Солнечная светимость
Со́лнечная свети́мость, <math>L_\bigodot</math> — единица светимости (то есть количества энергии, выделяемой в единицу времени), обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца, составляющей 3,827·1026 Вт или 3,827·1033 эрг/с,.
Расчёт константы
Светимость Солнца можно вычислить путём измерения количества энергии, попадающей в единицу времени на единичную площадку, находящуюся в окрестностях Земли (на расстоянии 1 а. e. от Солнца) и повёрнутую перпендикулярно к направлению падения солнечных лучей. Этот поток энергии называется солнечной постоянной, он равен в среднем A = 1361 Вт/м² (вариации связаны в основном с периодическими изменениями солнечной активности, они составляют около 0,1 %). Площадь сферы с радиусом R = 1 а. e. = 149 597 870 691 м равна S = 4πR2 ≈ 2,8123·1023 м2; следовательно, эту сферу пересекает поток энергии, равный AS = 3,827·1026 Вт.
Другой метод вычисления солнечной светимости основан на том факте, что Солнце с большой степенью точности представляет собой абсолютно чёрное тело. В результате количество энергии, излучаемой в секунду с единицы площади поверхности Солнца, зависит только от его температуры T, согласно закону Стефана — Больцмана: L☉ = σT4×S☉, где σ — постоянная Стефана — Больцмана, S☉ = 4πR☉2 — площадь поверхности Солнца.
См. также
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). «[adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars]». The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.
Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её. |