57. Absolute Größe und Leuchtkraft der Sterne.
Die absolute Helligkeit (M) ist definiert als die scheinbare Helligkeit eines Objekts, wenn es sich 10 Parsec vom Beobachter entfernt befände. Die absolute bolometrische Helligkeit der Sonne beträgt +4,7.
Wenn die scheinbare Helligkeit und die Entfernung zum Objekt bekannt sind, kann die absolute Helligkeit mit der Formel berechnet werden:
wobei d0 = 10 pc ≈ 32,616 Lichtjahre
Wenn dementsprechend die scheinbare und absolute Größe bekannt ist, kann die Entfernung mithilfe der Formel berechnet werden 
Die absolute Helligkeit hängt mit der Leuchtkraft durch die folgende Beziehung zusammen: 
wobei und die Leuchtkraft und absolute Helligkeit der Sonne ist. Normalerweise = 1
58. Hertzsprung-Russell-Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm
Ganz am Anfang des 20. Jahrhunderts. Der dänische Astronom Hertzsprung und etwas später der amerikanische Astrophysiker Russell stellten einen Zusammenhang zwischen der Art des Spektrums und der Leuchtkraft von Sternen fest. Diese Abhängigkeit wird durch ein Diagramm veranschaulicht, auf dessen einer Achse die Spektralklasse und auf der anderen die absolute Größe aufgetragen ist. Ein solches Diagramm wird Spektrum-Leuchtkraft-Diagramm oder Hertzsprung-Russell-Diagramm genannt.
Die Position jedes Sterns an dem einen oder anderen Punkt im Diagramm wird durch seine physikalische Natur und sein Entwicklungsstadium bestimmt. Die Leuchtkraft ermöglicht es, verschiedene Gruppen von Sternen zu identifizieren, die durch gemeinsame physikalische Eigenschaften verbunden sind, und die Beziehung zwischen einigen ihrer physikalischen Eigenschaften herzustellen, und hilft auch bei der Lösung einer Reihe anderer Probleme. Der obere Teil des Diagramms entspricht Sternen mit hoher Leuchtkraft. Der untere Teil des Diagramms wird von Sternen mit geringer Leuchtkraft eingenommen. Die linke Seite des Diagramms enthält heiße Sterne und die rechte Seite kühlere Sterne.
Oben im Diagramm stehen die Sterne mit der größten Leuchtkraft, die sich durch ihre hohe Leuchtkraft auszeichnen. Sterne in der unteren Hälfte des Diagramms haben eine geringe Leuchtkraft und werden Zwerge genannt. Die sternenreichste Diagonale, die von links nach unten nach rechts verläuft, wird Hauptreihe genannt. Die Sterne sind daran entlang angeordnet, vom heißesten (oben) bis zum kältesten (unten).
Die Sterne sind im Hertzsprung-Russell-Diagramm sehr ungleichmäßig verteilt, was auf die Existenz eines bestimmten Zusammenhangs zwischen der Leuchtkraft und der Temperatur der Sterne schließen lässt. Am deutlichsten kommt es bei Hauptreihensternen zum Ausdruck. Es ist jedoch möglich, darauf eine Reihe anderer Sequenzen zu identifizieren, die eine deutlich größere Streuung als die Hauptsequenz aufweisen. Dies deutet darauf hin, dass einige bestimmte Gruppen von Sternen eine individuelle Abhängigkeit aufweisen.
Die betrachteten Sequenzen werden Leuchtkraftklassen genannt und mit römischen Ziffern von I bis VII bezeichnet, die hinter dem Namen der Spektralklasse stehen. Es stellt sich heraus, dass die vollständige Klassifizierung von Sternen von zwei Parametern abhängt: Temperatur und Leuchtkraft. Die Sonne fällt in die Leuchtkraftklasse V und ihre Spektrumsbezeichnung ist G2V. Diese derzeit akzeptierte Klassifizierung von Sternen wird ICC (Morgana, Kinana, Kelman) genannt.
Leuchtkraftklasse I – Überriesen; Diese Sterne nehmen den oberen Teil des Spektrum-Leuchtkraft-Diagramms ein und sind in mehrere Sequenzen unterteilt.
Leuchtkraftklasse II – leuchtende Riesen.
Leuchtkraftklasse III – Riesen.
Leuchtkraftklasse IV – Unterriesen. Die letzten drei Klassen befinden sich im Diagramm zwischen der Überriesenregion und der Hauptreihe.
Leuchtkraftklasse V – Hauptreihensterne.
Leuchtkraftklasse VI – helle Unterzwerge. Sie bilden eine Folge, die etwa eine Größenordnung unterhalb der Hauptfolge verläuft, beginnend bei Klasse A0 nach rechts.
Leuchtkraftklasse VII. Weiße Zwerge. Sie haben eine sehr geringe Leuchtkraft und nehmen den unteren Teil des Diagramms ein.
