Jasność (astronomia)




Jasność, dzielność promieniowania, moc promieniowania (ang. luminosity) – stosowana w astronomii wielkość fizyczna określająca ilość energii, którą ciało emituje w jednostce czasu. Jednostką jasności jest wat lub wielokrotność jasności Słońca (L☉) = 3,827·1026W.
Jasność może być podawana jako jasność wizualna lub bolometryczna. W pierwszym przypadku pod uwagę bierze się jedynie światło widzialne, w drugim całe spektrum promieniowania elektromagnetycznego.




Spis treści






  • 1 Jasność a inne cechy gwiazdy


    • 1.1 Jasność obserwowana


    • 1.2 Jasność absolutna


    • 1.3 Temperatura, masa i rozmiary gwiazdy




  • 2 Jasność w toku ewolucji gwiazd


  • 3 Zobacz też


  • 4 Przypisy


  • 5 Linki zewnętrzne





Jasność a inne cechy gwiazdy |


Określenie „jasność” oznacza również blask gwiazdy, czyli po prostu jej jasność w potocznym znaczeniu tego słowa.



Jasność obserwowana |



 Osobny artykuł: obserwowana wielkość gwiazdowa.

Jasność obserwowana jest to „jasność” gwiazdy obserwowana z Ziemi[1]. Zależy od mocy promieniowania (jasności) gwiazdy i jej odległości od Ziemi. W fizyce, jasności obserwowanej odpowiada natężenie oświetlenia wyrażone w luksach [lx][1]. W astronomii tradycyjnie jasność obserwowana wyrażana jest w wielkościach gwiazdowych (magnitudo).


Jasność obserwowana gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych (tzw. obserwowana wielkość gwiazdowa) i moc promieniowania gwiazdy powiązane są ze sobą zależnością:


mg=mS−2,5log10⁡(LgL⊙(rSrg)2),{displaystyle m_{rm {g}}=m_{rm {S}}-2{,}5log _{10}left({frac {L_{rm {g}}}{L_{odot }}}left({frac {r_{rm {S}}}{r_{rm {g}}}}right)^{2}right),}{displaystyle m_{rm {g}}=m_{rm {S}}-2{,}5log _{10}left({frac {L_{rm {g}}}{L_{odot }}}left({frac {r_{rm {S}}}{r_{rm {g}}}}right)^{2}right),}

gdzie:




mg – jasność obserwowana gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych [mag],


mS – jasność obserwowana Słońca w skali wielkości gwiazdowych [mag]; mS = −26,73 mag,


Lg – jasność (moc promieniowania) wizualna gwiazdy,


L⊙{displaystyle _{odot }}_{odot } – jasność (moc promieniowania) wizualna Słońca,


rg – odległość Ziemia-gwiazda,


rS – odległość Ziemia-Słońce; rS = 1 AU ≃ 1 pc/206265.


Powyższy wzór można także zapisać w postaci (porównaj ze wzorem Pogsona):


mg−mS=−2,5log10⁡(IgIS),{displaystyle m_{rm {g}}-m_{rm {S}}=-2{,}5log _{10}left({frac {I_{rm {g}}}{I_{rm {S}}}}right),}{displaystyle m_{rm {g}}-m_{rm {S}}=-2{,}5log _{10}left({frac {I_{rm {g}}}{I_{rm {S}}}}right),}

gdzie:




Ig – jasność obserwowana gwiazdy w skali oświetlenia [lx],


IS – jasność obserwowana Słońca w skali oświetlenia [lx].



Jasność absolutna |



 Osobny artykuł: absolutna wielkość gwiazdowa.

Jasność absolutna jest to jasność obserwowana, jaką miałaby gwiazda obserwowana z odległości 10 parseków.


Jasność absolutna gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych (tzw. absolutna wielkość gwiazdowa) i moc promieniowania gwiazdy powiązane są ze sobą zależnością:


Mg−MS=−2,5log10⁡LgL⊙,{displaystyle M_{g}-M_{S}=-2{,}5log _{10}{frac {L_{g}}{L_{odot }}},}{displaystyle M_{g}-M_{S}=-2{,}5log _{10}{frac {L_{g}}{L_{odot }}},}

gdzie:




Mg – jasność absolutna gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych [mag],


MS – jasność absolutna Słońca w skali wielkości gwiazdowych [mag]; MS = 4,79 mag.



