Солнечная светимость

Со́лнечная свети́мость, $\text{[math]}$ $\text{[math]}$ $L_{\bigodot }$ $L_{\bigodot }$ — 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/с.

Расчёт константыПравить

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 $\text{[math]}$ A = 1361 Вт/м² (вариации связаны в основном с периодическими изменениями солнечной активности, они составляют около 0,1 %). Площадь сферы с радиусом $\text{[math]}$ R = 1 а.e. = 149 597 870 691 м равна $\text{[math]}$ S = 4πR² ≈ 2,8123⋅10²³ м²; следовательно, эту сферу пересекает поток энергии, равный $\text{[math]}$ 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 $\text{[math]}$ T, согласно закону Стефана — Больцмана: $\text{[math]}$ L_⊙ = $\text{[math]}$ σT⁴×S_☉, где $\text{[math]}$ σ — постоянная Стефана — Больцмана, $\text{[math]}$ S_☉ = 4π $\text{[math]}$ R_⊙² — площадь поверхности Солнца.

См. такжеПравить

СсылкиПравить

I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd. Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 583, no. 2. — P. 1024—1039.