Солнечная светимость

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/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). «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.