Temperatura, masa i rozmiary gwiazdy |


Jeśli założymy, że gwiazda jest ciałem doskonale czarnym, stosując prawo Stefana-Boltzmanna, można moc promieniowania (L) powiązać również z temperaturą (T) i promieniem gwiazdy (R).


L=4πR2σT4,{displaystyle L=4pi R^{2}sigma T^{4},}{displaystyle L=4pi R^{2}sigma T^{4},}

gdzie σ to stała Stefana-Boltzmanna = 5,67·10−8W·m−2·K−4.


Moc promieniowania jest również związana z masą gwiazdy, jednak nie istnieje jeden uniwersalny wzór[2].
W przypadku gwiazd ciągu głównego przybliżony wzór ma postać


LL⊙∼(MM⊙)3+B.{displaystyle {frac {L}{L_{odot }}}sim {left({frac {M}{M_{odot }}}right)}^{3+mathrm {B} }.}{displaystyle {frac {L}{L_{odot }}}sim {left({frac {M}{M_{odot }}}right)}^{3+mathrm {B} }.}

Współczynnik B dla różnych gwiazd waha się między 0 a 1, zwykle przyjmowana jest więc wartość 0,5.



Jasność w toku ewolucji gwiazd |


Z zależności jasności od masy wynika, że niewielka zmiana masy gwiazdy pociąga za sobą znacznie większą zmianę jasności. Im większa masa, tym więcej paliwa gwiazda ma do spalenia, więc wydawałoby się, że jej czas życia będzie dłuższy. Jednak gwiazda 10-krotnie masywniejsza od Słońca ma ponad 3100 razy większą jasność, spala więc swoje paliwo w znacznie szybszym tempie. Długość życia gwiazdy w ciągu głównym szacuje wzór:


τms ∼ 1010 lat⋅[M⨀M]2,5.{displaystyle tau _{ms} sim 10^{10}{text{ lat}}cdot left[{frac {M_{bigodot }}{M}}right]^{2{,}5}.}{displaystyle tau _{ms} sim 10^{10}{text{ lat}}cdot left[{frac {M_{bigodot }}{M}}right]^{2{,}5}.}

Gwiazdy masywniejsze od Słońca muszą mieć albo większy promień albo większą temperaturę (w rzeczywistości jest to złożenie obu przypadków, chodzi o ich proporcje). Jasność jest proporcjonalna do drugiej potęgi promienia, ale już do czwartej potęgi temperatury. Dlatego błękitny nadolbrzym (np. Rigel −17M⊙,{displaystyle -17,M_{odot },}{displaystyle -17,M_{odot },}  1,9T⊙,{displaystyle 1{,}9,T_{odot },}{displaystyle 1{,}9,T_{odot },}  70R⊙{displaystyle 70,R_{odot }}{displaystyle 70,R_{odot }}), w których przypadku wzrost masy rekompensuje wzrost temperatury, są znacznie mniejsze od czerwonych nadolbrzymów (np. Betelgeuse −14M⊙,{displaystyle -14,M_{odot },}{displaystyle -14,M_{odot },}  0,6T⊙,{displaystyle 0{,}6,T_{odot },}{displaystyle 0{,}6,T_{odot },}  630R⊙{displaystyle 630,R_{odot }}{displaystyle 630,R_{odot }}), w których przypadku większa masa prowadzi do zwiększenia promienia. Dlatego największe gwiazdy we Wszechświecie są czerwone i chłodne.


Jasność wyznacza również maksymalną masę gwiazdy (około 120M⊙{displaystyle 120,M_{odot }}{displaystyle 120,M_{odot }}) → jasność Eddingtona.


Z wiekiem gwiazda ciągu głównego gromadzi coraz więcej helu w swoim jądrze, którego większa siła grawitacji wywiera większy nacisk na sąsiadujące warstwy wodoru, zwiększając tempo fuzji jądrowej, w rezultacie zwiększając jasność gwiazdy. Im większa gwiazda, tym więcej helu gromadzi się w jądrze. Siła grawitacji wzrasta, dodatkowo jądro staje się gęstsze i gorętsze, więc wzrost jasności jest jeszcze większy. Przykładowo, gwiazda o masie 0,08M⊙{displaystyle 0{,}08,M_{odot }}{displaystyle 0{,}08,M_{odot }} zwiększy w ciągu życia swoją jasność około 15 razy, a gwiazda o masie 0,16M⊙,{displaystyle 0{,}16,M_{odot },}{displaystyle 0{,}16,M_{odot },} około 140 razy.


