Tekst źródłowy strony Jasność (astronomia)

'''Jasność''', '''dzielność promieniowania''', '''moc promieniowania''' ([[język angielski|ang.]] ''luminosity'') – stosowana w astronomii wielkość fizyczna określająca ilość energii, którą ciało emituje w jednostce czasu. Jednostką jasności jest [[wat]] lub wielokrotność [[Jasność Słońca|jasności Słońca]] ({{jasność Słońca}}) = 3,827·10<sup>26</sup> [[wat|W]].
Jasność może być podawana jako jasność wizualna lub [[bolometr]]yczna. W pierwszym przypadku pod uwagę bierze się jedynie światło widzialne, w drugim całe spektrum [[Promieniowanie elektromagnetyczne|promieniowania elektromagnetycznego]].

== Jasność a inne cechy gwiazdy ==
Określenie „jasność” oznacza również blask gwiazdy, czyli po prostu jej jasność w potocznym znaczeniu tego słowa.

=== Jasność obserwowana ===
{{osobny artykuł|obserwowana wielkość gwiazdowa}}
'''Jasność obserwowana''' jest to „jasność” gwiazdy obserwowana z Ziemi<ref name="Kreiner180">{{cytuj książkę |nazwisko=Kreiner |imię=Jerzy Marek |tytuł=Astronomia z astrofizyką |wydawca=[[Wydawnictwo Naukowe PWN|Państwowe Wydawnictwo Naukowe]] |miejsce=Warszawa 1988 |strony=180 |isbn=83-01-07646-1 |rozdział=7.3. Jasności gwiazd}}</ref>. Zależy od mocy promieniowania (jasności) gwiazdy i jej odległości od Ziemi. W fizyce, jasności obserwowanej odpowiada [[natężenie oświetlenia]] wyrażone w [[luks (fotometria)|luksach]] [lx]<ref name="Kreiner180" />. W astronomii tradycyjnie jasność obserwowana wyrażana jest w [[wielkość gwiazdowa|wielkościach gwiazdowych]] (magnitudo).

Jasność obserwowana gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych (tzw. [[obserwowana wielkość gwiazdowa]]) i moc promieniowania gwiazdy powiązane są ze sobą zależnością:
:: <math>m_\mathrm{g}=m_\mathrm{S}-2{,}5\log_{10} \left(\frac{L_\mathrm{g}}{L_\odot} \left(\frac{r_\mathrm{S}}{r_\mathrm{g}}\right)^2 \right),</math>

gdzie:
: <math>m_g</math> – jasność obserwowana gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych [mag],
: <math>m_S</math> – jasność obserwowana Słońca w skali wielkości gwiazdowych [mag]; <math>m_S</math> = −26,73 mag,
: <math>L_g</math> – jasność (moc promieniowania) wizualna gwiazdy,
: <math>L_\odot</math> – jasność (moc promieniowania) wizualna Słońca,
: <math>r_g</math> – odległość Ziemia-gwiazda,
: <math>r_S</math> – odległość Ziemia-Słońce; <math>r_S</math> = 1 [[Jednostka astronomiczna|AU]] ≃ 1 [[parsek|pc]]/206265.

Powyższy wzór można także zapisać w postaci (porównaj ze [[Norman Robert Pogson|wzorem Pogsona]]):
:: <math>m_\mathrm{g} - m_\mathrm{S} = -2{,}5 \log_{10} \left( \frac{I_\mathrm{g} }{I_\mathrm{S}} \right),</math>

gdzie:
: <math>I_g</math> – jasność obserwowana gwiazdy w skali [[natężenie oświetlenia|oświetlenia]] [lx],
: <math>I_S</math> – jasność obserwowana Słońca w skali oświetlenia [lx].

=== Jasność absolutna ===
{{osobny artykuł|absolutna wielkość gwiazdowa}}
'''Jasność absolutna''' jest to jasność obserwowana, jaką miałaby gwiazda obserwowana z odległości 10 [[parsek]]ów.

Jasność absolutna gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych (tzw. [[absolutna wielkość gwiazdowa]]) i moc promieniowania gwiazdy powiązane są ze sobą zależnością:
:: <math>M_g - M_S = -2{,}5 \log_{10} \frac{L_g }{L_\odot},</math>

gdzie:
: <math>M_g</math> – jasność absolutna gwiazdy w skali wielkości gwiazdowych [mag],
: <math>M_S</math> – jasność absolutna Słońca w skali wielkości gwiazdowych [mag]; <math>M_S</math> = 4,79 mag.

