광도

Luminosity
다른 용도는 광도(명료화)를 참조하십시오.
태양의 고유 광도는 3.83×10와트입니다26.천문학에서, 이 양은 하나의 태양 광도와 같으며, 기호⊙ L로 나타납니다. 태양의 4배의 복사력을 가진 별은 4 L의⊙ 광도를 가집니다.

광도는 [1][2]시간 경과에 따라 발광하는 물체에 의해 방출되는 복사 전력인 방사 전자파 전력(빛)의 절대적인 척도입니다.천문학에서, 광도는 별, 은하 또는 다른 [3][4]천체에서 시간 단위당 방출되는 전자파 에너지의 총량입니다.

SI 단위로 밝기는 초당 줄(와트) 단위로 측정됩니다.천문학에서, 광도에 대한 값을 종종 태양, L⊙의 광도의 조건에 수록되어 있다.Luminosity 또한 천문학적인 등급 제도에서:전체 에너지 방출률의 개체의 절대 복사 등급(Mbol)도 로그 함수 조치, luminos의 절대 등급도 로그 함수 조치가 주어질 수 있다.특정 파장 범위 또는 필터 대역 내에서 작동합니다.

이와는 대조적으로, 천문학에서 밝기라는 용어는 일반적으로 물체의 겉보기 밝기, 즉 관찰자가 물체를 얼마나 밝게 보이는지를 가리키는 데 사용됩니다.겉보기 밝기는 물체의 밝기와 물체와 관찰자 사이의 거리, 그리고 물체에서 관찰자까지의 경로를 따라 빛의 흡수에 따라 달라집니다.겉보기 등급은 겉보기 밝기의 로그 측정값입니다.광도 측정에 의해 결정되는 거리는 다소 모호할 수 있으므로 광도 거리라고 부르기도 합니다.

측정.

자격이 없는 경우, "휘도"란 SI 단위, 와트 또는 태양 광도 측면에서 측정되는 복도계 광도를 의미한다.LBolometer는 가열의 흡수 및 측정을 통해 넓은 대역의 복사 에너지를 측정할 때 사용하는 기기이다☉.별은 또한 중성미자를 방출하는데, 중성미자는 어느 정도 에너지를 방출합니다(태양의 경우 약 2퍼센트).[5] 이는 별의 총 광도에 기여합니다.IAU는 태양 [6]광도 단위로 일관되고 동등한 값의 발표를 촉진하기 위해 3.828×1026 W의 공칭 태양 광도를 정의했다.

볼로미터는 존재하지만, 전자기 스펙트럼에 걸쳐 충분히 민감하지 않고 대부분의 파장이 지구 표면에 도달하지 않기 때문에 별의 겉보기 밝기조차 측정할 수 없습니다.실제로 볼로메트릭 크기는 특정 파장에서 측정하여 측정과 일치할 가능성이 가장 높은 총 스펙트럼의 모델을 구성함으로써 측정된다.일부 경우에는 추정 과정이 극단적이며, 예를 들어 적외선에서만 관측되는 뜨거운 울프-레이에별과 같이 에너지 출력의 1% 미만이 관측될 때 광도가 계산된다.특정 통과 대역의 [7][8]광도에 대한 광도 보정을 사용하여 광도를 계산할 수도 있습니다.

광도라는 용어는 K-밴드 [9]광도의 시각적 광도와 같은 특정 통과 대역과 관련해서도 사용됩니다.이러한 광도는 일반적으로 복사 전력의 절대 측정이라는 의미에서 광도가 아니라 광도 시스템에서 주어진 필터에 대해 정의된 절대 크기입니다.몇 가지 다른 광도 측정 시스템이 있습니다.UBV 또는 존슨 시스템과 같은 일부는 광도 표준별에 대해 정의되며, AB 시스템과 같은 다른 것들은 스펙트럼 플럭스 [10]밀도의 관점에서 정의된다.

별의 광도

별의 광도는 크기와 유효 [11]온도라는 두 가지 별의 특성으로 결정될 수 있습니다.전자는 일반적으로 태양 반지름 R로⊙ 나타내며, 후자는 켈빈으로 나타내지만, 대부분의 경우 직접 측정할 수 없다.별의 반지름을 결정하기 위해서는 두 가지 지표가 필요합니다: 별의 각지름과 지구로부터의 거리입니다.둘 다 어떤 경우에는 매우 정확하게 측정할 수 있는데, 차가운 초거성은 종종 큰 각지름을 가지며, 일부 차가운 진화된 별들은 VLBI를 사용하여 시차를 측정하는 데 사용할 수 있는 대기 중에 매저를 가지고 있다.그러나 대부분의 별에서 각지름이나 시차, 또는 둘 다 정확하게 측정할 수 있는 능력보다 훨씬 낮습니다.유효온도는 흑체의 광도를 재현할 수 있는 온도를 나타내는 수치이기 때문에 직접 측정할 수는 없지만 스펙트럼을 통해 추정할 수 있다.