Die Zugehörigkeit des Sterns zu einer bestimmten Leuchtkraftklasse wird anhand besonderer Zusatzmerkmale der Spektralklassifikation festgestellt
Helligkeit
Lange Zeit glaubten Astronomen, dass der Unterschied in der scheinbaren Helligkeit von Sternen nur mit der Entfernung zu ihnen zusammenhängt: Je weiter der Stern entfernt ist, desto weniger hell sollte er erscheinen. Doch als die Entfernungen zu den Sternen bekannt wurden, entdeckten Astronomen, dass weiter entfernte Sterne manchmal eine größere scheinbare Helligkeit haben. Das bedeutet, dass die scheinbare Helligkeit von Sternen nicht nur von ihrer Entfernung abhängt, sondern auch von der tatsächlichen Stärke ihres Lichts, also von ihrer Leuchtkraft. Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von der Größe der Sternoberfläche und seiner Temperatur ab. Die Leuchtkraft eines Sterns drückt seine wahre Lichtstärke im Vergleich zur Lichtstärke der Sonne aus. Wenn man beispielsweise sagt, dass die Leuchtkraft des Sirius 17 beträgt, bedeutet dies, dass die wahre Intensität seines Lichts 17-mal größer ist als die Intensität der Sonne.
Durch die Bestimmung der Leuchtkraft von Sternen haben Astronomen herausgefunden, dass viele Sterne tausende Male heller sind als die Sonne, beispielsweise beträgt die Leuchtkraft von Deneb (Alpha Cygnus) 9400. Unter den Sternen gibt es solche, die hunderttausende Male mehr emittieren Licht als die Sonne. Ein Beispiel ist der Stern, der durch den Buchstaben S im Sternbild Dorado symbolisiert wird. Es scheint 1.000.000 Mal heller als die Sonne. Andere Sterne haben die gleiche oder fast die gleiche Leuchtkraft wie unsere Sonne, zum Beispiel Altair (Alpha Aquila) -8. Es gibt Sterne, deren Leuchtkraft in Tausendstel ausgedrückt wird, das heißt, ihre Leuchtkraft ist hundertmal geringer als die der Sonne.
Farbe, Temperatur und Zusammensetzung von Sternen
Sterne haben verschiedene Farben. Wega und Deneb sind beispielsweise weiß, Capella ist gelblich und Beteigeuze ist rötlich. Je niedriger die Temperatur eines Sterns ist, desto rötlicher ist er. Die Temperatur weißer Sterne erreicht 30.000 und sogar 100.000 Grad; Die Temperatur gelber Sterne beträgt etwa 6000 Grad und die Temperatur roter Sterne beträgt 3000 Grad und weniger.
Sterne bestehen aus heißen gasförmigen Substanzen: Wasserstoff, Helium, Eisen, Natrium, Kohlenstoff, Sauerstoff und anderen.
Sternhaufen
Sterne im riesigen Raum der Galaxie sind ziemlich gleichmäßig verteilt. Aber einige von ihnen sammeln sich immer noch an bestimmten Orten. Natürlich sind auch dort die Abstände zwischen den Sternen noch sehr groß. Doch aufgrund der enormen Entfernungen ähneln solch nahe beieinander liegende Sterne einem Sternhaufen. Deshalb werden sie so genannt. Der bekannteste Sternhaufen sind die Plejaden im Sternbild Stier. Mit bloßem Auge können in den Plejaden 6-7 Sterne unterschieden werden, die sehr nahe beieinander liegen. Durch ein Teleskop sind mehr als hundert von ihnen auf kleinem Raum sichtbar. Dies ist einer der Cluster, in denen die Sterne ein mehr oder weniger isoliertes System bilden, das durch eine gemeinsame Bewegung im Raum verbunden ist. Der Durchmesser dieses Sternhaufens beträgt etwa 50 Lichtjahre. Aber trotz der scheinbaren Nähe der Sterne in diesem Sternhaufen sind sie tatsächlich ziemlich weit voneinander entfernt. In derselben Konstellation gibt es rund um seinen Hauptstern – den hellsten – rötlichen Stern Al-Debaran, einen weiteren, weiter verstreuten Sternhaufen – die Hyaden.
Einige Sternhaufen erscheinen in schwachen Teleskopen als neblige, verschwommene Flecken. Bei leistungsstärkeren Teleskopen zerfallen diese Flecken vor allem zu den Rändern hin in einzelne Sterne. Mit großen Teleskopen lässt sich feststellen, dass es sich um besonders nahegelegene Sternhaufen mit Kugelform handelt. Daher werden solche Cluster als kugelförmig bezeichnet. Mittlerweile sind mehr als hundert Kugelsternhaufen bekannt. Sie alle sind sehr weit von uns entfernt. Jeder von ihnen besteht aus Hunderttausenden Sternen.
