. И то, и другое можно измерить с большой точностью в определенных случаях: холодные сверхгиганты часто имеют большой угловой диаметр, а у некоторых холодных эволюционировавших звезд в атмосфере есть мазеры, которые можно использовать для измерения параллакса с помощью РСДБ. Однако для большинства звезд угловой диаметр или параллакс, или и то, и другое, намного ниже наших возможностей измерить с какой-либо достоверностью. Поскольку эффективная температура - это просто число, которое представляет температуру черного тела, воспроизводящего светимость, очевидно, что ее нельзя измерить напрямую, но ее можно оценить по спектру.

Альтернативный способ измерения светимости звезды - измерение видимой яркости и расстояния до звезды. Третий компонент, необходимый для получения светимости, - это степень присутствующего межзвездного поглощения, состояние, которое обычно возникает из-за газа и пыли, присутствующих в межзвездной среде (ISM), атмосфере Земли и околозвездном веществе. Следовательно, одной из центральных задач астрономии при определении светимости звезды является получение точных измерений для каждого из этих компонентов, без которых точное значение светимости остается неуловимым. Погасание можно измерить напрямую, только если известны как фактическая, так и наблюдаемая светимости, но его можно оценить по наблюдаемому цвету звезды, используя модели ожидаемого уровня покраснения межзвездной среды.

В нынешней системе классификации звезд звезды сгруппированы по температуре: массивные, очень молодые и энергичные звезды класса O имеют температуру, превышающую 30 000  K, в то время как менее массивные, обычно более старые звезды класса M показывают температуру ниже 3500 K. Поскольку светимость пропорциональна температуре в четвертой степени, большое изменение температуры звезды приводит к еще более значительному изменению светимости звезды. Поскольку светимость зависит от большой мощности звездной массы, светящиеся звезды с большой массой имеют гораздо более короткое время жизни. Самые яркие звезды - это всегда молодые звезды, не более нескольких миллионов лет для самых экстремальных. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела ось абсцисс представляет температуру или спектральный тип, а ось ординат - яркость или величину. Подавляющее большинство звезд находится вдоль главной последовательности: синие звезды класса O находятся в верхнем левом углу диаграммы, а красные звезды класса M падают в нижний правый угол. Некоторые звезды, такие как Денеб и Бетельгейзе, находятся выше и правее от главной последовательности, более светящиеся или более холодные, чем их эквиваленты на главной последовательности. Повышенная светимость при той же температуре или, альтернативно, более низкая температура при той же светимости указывает на то, что эти звезды больше, чем звезды на главной последовательности, и их называют гигантами или сверхгигантами.

Голубые и белые сверхгиганты - это звезды высокой светимости, которые несколько холоднее самых ярких звезд главной последовательности. Звезда, как Deneb, например, имеет светимость около 200000 L ⊙, спектральный тип A2 и эффективную температуру около 8500 К, а это означает, что имеет радиус около 203  R ☉ (1,41 × 10 11  м ). Для сравнения, красный сверхгигант Бетельгейзе имеет светимость около 100000 L ⊙, спектральный тип М2, и температуру около 3500 К, т.е. его радиус составляет около 1000  R ☉ (7,0 × 10 11  м ). Красные сверхгиганты имеют самый большой тип звезды, но большинство светящихся намного меньше и горячие, с температурой до 50000 К и более и светимость нескольких миллионов L ⊙, то есть их радиусы всего лишь несколько десятков R ⊙. Например, r136a1 имеет температуру над 46,000 K и светимость более чем 6,100,000 L ⊙ ( в основном в УФ), она только 39  R ☉ (2,7 × 10 10  м ).

Радиосветимость

Яркость радиоисточника измеряется в Вт Гц -1, чтобы избежать необходимости указывать полосу пропускания, в которой он измеряется. Наблюдаемая сила или плотность потока радиоисточника измеряется в Янском, где 1 Ян = 10 −26 Вт м −2 Гц −1.

