Lluminositat
La lluminositat o brillantor és la quantitat de flux lluminós que emet una font de llum en una direcció, en una unitat d'angle sòlid. La seva unitat de mesura en el sistema internacional d'unitats és la candela (cd), que és la intensitat lluminosa, en la direcció perpendicular respecte a una superfície d'1/600.000 m² d'un cos negre a la temperatura de congelació del platí, a una pressió de 101.325 pascals.
 | |
| Unitats | watt  |
|---|---|
La seva expressió és:
en què E és la lluminositat, I la intensitat i D la distància. La intensitat lluminosa forma part de les magnituds fonamentals de la física.
En física de partícules, es defineix la lluminositat instantània com el nombre de partícules per unitat de superfície i per unitat de temps en un feix. Es mesura en unitats inverses de secció eficaç per unitat de temps. En integrar aquesta quantitat durant un període, s'obté la lluminositat integrada, la qual es mesura en unitats inverses de secció eficaç (per exemple, el pb-1). Quant més gran és aquesta quantitat, més gran és la probabilitat que es produeixin successos interessants en un experiment d'altes energies. En un procés la secció eficaç (σ) del qual coneixem, per a una lluminositat integrada L donada, es pot estimar el nombre de vegades que es produirà aquest succés simplement multiplicant ambdues quantitats:
- Nombre de successos = L × σ
En astronomia, la lluminositat o lluminositat absoluta és la quantitat d'energia per unitat de temps emesa en totes direccions per un cos celeste. Està directament relacionada amb la magnitud absoluta. Usualment, se sol mesurar per comparació amb la lluminositat del Sol.
En el sistema internacional la lluminositat es mesura en joules per segon, o watts. En astronomia, els valors de la lluminositat es donen sovint en els termes de la lluminositat solar, L⊙. La lluminositat també es pot donar en termes del sistema astronòmic magnitud: la magnitud bolomètrica absoluta (Mbol) d'un objecte és una mesura logarítmica de la seva taxa d'emissió d'energia total, mentre que la magnitud absoluta és una mesura logarítmica de la lluminositat dins d'algun rang específic de longitud d'ona o banda de filtre.
En canvi, el terme brillantor en astronomia s'utilitza generalment per referir-se a la brillantor aparent d'un objecte: és a dir, com de brillant sembla un objecte a un observador. La brillantor aparent depèn tant de la lluminositat de l'objecte com de la distància entre l'objecte i l'observador, i també de qualsevol absorció de llum al llarg del camí d'objecte a observador. La magnitud aparent és una mesura logarítmica de la brillantor aparent. La distància determinada per les mesures de lluminositat pot ser una mica ambigua i, per tant, de vegades s'anomena distància de lluminositat.
Unitats de fotometria del SI
modifica| Magnitud | Símbol | Unitat del SI | abeura. | Notes |
|---|---|---|---|---|
| Energia lluminosa | Q v | lumen segon | lm·s | A vegades es fa servir la denominació Talbot, aliena al SI |
| Flux lluminós | F | lumen (= cd·sr) | lm | Mesura de la potència lluminosa percebuda |
| Intensitat lluminosa | I v | candela (= lm/sr) | cd | Una Unitat bàsica del SI |
| Luminància | L v | candela per metre quadrat | cd/m 2 | A vegades es fa servir la denominació nit, aliena al SI |
| Il·luminació | E v | lux (= lm/m 2 ) | lx | Usat per mesurar la incidència de la llum sobre una superfície |
| Emitància lluminosa | M v | lux (= lm/m 2 ) | lx | Usat per mesurar la llum emesa per una superfície |
| Eficàcia lluminosa | lumen per watt | lm/W | Raó entre flux lluminós i flux radiant |
Mesura
modificaQuan no està qualificat, el terme "lluminositat" significa lluminositat bolomètrica, que es mesura en les unitats SI, watts, o en termes de lluminositats solars. Un bolòmetre és l'instrument que s'utilitza per mesurar l'energia radiant en una banda ampla mitjançant l'absorció i mesurant l'escalfament. Una estrella també irradia neutrins, que transporten una mica d'energia (al voltant del 2% en el cas del Sol), contribuint a la lluminositat total de l'estrella.[1] La IAU ha definit una lluminositat solar nominal de 3.828×1026 W per promoure la publicació de valors coherents i comparables en unitats de lluminositat solar.[2]
Tot i que els bolòmetres existeixen, no es poden utilitzar per mesurar ni tan sols la brillantor aparent d'una estrella perquè són insuficientment sensibles a l'espectre electromagnètic i perquè la majoria de longituds d'ona no arriben a la superfície de la Terra. A la pràctica, les magnituds bolomètriques es mesuren prenent mesures a determinades longituds d'ona i construint un model d'espectre total que és més probable que coincideixi amb aquestes mesures. En alguns casos, el procés d'estimació és extrem, amb les lluminositats que es calculen quan s'observa menys de l'1% de la producció d'energia, per exemple amb una estrella Wolf-Rayet calenta observada només a l'infraroig. Les lluminositats bolomètriques també es poden calcular mitjançant una correcció bolomètrica a una lluminositat en una banda de pas determinada.[3][4]
El terme lluminositat també s'utilitza en relació a una banda de pas particular, com ara una lluminositat visual de banda K.[5] En general, no són lluminositats en el sentit estricte d'una mesura absoluta de la potència radiada, sinó magnituds absolutes definides per a un determinat filtre en un sistema fotomètric. Existeixen diversos sistemes fotomètrics diferents. Alguns com el sistema fotomètric UBV o sistema Johnson es defineixen contra estrelles estàndard fotomètriques, mentre que altres com el sistema AB es defineixen en termes d'una densitat de flux espectral.[6]
Referències
modifica- ↑ Bahcall, John. «Solar Neutrino Viewgraphs». Institute for Advanced Study School of Natural Science. [Consulta: 3 juliol 2012].
- ↑ IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties, 2015.
- ↑ Nieva, M.-F «Temperature, gravity, and bolometric correction scales for non-supergiant OB stars». Astronomy & Astrophysics, 550, 2013, pàg. A26. arXiv: 1212.0928. Bibcode: 2013A&A...550A..26N. DOI: 10.1051/0004-6361/201219677.
- ↑ Buzzoni, A; Patelli, L; Bellazzini, M; Pecci, F. Fusi; Oliva, E «Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 3, 2010, pàg. 1592. arXiv: 1002.1972. Bibcode: 2010MNRAS.403.1592B. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x.
- ↑ «ASTR 5610, Majewski [SPRING 2016. Lecture Notes]». Arxivat de l'original el 24 d’abril 2021. [Consulta: 3 febrer 2019].
- ↑ Delfosse, Xavier; Forveille, Thierry; Ségransan, Damien; Beuzit, Jean-Luc «Accurate masses of very low mass stars. IV. Improved mass-luminosity relations». Astronomy and Astrophysics, 364, 12-2000, p. 217–224.