Luminoznost

Luminoznost

Luminoznost u astronomiji predstavlja ukupnu energiju koju zvezda emituje za jednu sekundu na svim talasnim dužinama. U astronomiji, luminoznost je ukupna količina elektromagnetne energije koju u jedinici vremena emituje zvezda, galaksija ili drugi astronomski objekat. Luminoznost se najčešće izražava u vatima ili u luminoznosti Sunca (L_⊙ ≈ 3,9 × 10²⁶ W). Najsjajniji superdžinovi imaju luminoznost reda veličine 10⁵ L_⊙, dok najslabiji crveni patuljci imaju luminoznost oko 10^-5 L_⊙.

Merenje

Kada nije kvalifikovan, termin „luminoznost“ označava bolometrijsku luminoznost, koja se meri ili u SI jedinicama, vatima, ili u vidu sunčeve luminoznost (L_☉). Bolometar je instrument koji se koristi za merenje energije zračenja u širokom opsegu apsorpcije i merenjem zagrevanja. Zvezda takođe zrači neutrine, koji nose neku energiju (oko 2% u slučaju našeg Sunca), doprinoseći ukupnom sjaju zvezde. IAU je definisala nominalnu sunčevu luminoznost od 7026382800000000000♠3,828×10²⁶ W da bi promovisala objavljivanje konzistentnih i uporedivih vrednosti u jedinicama sunčeve luminoznosti.

Iako bolometri postoje, oni se ne mogu koristiti za merenje čak ni prividnog sjaja zvezde, jer su nedovoljno osetljivi u celom elektromagnetnom spektru i zato što većina talasnih dužina ne dopire do površine Zemlje. U praksi se bolometrijske magnitude utvrđuju merenjem na određenim talasnim dužinama i konstruisanjem modela ukupnog spektra koji će najverovatnije odgovarati tim merenjima. U nekim slučajevima, proces procene je ekstreman, pri čemu se luminoznosti izračunavaju kada se posmatra manje od 1% izlazne energije, na primer za vruću Volf-Rajetovu zvezdu koja se posmatra samo u infracrvenom spektru. Bolometrijske luminoznosti se takođe mogu izračunati korišćenjem bolometrijske korekcije luminoznosti u određenom opsegu prolaza.

Termin luminoznost se takođe koristi u kontekstu određenih propusnih opsega kao što je vizuelna luminoznost K-opsega osvetljenja. To uglavnom nisu luminoznosti u strogom smislu apsolutne mere zračene snage, već apsolutne veličine definisane za dati filter u fotometrijskom sistemu. Postoji nekoliko različitih fotometrijskih sistema. Neki kao što su UBV ili Džonsonov sistem su definisani prema fotometrijskim standardnim zvezdama, dok su drugi, kao što je AB sistem, definisani u smislu spektralne gustine fluksa.

Zvezdana luminoznost

Sjaj zvezde se može odrediti iz dve zvezdne karakteristike: veličine i efektivne temperature. Prva je tipično predstavljena u vidu solarnih radijusa, R_⊙, dok je druga predstavljena u kelvinima, ali u većini slučajeva nijedna se ne može meriti direktno. Da bi se odredio poluprečnik zvezde, potrebne su još dve metrike: ugaoni prečnik zvezde i njena udaljenost od Zemlje. Obe se mogu meriti sa velikom tačnošću u određenim slučajevima, pri čemu hladni supergiganti često imaju velike ugaone prečnike, a neke hladne evoluirane zvezde imaju masere u svojoj atmosferi koji se mogu koristiti za merenje paralakse pomoću VLBI. Međutim, za većinu zvezda ugaoni prečnik ili paralaksa, ili oboje, daleko su ispod sadašnjih mogućnosti da se sa sigurnošću meri. Pošto je efektivna temperatura samo broj koji predstavlja temperaturu crnog tela koje bi reprodukovalo luminoznost, ona se očigledno ne može direktno meriti, ali se može proceniti iz spektra.

Alternativni način merenja zvezdanog sjaja je merenje prividnog sjaja i udaljenosti zvezde. Treća komponenta potrebna za izvođenje luminoznosti je stepen prisutnog međuzvezdanog izumiranja, stanje koje obično nastaje zbog gasa i prašine prisutnih u međuzvezdanom mediju (ISM), Zemljinoj atmosferi i cirkumzvezdanoj materiji. Shodno tome, jedan od centralnih izazova astronomije u određivanju sjaja zvezde je izvođenje tačnih merenja za svaku od ovih komponenti, bez kojih tačna cifra luminoznosti ostaje nedosežna. Izumiranje se može direktno meriti samo ako su poznati i stvarni i posmatrani sjaj, ali se može proceniti na osnovu uočene boje zvezde, koristeći modele očekivanog nivoa crvenila iz međuzvezdanog medija.

