Lysstyrke
I partikkelfysikk er øyeblikkelig lysstyrke definert fordi det er antall partikler per arealenhet og per tidsenhet i en stråle. Det måles i inverse enheter av den effektive seksjonen per tidsenhet. Ved å integrere denne mengden over en periode oppnås den integrerte lysstyrken , som måles i inverse enheter for effektiv seksjon (som pb -1 ). Jo større denne mengden er, jo større er sannsynligheten for at interessante hendelser vil skje i et høyenergieksperiment.
Gitt en prosess hvis effektive seksjon, σ, vi vet, for en gitt integrert lysstyrke, L , kan vi estimere antall ganger den hendelsen vil skje ganske enkelt ved å multiplisere begge størrelsene:
Antall hendelser = L × σStjernelysstyrke
I astronomi er lysstyrken kraften (mengde energi per tidsenhet) som sendes ut i alle retninger av et himmellegeme. Det er direkte relatert til stjernens absolutte størrelse . Denne verdien er ikke konstant hvis tilstrekkelig lange perioder vurderes, siden stjernen endrer lysstyrken avhengig av tilstanden den er i, men den forblir konstant i perioder som er vanlige for mennesker. Selv om det kan føre til forvirring, er lysstyrke i astronomi et annet konsept enn lysstyrke ; lysstyrken avhenger fundamentalt av avstanden vi er fra et bestemt objekt, mens lysstyrken er en fysisk egenskap.
Solens lysstyrke
Lysstyrken til solen , L ☉ eller L Sol er den klassiske enheten som brukes i astronomi for å sammenligne lysstyrken til andre stjerner. Dens omtrentlige verdi er
.![{\displaystyle L_{\bigodot }\approx 3.827\cdot 10^{26}\ [{\text{W}}]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/29cfbb50300b0b393dc2d9d625cf3fda953bee85)
Merk at dette er en konstant mengde, og er ikke avhengig av noen måleavstand.
Vi kan beregne en tilnærming av konstanten med få data. Krafttettheten som jorden mottar fra solen er omtrent:
.![{\displaystyle P_{\bigodot }=1367~\venstre[{\frac {\text{W}}{{\text{m}}^{2}}}\right]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/d508d6d52b79e9c6263e36f20bb60f8ecfb4b4c2)
En kule med radius R lik 1 AU har en overflate på
. .![{\displaystyle S_{E}=4\pi {R^{2}}~[{\text{m}}^{2}]\approx 4\cdot 3.1415\cdot (1.496\cdot 10^{11}) ^{2}~{[{\text{m}}^{2}]}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/a854f067fca828a76c1161b2fa22942768498ca8)
![{\displaystyle S_{E}\approx 2.812\cdot 10^{23}~{[{\text{m}}^{2}]}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/3c58e9e600cbe3bb3b2e47a0345e11621b5acb34)
Hvis vi antar at krafttettheten som sendes ut av solen forblir konstant i alle retninger, kan vi beregne den totale kraften som sendes ut som:
. . .![{\displaystyle L_{\bigodot }=P_{\bigodot }\cdot S_{E}~\left[{\text{W}}\right]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/c950bcebf6de327859a81ade9c9f71add9e9e139)
![{\displaystyle L_{\bigodot }\approx 1367~\left[{\frac {\text{W}}{{\text{m}}^{2}}}\right]\cdot 2.812\cdot 10^{ 23}~{[{\text{m}}^{2}]}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/ec96965373ee3265bda93e35ce23ce871e579e05)
![{\displaystyle L_{\bigodot }\approx 3.8\cdot 10^{26}\ [{\text{W}}]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/d466508501d3e946f4967a043f07cd35d8eec8e3)
Se også
- Overflatelysstyrke , overflatelysstyrke eller tilsynelatende lysstyrke , astronomisk konsept.
- Eddington-grensen , også kalt Eddington-lysstyrken , den maksimale lysstyrken som kan passere gjennom et gassskal i hydrostatisk likevekt.
- Lyshet (farge) , også kalt lyshet , en egenskap ved farger.
- månens lysstyrke .
Referanser
- I.-J. Sackmann, A.I. Boothroyd (2003). "Solen vår. V. En lys ung sol i samsvar med helioseismologi og varme temperaturer på oldtidens jord og Mars» . The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.