fbpx Liggewendheid
Wikipedia

Liggewendheid

Liggewendheid (ook luminositeit of ligsterkte genoem) is gewoonlik ’n aanduiding van helderheid. Verskillende vakgebiede definieer dit verskillend na gelang van wat gemeet word.

Op die Hertzsprung-Russell-diagram word die temperatuur van sterre geplaas teenoor hul ligsterkte.

In sterrekunde is liggewendheid die totale hoeveelheid energie wat ’n ster of ander hemelliggaam uitstraal in SI-eenhede van joules per sekonde, of watt. ’n Watt is 'n eenheid van krag en net soos ’n gloeilamp word die Son in watts gemeet. Dit het ’n totale kraglewering van 3,846 x 1026 W. Dié waarde word gebruik as ’n basiese meeteenheid in sterrekunde en word aangedui as 1 sonligsterkte, of 1 L. Ander begrippe word ook gebruik vir liggewendheid, soos skynbare en absolute magnitude. Eersgenoemde is die helderheid van ’n hemelliggaam soos van die Aarde af gesien by sigbare golflengtes en laasgenoemde die werklike ligsterkte teen ’n vasgestelde afstand van 10 parsek by sigbare golflengtes. Die bolometriese magnitude is die totale kraglewering oor die hele elektromagnetiese spektrum.

'n Puntbron S straal lig ewe sterk in alle rigtings uit. Die hoeveelheid wat deur 'n gebied A straal, wissel met die afstand van die oppervlak van die lig.

Die Stefan-Boltzmann-vergelyking toegepas op 'n swart liggaam ('n geïdealiseerde voorwerp wat perfek ondeursigtig is en nie weerkaats nie) gee die waarde vir helderheid vir 'n swart liggaam:

L = σ A T 4 {\displaystyle L=\sigma AT^{4}}

waar A die area is en σ die Stefan-Boltzmann-konstante, met 'n waarde van 5,670373(21)×10−8 W m−2 K−4

Stel jou 'n puntbron van lig voor van helderheid L {\displaystyle L} wat ewe veel uitstraal in alle rigtings. 'n Hol sfeer gesentreerd om hierdie puntbron se hele binne-oppervlak sal verlig wees. Indien die radius van die sfeer toeneem, sal die oppervlakte ook vergroot, en die konstante helderheid sou meer oppervlakte moes verlig, wat sal lei tot 'n afname in waargenome helderheid.

F = L A {\displaystyle F={\frac {L}{A}}}

waar

A {\displaystyle A} die area van die verligte oppervlak is.
F {\displaystyle F} is die fluksdigtheid van die verligte area.

Die oppervlakarea van 'n sfeer met radius r is A = 4 π r 2 {\displaystyle A=4\pi r^{2}} , dus vir sterre en vir ander puntbronne van lig, is:

F = L 4 π r 2 {\displaystyle F={\frac {L}{4\pi r^{2}}}}

waar r {\displaystyle r} die afstand van die waarnemer na die ligbron is.

Daar is getoon dat die helderheid van 'n ster L {\displaystyle L} (as aanvaar word dat die ster 'n swart liggaam is, wat 'n goeie benadering is) ook verwant aan die temperatuur T {\displaystyle T} en radius R {\displaystyle R} van die ster is deur die vergelyking:

L = 4 π R 2 σ T 4 {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T^{4}}

waar σ die Stefan-Boltzmann-konstante is: 5.67×10−8 W·m-2·K-4.

Gedeel deur die son se helderheid L {\displaystyle L_{\odot }} en kanselleer konstantes, word die volgende verwantskap gekry:

L L = ( R R ) 2 ( T T ) 4 {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}={\left({\frac {R}{R_{\odot }}}\right)}^{2}{\left({\frac {T}{T_{\odot }}}\right)}^{4}}

waar R {\displaystyle R_{\odot }} en T {\displaystyle T_{\odot }} die radius en die temperatuur van die son onderskeidelik is.

