Светимость. Закон Стефана-Больцмана.

Звёзды – это массивные небесные объекты, излучающие энергию за счёт протекающих в их ядрах реакций термоядерного синтеза. Энергетические параметры излучения звезды зависят от физических параметров звезды, таких как площадь и температура поверхности (более строго – температура фотосферы звезды; поскольку звёзды не являются твёрдыми или жидкими телами, у них нет чёткой поверхности в полном смысле этого слова).

В частности, цвет звезды, определяемый длиной волны максимальной интенсивности излучения, зависит от температуры излучающей поверхности.

 

Светимость звезды -- это общее количество световой энергии, которое звезда испускает в пространство за 1 секунду.

Светимость измеряется в Ваттах (1 Вт = 1 Дж/с) или в единицах светимости Солнца.

Светимость Солнца составляет примерно 3,8⋅1026 Вт.

Светимость звезды определяется исключительно двумя её параметрами:

  • температурой – чем горячее звезда, тем больше энергии она излучает,
  • радиусом – чем больше звезда по размерам, тем  больше энергии она излучает.

Формула, связывающая температуру, радиус и светимость звезды, называется формулой или законом Стефана-Больцмана:

\( L = σT^4 \cdot S = σT^4 ⋅ 4 \pi R^2 \)

В этой формуле

  • L – светимость звезды (в ваттах),
  • Т – температура поверхности (в кельвинах),
  • S и R – площадь поверхности и радиус звезды,
  • σ = 5,67⋅10-8 Вт/(м2⋅K4) – постоянная Стефана-Больцмана.

По закону Стефана-Больцмана, зная температуру и размер звезды, можно определить её светимость, либо наоборот, по известной светимости звезды определить один из её параметров.

Последнее изменение: Вторник, 28 Апрель 2020, 15:24