Jak wiemy wzrost jasności może zostać wyrównany poprzez wzrost promienia, co prowadzi do powstania czerwonych olbrzymów lub przez wzrost temperatury, w rezultacie tworząc błękitnego karła.



Zobacz też |


  • klasa jasności gwiazd


Przypisy |




  1. ↑ ab 7.3. Jasności gwiazd. W: Jerzy Marek Kreiner: Astronomia z astrofizyką. Warszawa 1988: Państwowe Wydawnictwo Naukowe, s. 180. ISBN 83-01-07646-1.


  2. ↑ Oleg Malkov. Mass–luminosity relation of intermediate-mass stars. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. Volume 382 Issue 3, December 2007. s. 1073–1086. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2007.12086.x. 



Linki zewnętrzne |



  • Luminosity of Stars (ang.)



-

這個網誌中的熱門文章

12.7 cm/40 Type 89 naval gun

圖片
12.7 cm/40 Type 89 naval gun Type 89 gun mounted on Chitose Type Naval gun anti-aircraft gun Place of origin Japan Service history In service 1932–45 Used by Imperial Japanese Navy Wars World War II Production history Designed 1928–32 Produced 1932–45 No.  built ~1500 Variants Type 88 Specifications Mass 3,100 kilograms (6,834 lb) Barrel length 5,080 millimeters (16 ft 8 in) (bore length) Shell Fixed Shell weight 20.9–23.45 kilograms (46.1–51.7 lb) Caliber 12.7-centimeter (5.0 in) Breech horizontal breech block Elevation -8° to +90° [1] Rate of fire 8-14 rounds per minute Muzzle velocity 720–725 meters per second (2,360–2,380 ft/s) Maximum firing range 9,440 meters (30,970 ft) at 90° (AA ceiling) 14,800 meters (48,600 ft) at 45° The 12.7 cm/40 Type 89 naval gun was a Japanese anti-aircraft (AA) gun introduced before World War II. It was the Imperial Japanese Navy's standard heavy AA
閱讀完整內容

Shark

圖片
For other uses, see Shark (disambiguation). Sharks Temporal range: Ludfordian-Present, 425–0 Ma PreЄ Є O S D C P T J K Pg N [1] Clockwise from top left: spiny dogfish, Japanese sawshark, whale shark, great white shark, horn shark, frilled shark, scalloped hammerhead and Australian angelshark representing the orders Squaliformes, Pristiophoriformes, Orectolobiformes, Lamniformes, Heterodontiformes, Hexanchiformes, Carcharhiniformes and Squatiniformes respectively. Scientific classification Kingdom: Animalia Phylum: Chordata Class: Chondrichthyes Subclass: Elasmobranchii Infraclass: Euselachii Superorder: Selachimorpha Orders Carcharhiniformes Heterodontiformes Hexanchiformes Lamniformes Orectolobiformes Pristiophoriformes Squaliformes Squatiniformes † Cladoselachiformes † Hybodontiformes † Symmoriida † Xenacanthida (Xenacantiformes) † Elegestolepis † = extinct Synonyms Pleurotremata Sharks
閱讀完整內容

Wiciokrzew

圖片
Wiciokrzew, suchodrzew Morfologia (wiciokrzew pospolity) Systematyka [1] Domena eukarionty Królestwo rośliny Klad rośliny naczyniowe Klad rośliny nasienne Klasa okrytonasienne Klad astrowe Rząd szczeciowce Rodzina przewiertniowate Rodzaj wiciokrzew Nazwa systematyczna Lonicera L. Sp. Pl. 173. 1 Mai 1753 Typ nomenklatoryczny Lonicera caprifolium L. [2] Multimedia w Wikimedia Commons Hasło w Wikisłowniku Kwiaty suchodrzewu pospolitego Owoce suchodrzewu pospolitego Kwiaty wiciokrzewu pomorskiego Kwiaty wiciokrzewu przewiercienia Wiciokrzew , suchodrzew ( Lonicera L.) – rodzaj roślin wieloletnich należący do rodziny przewiertniowatych ( Caprifoliaceae ). Rośliny zielne i pnące nazywane są wiciokrzewami, natomiast krzewy i niewielkie drzewa – suchodrzewami. Rodzaj liczy około 180 gatunków szeroko rozprzestrzenionych na całej półkuli północnej [3] [4]
閱讀完整內容