Vir sterre op die hoofreeks is helderheid ook soos volg verwant aan die massa van die ster:

L L ( M M ) 3.9 {\displaystyle {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx {\left({\frac {M}{M_{\odot }}}\right)}^{3.9}}

Die eksponent (3,9) is as gevolg van donker materie. Indien daar nie donker materie was nie, moes:

M L M L L L M M {\displaystyle {\frac {M}{L}}\approx {\frac {M_{\odot }}{L_{\odot }}}\quad \Rightarrow \quad {\frac {L}{L_{\odot }}}\approx {\frac {M}{M_{\odot }}}}
  1. Kyk ook massa-lig-verhouding of die Engelse artikel Mass–luminosity relation

Liggewendheid
liggewendheid, luminositeit, ligsterkte, genoem, gewoonlik, aanduiding, helderheid, verskillende, vakgebiede, definieer, verskillend, gelang, gemeet, word, hertzsprung, russell, diagram, word, temperatuur, sterre, geplaas, teenoor, ligsterkte, sterrekunde, lig. Liggewendheid ook luminositeit of ligsterkte genoem is gewoonlik n aanduiding van helderheid Verskillende vakgebiede definieer dit verskillend na gelang van wat gemeet word Op die Hertzsprung Russell diagram word die temperatuur van sterre geplaas teenoor hul ligsterkte In sterrekunde is liggewendheid die totale hoeveelheid energie wat n ster of ander hemelliggaam uitstraal in SI eenhede van joules per sekonde of watt n Watt is n eenheid van krag en net soos n gloeilamp word die Son in watts gemeet Dit het n totale kraglewering van 3 846 x 1026 W Die waarde word gebruik as n basiese meeteenheid in sterrekunde en word aangedui as 1 sonligsterkte of 1 L Ander begrippe word ook gebruik vir liggewendheid soos skynbare en absolute magnitude Eersgenoemde is die helderheid van n hemelliggaam soos van die Aarde af gesien by sigbare golflengtes en laasgenoemde die werklike ligsterkte teen n vasgestelde afstand van 10 parsek by sigbare golflengtes Die bolometriese magnitude is die totale kraglewering oor die hele elektromagnetiese spektrum Ligsterkteformule Wysig n Puntbron S straal lig ewe sterk in alle rigtings uit Die hoeveelheid wat deur n gebied A straal wissel met die afstand van die oppervlak van die lig Die Stefan Boltzmann vergelyking toegepas op n swart liggaam n geidealiseerde voorwerp wat perfek ondeursigtig is en nie weerkaats nie gee die waarde vir helderheid vir n swart liggaam L s A T 4 displaystyle L sigma AT 4 waar A die area is en s die Stefan Boltzmann konstante met n waarde van 5 670373 21 10 8 W m 2 K 4 Stel jou n puntbron van lig voor van helderheid L displaystyle L wat ewe veel uitstraal in alle rigtings n Hol sfeer gesentreerd om hierdie puntbron se hele binne oppervlak sal verlig wees Indien die radius van die sfeer toeneem sal die oppervlakte ook vergroot en die konstante helderheid sou meer oppervlakte moes verlig wat sal lei tot n afname in waargenome helderheid F L A displaystyle F frac L A waar A displaystyle A die area van die verligte oppervlak is F displaystyle F is die fluksdigtheid van die verligte area Die oppervlakarea van n sfeer met radius r is A 4 p r 2 displaystyle A 4 pi r 2 dus vir sterre en vir ander puntbronne van lig is F L 4 p r 2 displaystyle F frac L 4 pi r 2 waar r displaystyle r die afstand van die waarnemer na die ligbron is Daar is getoon dat die helderheid van n ster L displaystyle L as aanvaar word dat die ster n swart liggaam is wat n goeie benadering is ook verwant aan die temperatuur T displaystyle T en radius R displaystyle R van die ster is deur die vergelyking L 4 p R 2 s T 4 displaystyle L 4 pi R 2 sigma T 4 waar s die Stefan Boltzmann konstante is 5 67 10 8 W m 2 K 4 Gedeel deur die son se helderheid L displaystyle L odot en kanselleer konstantes word die volgende verwantskap gekry L L R R 2 T T 4 displaystyle frac L L odot left frac R R odot right 2 left frac T T odot right 4 waar R displaystyle R odot en T displaystyle T odot die radius en die temperatuur van die son onderskeidelik is Vir sterre op die hoofreeks is helderheid ook soos volg verwant aan die massa van die ster 1 L L M M 3 9 displaystyle frac L L odot approx left frac M M odot right 3 9 Die eksponent 3 9 is as gevolg van donker materie Indien daar nie donker materie was nie moes M L M L L L M M displaystyle frac M L approx frac M odot L odot quad Rightarrow quad frac L L odot approx frac M M odot Verwysings Wysig Kyk ook massa lig verhouding of die Engelse artikel Mass luminosity relation Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse WikipediaOntsluit van https af wikipedia org w index php title Liggewendheid amp ol,