Например, рассмотрим  передатчик мощностью 10 Вт на расстоянии 1 миллиона метров, излучающий в полосе пропускания 1 МГц. К тому времени, когда мощность достигает наблюдателя, мощность распространяется по поверхности сферы площадью 4 π r 2 или примерно 1,26 × 10 13 м 2, поэтому ее плотность потока составляет 10/10 6 / 1,26 × 10 13 Вт. м −2 Гц −1 = 10 8 Ян.

В более общем смысле, для источников на космологических расстояниях необходимо сделать k-поправку для спектрального индекса α источника и сделать релятивистскую поправку на тот факт, что частотная шкала в излучаемой системе покоя отличается от шкалы частот в системе координат покоя. рама отдыха наблюдателя. Таким образом, полное выражение для радиосветимости, предполагающее изотропное излучение, имеет вид

L ν знак равно S о б s 4 π D L 2 ( 1 + z ) 1 + α {\ displaystyle L _ {\ nu} = {\ frac {S _ {\ mathrm {obs}} 4 \ pi {D_ {L}} ^ {2}} {(1 + z) ^ {1+ \ alpha}}} }

где L ν - светимость в Вт Гц −1, S obs - наблюдаемая плотность потока в Вт м −2 Гц −1, D L - расстояние яркости в метрах, z - красное смещение, α - спектральный индекс (в смысле, а в радиоастрономии, предполагая тепловое излучение, спектральный индекс обычно равен 2. ) я ν α {\ Displaystyle I \ propto {\ nu} ^ {\ alpha}}

Например, рассмотрим сигнал 1 Ян от радиоисточника при красном смещении 1 на частоте 1,4 ГГц. Космология калькулятор Ned Райт вычисляет расстояние светимость для красного смещения 1, чтобы быть 6701 Мпк = 2 × 10 26 м дает Радиосветимость 10 -26 × 4 П (2 × 10 26) 2 / (1 + 1) (1 + 2) = 6 × 10 26 Вт Гц −1.

Чтобы вычислить полную мощность радиоизлучения, эту яркость необходимо проинтегрировать по ширине полосы излучения. Распространенным допущением является установка ширины полосы на частоту наблюдения, которая эффективно предполагает, что излучаемая мощность имеет равномерную интенсивность от нулевой частоты до частоты наблюдения. В приведенном выше случае общая мощность составляет 4 × 10 27 × 1,4 × 10 9 = 5,7 × 10 36 Вт. Это иногда выражается в терминах полной (т.е. интегральной по всем длинам волн) светимости Солнца, которая является 3,86 × 10 26 Вт, давая радио мощность 1,5 × 10 10 L ⊙.

Формулы светимости

Точечный источник S излучает свет одинаково во всех направлениях. Величина, проходящая через область A, зависит от расстояния от поверхности до источника света.

Уравнение Стефана – Больцмана, примененное к черному телу, дает значение светимости для черного тела, идеализированного объекта, который является совершенно непрозрачным и неотражающим:

L знак равно σ А Т 4 {\ displaystyle L = \ sigma AT ^ {4}},

где A - площадь поверхности, T - температура (в градусах Кельвина), а σ - постоянная Стефана – Больцмана со значением5,670 374 419... × 10 −8  Вт⋅м −2 ⋅K −4.

Представьте себе точечный источник света яркости, который одинаково излучается во всех направлениях. Вся внутренняя поверхность полой сферы с центром в точке будет освещена. По мере увеличения радиуса площадь поверхности также будет увеличиваться, и при постоянной яркости будет увеличиваться площадь поверхности для освещения, что приведет к снижению наблюдаемой яркости. L {\ displaystyle L}

F знак равно L А {\ displaystyle F = {\ frac {L} {A}}},

куда

А {\ displaystyle A} - площадь освещаемой поверхности.
F {\ displaystyle F}- плотность потока освещаемой поверхности.

Площадь поверхности сферы радиуса r равна, поэтому для звезд и других точечных источников света: А знак равно 4 π р 2 {\ Displaystyle А = 4 \ пи г ^ {2}}

F знак равно L 4 π р 2 {\ Displaystyle F = {\ гидроразрыва {L} {4 \ pi r ^ {2}}} \,},

где - расстояние от наблюдателя до источника света. р {\ displaystyle r}

Для звезд на главной последовательности светимость также связана с массой примерно так, как показано ниже:

L L ( M M ) 3.5 {\ displaystyle {\ frac {L} {L _ {\ odot}}} \ приблизительно {\ left ({\ frac {M} {M _ {\ odot}}} \ right)} ^ {3.5}}.