별의 밝기를 측정하는 다른 방법은 별의 겉보기 밝기와 거리를 측정하는 것입니다.광도를 도출하는 데 필요한 세 번째 요소는 존재하는 성간 소멸의 정도이며, 이는 보통 성간 매질(ISM), 지구 대기 및 주변 물질에 존재하는 가스와 먼지 때문에 발생합니다.결과적으로, 별의 광도를 결정하는 데 있어 천문학이 직면한 가장 큰 과제 중 하나는 이 성분들 각각에 대해 정확한 측정치를 도출하는 것인데, 이 측정치 없이는 정확한 광도 수치를 [12]알 수 없습니다.소멸은 실제 광도와 관측 광도를 모두 알고 있는 경우에만 직접 측정할 수 있지만, 관측된 별의 색상에서 성간 매질에서 예상되는 수준의 적색 변색 모델을 사용하여 추정할 수 있습니다.

현재의 항성 분류 체계에서, 질량이 크고 매우 젊고 에너지가 넘치는 등급 O별은 30,000 K가 넘는 온도를 보이는 반면, 질량이 작고 일반적으로 나이가 많은 등급 M별은 3,500 K 미만의 온도를 보입니다.밝기는 온도의 4승에 비례하기 때문에, 별의 온도 변화가 크면 별의 [13]밝기에 더 큰 변화가 생깁니다.밝기는 항성 질량의 높은 힘에 의존하기 때문에 고질량 발광 별의 수명은 훨씬 짧습니다.가장 밝은 별들은 항상 젊은 별들이며, 가장 극단적인 별들은 몇 백만 년 밖에 되지 않습니다.헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에서 x축은 온도 또는 스펙트럼 유형을 나타내고 y축은 밝기 또는 크기를 나타냅니다.대부분의 별은 주계열을 따라 발견되며 파란색 등급 O별은 표의 왼쪽 상단에 있고 빨간색 등급 M별은 오른쪽 하단에 있습니다.데네브와 베텔게우스 같은 별들은 주계열성 위나 오른쪽에 있으며, 주계열성보다 더 밝거나 더 차갑습니다.같은 온도에서 밝기가 증가하거나 같은 밝기에서 온도가 낮다는 것은 이 별들이 주계열성보다 크다는 것을 의미하며 거성 또는 초거성이라고 합니다.

청색 및 백색 초거성은 가장 밝은 주계열성보다 다소 차가운 고휘도 별입니다.예를 들어, 데네브와 같은 별은 약 200⊙,000 L의 광도, A2의 분광형, 그리고 약 8,500 K의 유효 온도를 가지고 있는데, 이것은 그것이 203☉ R(1.41×1011 m)의 반지름을 가지고 있다는 것을 의미합니다.비교를 위해 적색 초거성 베텔게우스는 광도가 약 100,000⊙ L, 분광형은 M2, 온도는 약 3,500 K로 반지름은 약 1,000☉ R(7.0×1011 m)이다.적색초거성은 별의 가장 큰 종류이지만, 가장 밝은 것은 훨씬 작고 뜨겁고 온도는 50,000 K 이상이고 광도는 수백만⊙ L로, 반지름은 수십 R에⊙ 불과합니다.예를 들어, R136a1의 온도는 46,000K를 넘고 광도는 6,100⊙[14],000L(대부분 UV)를 넘으며, 39R☉(2.7×10m10)에 불과합니다.

전파 광도

무선 소스의 광도는 WHz로−1 측정되므로 측정할 대역폭을 지정할 필요가 없습니다.무선 선원의 관측 강도 또는 플럭스 밀도는 얀스키 단위로 측정되며−26, 여기서−2 1−1 Jy = 10 W m Hz이다.

예를 들어, 100만 미터 거리에서 1 MHz의 대역폭을 통해 방사되는 10 W 송신기를 생각해 보겠습니다.동력이 관찰자에게 도달하면 동력은 면적 4µr2 또는 약 1.26×10m의132 구 표면에 분산되므로 플럭스 밀도는 10/106/1.26×1013 W−2−1 Hz = 108 Jy이다.

보다 일반적으로 우주론적 거리에 있는 선원의 경우 선원의 스펙트럼 지수α에 대해 k-보정을 실시해야 하며 방출된 정지 프레임의 주파수 척도가 관찰자의 정지 프레임과 다르다는 사실에 대해 상대론적 보정을 실시해야 한다.따라서 등방성 방출을 가정할 때 전파 밝기의 전체 표현은

여기서ν L은 WHz의−1 광도, S는obs WmHz의−2−1 관측 플럭스 밀도, D는L 미터 단위의 광도 거리, z는 적색 편이, α는 스펙트럼 지수( I {\ I\}^{\ 전파 천문학에서는 일반적으로 열 방출 스펙트럼 지수가 2라고 가정한다.[15]

예를 들어, 무선 소스로부터의 1Jy 신호는 적색 편이 1, 주파수는 1.4GHz라고 가정합니다.네드 라이트의 우주론 계산기는 10 × 4µ (2 2× 1026) / (1 + (1 + 2)1) = 6 × 1026 W−1 Hz의 무선−26 광도를 제공하는 1의 적색 편이에 대한 광도 거리를 6701 Mpc = 2 × 1026 m로 계산합니다.