U sadašnjem sistemu klasifikacije zvezda, zvezde su grupisane prema temperaturi, pri čemu masivne, veoma mlade i energične zvezde klase O imaju temperaturu veću od 30.000 K, dok manje masivne, tipično starije zvezde klase M pokazuju temperature manje od 3.500 K. Pošto je osvetljenost proporcionalna temperaturi na četvrtom stepenu, velike varijacije u zvezdanim temperaturama proizvode još veće varijacije u zvezdanom sjaju. Pošto sjaj zavisi od velike snage zvezdane mase, svetleće zvezde velike mase imaju mnogo kraći životni vek. Najsjajnije zvezde su uvek mlade zvezde, ne više od nekoliko miliona godina za najekstremnije. U Hercšprung-Raselovom dijagramu, x-osa predstavlja temperaturu ili spektralni tip, dok y-osa predstavlja luminoznost ili magnitudu. Ogromna većina zvezda se nalazi duž glavne sekvence sa plavim zvezdama klase O koje se nalaze u gornjem levom uglu dijagrama, dok crvene zvezde klase M padaju dole desno. Određene zvezde poput Deneba i Betelgeza nalaze se iznad i desno od glavne sekvence, svetlije ili hladnije od njihovih ekvivalenata na glavnoj sekvenci. Povećana luminoznost na istoj temperaturi, ili alternativno niža temperatura pri istoj luminoznosti, ukazuje da su ove zvezde veće od onih na glavnoj sekvenci i nazivaju se džinovi ili supergiganti.

Plavi i beli supergiganti su zvezde visokog sjaja, nešto hladnije od najsjajnijih zvezda glavnog niza. Zvezda poput Deneba, na primer, ima luminoznost oko 200.000 L_⊙, spektralni tip A2, i efektivnu temperaturu oko 8.500 K, što znači da ima radijus oko 203 R_☉ (1,41×10¹¹ m). Poređenja radi, crveni superdžin Betelgez ima sjaj oko 100.000 L_⊙, spektralni tip M2, i temperaturu oko 3.500 K, što znači da je njegov radijus oko 1.000 R_☉ (7,0×10¹¹ m). Crveni supergiganti su najveći tip zvezda, ali najsjajniji su mnogo manji i topliji, sa temperaturama do 50.000 K i više i luminoznostima od nekoliko miliona L_⊙, što znači da su njihovi poluprečnici samo nekoliko desetina R_⊙. Na primer, R136a1 ima temperaturu preko 46.000 K i luminoznost veću od 6.100.000 L_⊙ (uglavnom u UV), to je samo 39 R_☉ (2,7×10¹⁰ m).

Radio luminoznost

Luminoznost radio izvora se meri u W Hz⁻¹, kako bi se izbeglo navođenje propusnog opsega preko kojeg se meri. Uočena jačina, ili gustina fluksa, radio izvora se meri u janskijima gde je 1 Jy = 10⁻²⁶ W m⁻² Hz⁻¹.

Na primer, ako se uzme u obzir predajnik od 10 W na udaljenosti od 1 milion metara, koji zrači preko propusnog opsega od 1 MHz. Do trenutka kada ta snaga stigne do posmatrača, snaga se širi po površini sfere površine 4πr² ili oko 1.26×10¹³ m², tako da je njena gustina fluksa 10 / 10⁶ / 1.26×10¹³ W m⁻² Hz⁻¹ = 10⁸ Jy.

Uopšteno govoreći, za izvore na kosmološkim udaljenostima, mora se izvršiti k-korekcija za spektralni indeks α izvora, a relativistička korekcija mora biti napravljena zbog činjenice da je frekvencijska skala u emitovanom okviru mirovanja drugačija od one u okvir mirovanja posmatrača. Dakle, pun izraz za radio-luminoznost, pod pretpostavkom izotropne emisije, jeste

$$L_{\nu }={\frac {S_{\mathrm {obs} }4\pi {D_{L}}^{2}}{(1+z)^{1+\alpha }}}$$

gde je L_ν luminoznost u W Hz⁻¹, S_obs je uočen fluks gustine u W m⁻² Hz⁻¹, D_L je luminozno rastojanje u metrima, z je crveni pomak, α je spektralni indeks (u smislu $I\propto {\nu }^{\alpha }$, i u radio astronomiji, pod pretpostavkom toplotne emisije spektralni indeks je obično jednak 2.)

Na primer, ako se uzme u obzir signal od 1 Jy iz radio izvora sa crvenim pomakom od 1, na frekvenciji od 1,4 GHz. Kosmološki kalkulator Neda Rajta izračunava luminozno rastojanje za crveni pomak od 1 na 6701 Mpc = 2×10²⁶ m dajući radio-luminoznost od 10⁻²⁶ × 4π(2×10²⁶)² / (1 + 1)^{(1 + 2)} = 6×10²⁶ W Hz⁻¹.

Vidi još

• Klasifikacija zvezda po luminoznosti

Literatura

• Böhm-Vitense, Erika (1989). „Chapter 6. The luminosities of the stars”. Introduction to Stellar Astrophysics: Volume 1, Basic Stellar Observations and Data. Cambridge University Press. str. 41—48. ISBN 978-0-521-34869-0. 
• Ian Ridpath, ur. (1998). Oxford Dictionary of Astronomy (na jeziku: (jezik: engleski)). New York: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-211596-6. CS1 održavanje: Neprepoznat jezik (veza)
• Patrick Moore, ur. (2002). Philip's Astronomy Encyclopaedia (na jeziku: (jezik: engleski)). London: Philip's. ISBN 978-0-540-07863-9. CS1 održavanje: Neprepoznat jezik (veza)

Spoljašnje veze

• Luminosity calculator
• Ned Wright's cosmology calculator
• University of Southampton radio luminosity calculator na sajtu Wayback Machine (arhivirano 8 maj 2015)