Если мы определим массу звезды в терминах масс Солнца, указанное выше соотношение можно упростить следующим образом: M {\ displaystyle M}

L M 3.5 {\ Displaystyle L \ приблизительно M ^ {3.5}}.

Отношение к величине

Основная статья: Болометрическая величина

Светимость - это внутреннее измеримое свойство звезды, не зависящее от расстояния. С другой стороны, понятие величины включает расстояние. Видимая величина является мерой убывающего потока света в результате расстояния в соответствии с законом обратных квадратами. Логарифмическая шкала Погсона используется для измерения как видимой, так и абсолютной звездной величины, последняя соответствует яркости звезды или другого небесного тела, если бы оно было расположено на межзвездном расстоянии 10 парсеков (3,1 × 10 17 метров ). В дополнение к уменьшению яркости с увеличением расстояния, есть дополнительное уменьшение яркости из-за поглощения межзвездной пыли.

Измеряя ширину определенных линий поглощения в звездном спектре, часто можно присвоить звезде определенный класс светимости, не зная расстояния до нее. Таким образом, точную меру его абсолютной величины можно определить, не зная ни расстояния, ни межзвездного поглощения.

При измерении яркости звезд абсолютная величина, видимая величина и расстояние являются взаимосвязанными параметрами: если известны два, можно определить третий. Поскольку светимость Солнца является стандартом, сравнение этих параметров с видимой величиной и расстоянием до Солнца - самый простой способ запомнить, как преобразовывать их между собой, хотя официально значения нулевой точки определяются МАС.

Величина звезды, безразмерная мера, представляет собой логарифмическую шкалу наблюдаемой видимой яркости. Видимая величина - это наблюдаемая видимая яркость с Земли, которая зависит от расстояния до объекта. Абсолютная звездная величина - это видимая звездная величина на расстоянии 10  пк (3,1 × 10 17  м ), поэтому болометрическая абсолютная звездная величина является логарифмической мерой болометрической светимости.

Разница в болометрической звездной величине между двумя объектами связана с их соотношением светимости в соответствии с:

M bol1 - M bol2 знак равно - 2,5 бревно 10 L 1 L 2 {\ displaystyle M _ {\ text {bol1}} - M _ {\ text {bol2}} = - 2,5 \ log _ {10} {\ frac {L _ {\ text {1}}} {L _ {\ text {2} }}}}

куда:

M bol1 {\ displaystyle M _ {\ text {bol1}}} болометрическая величина первого объекта
M bol2 {\ displaystyle M _ {\ text {bol2}}} - болометрическая величина второго объекта.
L 1 {\ displaystyle L _ {\ text {1}}} - болометрическая светимость первого объекта
L 2 {\ displaystyle L _ {\ text {2}}} болометрическая светимость второго объекта

Нулевая точка шкалы абсолютных величин фактически определяется как фиксированная светимость 3,0128 × 10 28  Вт. Следовательно, абсолютная звездная величина может быть рассчитана по светимости в ваттах:

M б о л знак равно - 2,5 бревно 10 L * L 0 - 2,5 бревно 10 L * + 71.1974 {\ displaystyle M _ {\ mathrm {bol}} = - 2,5 \ log _ {10} {\ frac {L _ {*}} {L_ {0}}} \ приблизительно -2,5 \ log _ {10} L _ {*} +71.1974}

где L 0 - нулевая светимость3,0128 × 10 28  Вт

а светимость в ваттах может быть рассчитана по абсолютной величине (хотя абсолютные величины часто не измеряются относительно абсолютного потока):

L * знак равно L 0 × 10 - 0,4 M б о л {\ displaystyle L _ {*} = L_ {0} \ times 10 ^ {- 0,4M _ {\ mathrm {bol}}}}

Смотрите также

использованная литература

дальнейшее чтение

внешние ссылки

Последняя правка сделана 2023-03-19 07:07:11
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте