Lysstyrke (astronomi)

I astronomi er lysstyrke mengden elektromagnetisk energi som sendes ut av en stjerne per tidsenhet , eller dens kraft . Den måles derfor i watt , i erg / sekund eller i form av sollysstyrke .

Lysstyrken kalles absolutt eller bolometrisk (fra bolometer ).

Stråling som sendes ut

Alle stjerner stråler i et bredt spekter av frekvenser i det elektromagnetiske spekteret , fra radiobølger til høyenergiske gammastråler . En stjerne som hovedsakelig sender ut i det ultrafiolette området av spekteret produserer en større total mengde energi enn en stjerne som hovedsakelig sender ut i det infrarøde området av samme størrelse. Generelt når vi snakker om lysstyrke uten ytterligere spesifikasjoner, refererer vi til den totale kraften som sendes ut av en stjerne, i hele spekteret.

I astronomi snakker vi om lysstyrke i et gitt spektralbånd (f.eks. lysstyrke i B, lysstyrke i V, etc.) når vi kun tar i betraktning kraften som sendes ut i et bestemt fast frekvensområde, vanligvis tilsvarende det som velges av en gitt fotometrisk filter .

Forholdet mellom frekvens og energi ble kvantifisert av Planck as

{\ displaystyle E = h \ nu}

hvor er frekvensen, Plancks konstant og fotonenergien i joule ( J). $\ nu$ $h$ $Og$

Med andre ord tilsvarer høyere energier kortere bølgelengder (og derfor høyere frekvenser).

For eksempel hører en bølgelengde på 10 meter til radioområdet til det elektromagnetiske spekteret, og tilsvarer en frekvens $\ lambda$

{\ displaystyle \ nu = {c \ over \ lambda} = {3 \ ganger 10 ^ {8} {\ tekst {m/s}} \ over 10 {\ tekst {m}}} = 30 {\ tekst {MHz }}}

(hvor 1 MHz = 10 6 Hz)

hvor er lysets hastighet . $c$

Fotonenergien er

{\ displaystyle E = h \ nu = 6,625 \ ganger 10 ^ {- 34} {\ tekst {J s}} \ ganger 30 {\ tekst {MHz}} = 1,988 \ ganger 10 ^ {- 26} {\ tekst { J}}}

I kontrast har synlig lys mye kortere bølgelengder og mye høyere frekvenser. Et foton med bølgelengdeλ = 500 × 10 −9 m (mer eller mindre i det grønne) har en energiE = 3,975 × 10 −19 J , over en milliard ganger større enn energien til et radiofoton. Tilsvarende et foton av rødt lys (bølgelengdeλ = 700 nm ) har mindre energi enn et foton av fiolett lys (bølgelengdeλ = 400 nm ).

Lysstyrken til en stjerne avhenger av både temperaturen og overflaten. Dette er fornuftig fordi en brennende vedkubbe utstråler mer energi enn en fyrstikk, selv om de begge har samme temperatur. Tilsvarende en jernstang oppvarmet til2 000 ° C avgir mer energi enn ved oppvarming til bare 200 ° C.

Lysstyrke er en grunnleggende størrelse innen astronomi og astrofysikk. Mye av det som er kjent om himmellegemer har blitt lært ved å analysere lyset deres. Årsaken er at de fysiske prosessene som skjer i stjernene for det meste registreres og overføres av lys.

Beregning av lysstyrke for sfæriske symmetrier

I de fleste tilfeller er studieobjektet omtrentlig til en sfære. I dette tilfellet kan lysstyrken defineres fra flukstettheten :

${\ displaystyle S (\ nu) = {L (\ nu) \ over 4 \ pi D ^ {2}}}$

hvor er frekvensen , er lysstyrken i forhold til frekvensen (kalt monokromatisk lysstyrke ) og er radiusen til kulen som volumet til objektet er tilnærmet med. $\ nu$ ${\ displaystyle L (\ nu)}$ $\ nu$ $D.$

Derfor holder den monokromatiske lysstyrken:

${\ displaystyle L (\ nu) = 4 \ pi D ^ {2} S (\ nu)}$

Til slutt kan den totale (eller bolometriske) lysstyrken oppnås ganske enkelt ved å integrere den monokromatiske lysstyrken på alle frekvenser:

${\ displaystyle L = \ int _ {0} ^ {+ \ infty} 4 \ pi D ^ {2} S (\ nu) \ \ mathrm {d} \ nu}$

Merknader

Relaterte elementer

Eksterne lenker

( EN ) Luminosity , i Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.