=== Temperatura, masa i rozmiary gwiazdy ===
Jeśli założymy, że gwiazda jest [[Ciało doskonale czarne|ciałem doskonale czarnym]], stosując [[prawo Stefana-Boltzmanna]], można moc promieniowania <math>(L)</math> powiązać również z temperaturą <math>(T)</math> i promieniem gwiazdy <math>(R).</math>
:: <math>L = 4\pi R^2\sigma T^4,</math>

gdzie σ to [[stała Stefana-Boltzmanna]] = 5,67·10<sup>−8</sup> [[wat|W]]·m<sup>−2</sup>·[[Kelwin|K]]<sup>−4</sup>.

Moc promieniowania jest również związana z masą gwiazdy, jednak nie istnieje jeden uniwersalny wzór<ref>{{Cytuj pismo |nazwisko=Malkov |imię=Oleg |tytuł=Mass–luminosity relation of intermediate-mass stars |url=https://dx.doi.org/10.1111/j.1365-2966.2007.12086.x |czasopismo=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |oznaczenie= Volume 382 Issue 3, December 2007| strony = 1073–1086 |doi = 10.1111/j.1365-2966.2007.12086.x}}</ref>.
W przypadku gwiazd [[ciąg główny|ciągu głównego]] przybliżony wzór ma postać
:: <math>\frac{L}{L_\odot} \sim {\left( \frac{M}{M_\odot} \right)}^{3 + \Beta}.</math>

Współczynnik <math>B</math> dla różnych gwiazd waha się między 0 a 1, zwykle przyjmowana jest więc wartość 0,5.

== Jasność w toku ewolucji gwiazd ==
Z zależności jasności od masy wynika, że niewielka zmiana masy gwiazdy pociąga za sobą znacznie większą zmianę jasności. Im większa masa, tym więcej paliwa gwiazda ma do spalenia, więc wydawałoby się, że jej czas życia będzie dłuższy. Jednak gwiazda 10-krotnie masywniejsza od Słońca ma ponad 3100 razy większą jasność, spala więc swoje paliwo w znacznie szybszym tempie. Długość życia gwiazdy w [[ciąg główny|ciągu głównym]] szacuje wzór:
:: <math>\tau_{ms}\ \sim\ 10^{10} \text{ lat} \cdot \left[ \frac{M_\bigodot}{M} \right]^{2{,}5}.</math>

Gwiazdy masywniejsze od Słońca muszą mieć albo większy promień albo większą temperaturę (w rzeczywistości jest to złożenie obu przypadków, chodzi o ich proporcje). Jasność jest proporcjonalna do drugiej potęgi promienia, ale już do czwartej potęgi temperatury. Dlatego [[błękitny nadolbrzym]] (np. [[Rigel]] <math>-17\,M_\odot,</math> <math>1{,}9\,T_\odot,</math> <math>70\,R_\odot</math>), w których przypadku wzrost masy rekompensuje wzrost temperatury, są znacznie mniejsze od [[czerwony nadolbrzym|czerwonych nadolbrzymów]] (np. [[Betelgeza|Betelgeuse]] <math>-14\,M_\odot,</math> <math>0{,}6\,T_\odot,</math> <math>630\,R_\odot</math>), w których przypadku większa masa prowadzi do zwiększenia promienia. Dlatego największe gwiazdy we Wszechświecie są czerwone i chłodne.

Jasność wyznacza również maksymalną masę gwiazdy (około <math>120\,M_\odot</math>) → [[jasność Eddingtona]].

Z wiekiem gwiazda [[ciąg główny|ciągu głównego]] gromadzi coraz więcej [[hel (pierwiastek)|helu]] w swoim jądrze, którego większa siła grawitacji wywiera większy nacisk na sąsiadujące warstwy [[wodór|wodoru]], zwiększając tempo [[Reakcja termojądrowa|fuzji jądrowej]], w rezultacie zwiększając jasność gwiazdy. Im większa gwiazda, tym więcej helu gromadzi się w jądrze. Siła grawitacji wzrasta, dodatkowo jądro staje się gęstsze i gorętsze, więc wzrost jasności jest jeszcze większy. Przykładowo, gwiazda o masie <math>0{,}08\,M_\odot</math> zwiększy w ciągu życia swoją jasność około 15 razy, a gwiazda o masie <math>0{,}16\,M_\odot,</math> około 140 razy.

Jak wiemy wzrost jasności może zostać wyrównany poprzez wzrost promienia, co prowadzi do powstania [[czerwony olbrzym|czerwonych olbrzymów]] lub przez wzrost temperatury, w rezultacie tworząc [[błękitny karzeł|błękitnego karła]].

== Zobacz też ==
* [[Typ widmowy#Klasa jasności gwiazdy|klasa jasności gwiazd]]

== Przypisy ==
{{Przypisy}}

== Linki zewnętrzne ==
* {{Cytuj stronę | url = http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | tytuł = Luminosity of Stars | opublikowany = atnf.csiro.au | archiwum = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | zarchiwizowano = 2014-08-09}} {{lang|en}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Fizyka gwiazd]]