Солнечная светимость

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Со́лнечная свети́мость, L_\bigodot — 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.

Расчёт константы[править | править вики-текст]

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 = 4πR2 — площадь поверхности Солнца.

См. также[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]