총 무선 전력을 계산하려면 이 광도를 방출 대역폭에 통합해야 합니다.일반적인 가정은 대역폭을 관측 주파수로 설정하는 것입니다.즉, 방사된 전력의 강도가 제로 주파수에서 관측 주파수까지 균일한 것으로 사실상 가정합니다.위의 경우 총 출력은 4×1027×1.4×109 = 5.7×10W입니다36.이것은 때때로 3.8610×10 W로 1.5×1026⊙ L의 무선 전력을 제공하는 태양의 총(즉, 모든 파장에 걸쳐 통합된) 밝기로 표현된다.

광도 공식

점원 S는 모든 방향으로 균등하게 빛을 방사합니다.영역 A를 통과하는 양은 표면과 빛의 거리에 따라 달라집니다.

흑체에 적용된 스테판-볼츠만 방정식은 완벽하게 불투명하고 반사되지 [11]않는 이상적인 물체인 흑체에 대한 밝기 값을 제공한다.

여기서 A는 표면적, T는 온도(켈빈 단위), θ는 스테판-볼츠만 상수이며 값은 5.670374419이다.×[16]10−8 WmmkK−2−4

모든 방향으로 균등하게 방사되는 L L을 상상해 보십시오.점을 중심으로 한 속이 빈 구면 전체 내부 표면이 조명됩니다.반지름이 증가함에 따라 표면적도 증가하며 일정한 밝기는 더 많은 표면적을 조명하게 되어 관찰된 밝기가 감소하게 됩니다.

어디에

  • A는 조명 표면의 입니다.
  • {\ F는 조명 표면의 플럭스 밀도입니다.

반지름이 r인 구의 표면적은 A r({ A r이므로 별 및 기타 광원의 경우:

서 rr은 옵서버에서 광원까지의 거리입니다.

주계열성의 경우, 밝기는 대략 다음과 같이 질량과 관련이 있습니다.

M M을 태양 질량의 관점에서 별의 질량으로 하면 위의 관계를 다음과 같이 단순화할 수 있습니다.

규모와의 관계

주요 기사: 볼로미터 등급

광도는 거리에 관계없이 항성의 고유한 측정 가능한 특성입니다.반면, 규모의 개념은 거리를 통합한다.겉보기 등급은 역제곱 [17]법칙에 따라 거리의 결과로 감소하는 빛의 플럭스의 측정값입니다.포그슨 로그 척도는 겉보기 등급과 절대 등급 모두를 측정하는 데 사용되며, 후자는 10파섹(3.1×10m17)의 성간 거리에 있는 것처럼 보이는 별이나 다른 천체의 밝기에 대응합니다.이 밝기는 거리가 멀어짐에 따라 감소하는 것 외에, 간섭하는 성간 [18]먼지로 인한 소멸로 인해 밝기가 추가로 감소합니다.

항성 스펙트럼에 있는 특정 흡수선의 폭을 측정함으로써, 종종 거리를 모른 채 특정 광도 등급을 별에 할당할 수 있습니다.따라서 그것의 절대적인 규모의 공정한 측정치는 그것의 거리나 성간 소멸을 모른 채 결정될 수 있다.

별의 밝기를 측정할 때 절대 등급, 겉보기 등급 및 거리는 서로 관련된 매개 변수이며, 두 개가 알려진 경우 세 번째 값을 결정할 수 있습니다.태양의 광도가 표준이기 때문에, 공식적으로는 IAU에 의해 0점 값이 정의되지만, 이러한 매개변수를 태양의 겉보기 등급 및 거리와 비교하는 것이 이들 사이의 변환 방법을 기억하는 가장 쉬운 방법입니다.

단위 없는 별의 등급은 관측된 가시 밝기의 로그 척도입니다.겉보기 등급은 지구에서 관측된 눈에 보이는 밝기로, 물체의 거리에 따라 달라집니다.절대 매그니튜드는 10pc17(3.1×10m) 거리에서 겉보기 매그니튜드이므로 볼로메트릭 절대 매그니튜드는 볼로메트릭 밝기의 로그 측정값이다.

두 물체 사이의 광도 등급의 차이는 다음과 [19]같이 밝기 비율과 관련이 있습니다.

여기서:

  • 은 첫 번째 개체의 볼로미터 크기입니다.
  • 는 두 번째 개체의 볼로미터 크기입니다.
  • 1은 첫 번째 물체의 광도입니다.
  • 는 두 번째 물체의 광도입니다.

절대 등급 척도의 영점은 실제로 3.0128×1028 W의 고정 광도로 정의된다.따라서 절대 등급은 와트 단위의 밝기로 계산할 수 있습니다.

여기서0 L은 영점 밝기 3.0128×1028 W입니다.

와트 단위의 밝기는 절대 등급에서 계산할 수 있다(단, 절대 등급은 절대 플럭스에 대해 측정되지 않는 경우가 많다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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추가 정보

외부 링크

무료 사전인 Wiktionary에서 밝기를 찾아보세요.