Die Frage, was die Welt der Sterne ist, ist offenbar eine der ersten Fragen, mit denen sich die Menschheit seit Beginn der Zivilisation konfrontiert sieht. Jeder Mensch, der den Sternenhimmel betrachtet, verbindet unwillkürlich die hellsten Sterne miteinander in den einfachsten Formen – Quadrate, Dreiecke, Kreuze – und wird so zum unfreiwilligen Schöpfer seiner eigenen Karte des Sternenhimmels. Unsere Vorfahren folgten demselben Weg und teilten den Sternenhimmel in klar unterscheidbare Sternkombinationen, sogenannte Sternbilder, ein. In alten Kulturen finden wir Hinweise auf die ersten Sternbilder, identifiziert mit den Symbolen der Götter oder Mythen, die in Form poetischer Namen auf uns überliefert sind – das Sternbild Orion, das Sternbild der Canes Venatici, das Sternbild Andromeda, usw. Diese Namen schienen die Vorstellungen unserer Vorfahren über die Ewigkeit und Unveränderlichkeit des Universums, die Beständigkeit und Unveränderlichkeit der Harmonie des Kosmos zu symbolisieren.
Die Helligkeit E eines Sterns, bestimmt durch seine scheinbare Helligkeit, ist umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung zu ihm. Um die tatsächliche Strahlung eines Sterns herauszufinden, muss der Einfluss seiner Entfernung eliminiert werden. Lassen Sie uns vereinbaren, die absolute Helligkeit als diejenige zu bezeichnen, die der Stern hätte, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Parsec vom Beobachter (1 Parsec Lichtjahre km) befände. Dann ist die Formel gültig
wobei der Abstand in Parsec ausgedrückt wird.
Die scheinbare Helligkeit hängt auch von der Entfernung ab. Die Helligkeit, die der Stern hätte, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Parsec vom Beobachter befände, wird als absolute Helligkeit bezeichnet und mit dem Buchstaben M bezeichnet. Durch Anwendung der Formeln (1) und (5) erhalten wir
Von dort aus finden wir, indem wir logarithmieren und transformieren
Mit dieser Formel wird bei Kenntnis der scheinbaren Helligkeit und Entfernung die absolute Helligkeit M berechnet.
Die Leuchtkraft eines Sterns ist das Verhältnis der Intensität seines Lichts zur Intensität der Sonne, die daher als Einheit angenommen wird. Wenn wir die absolute Größe der Sonne angeben, wird die Leuchtkraft des Sterns L mit der Formel berechnet
Da in den Strahlen von V die absolute Größe der Sonne gleich ist, erhält die letzte Formel einen numerischen Ausdruck
Wenn wir die Leuchtkraft eines Sterns kennen, können wir seinen Radius berechnen, vorausgesetzt, er hat eine Kugelform und die Scheibe des Sterns hat sowohl in der Mitte als auch am Rand die gleiche Helligkeit. Die Fläche der Scheibe ist gleich. Bezeichnet man die Helligkeit der Scheibe mit I, d. h. wenn man bedenkt, dass jeder Quadratmeter I Joule Strahlungsenergie pro Sekunde aussendet, erhält man die von der Scheibe des Sterns abgegebene Energie. In ähnlicher Weise beträgt die von der Sonnenscheibe emittierte Energie: Wenn wir den ersten Ausdruck durch den zweiten dividieren, erhalten wir die Leuchtkraft des Sterns
Aus der Theorie der Wärmestrahlung ist das bekannt
und deshalb
Die in dieser Formel enthaltene Temperatur T unterscheidet sich geringfügig von der durch den Farbindex bestimmten Temperatur, kann aber vernachlässigt werden und ergibt dann den Radius des Sterns
Grundlegende physikalische Eigenschaften von Sternen: Leuchtkraft, absolute und scheinbare Helligkeit, Masse, Temperatur, Größe, Spektrum.
Helligkeit– Energie, die ein Stern oder ein anderer Himmelskörper pro Zeiteinheit abgibt. Wird normalerweise in Einheiten der Sonnenleuchtkraft angegeben, ausgedrückt durch die Formel log (L/Lc) = 0,4 (Mc – M), wobei L und M die Leuchtkraft und die absolute Größe der Quelle sind, Lc und Mc die entsprechenden Werte für die Sonne (Mc = +4 ,83). Auch bestimmt durch die Formel L=4ðR 2 уT 4. Es sind Sterne bekannt, deren Leuchtkraft um ein Vielfaches größer ist als die Leuchtkraft der Sonne. Die Leuchtkraft von Aldebaran beträgt 160 und Rigel ist 80.000-mal größer als die Sonne. Aber die überwiegende Mehrheit der Sterne hat eine Leuchtkraft, die mit der der Sonne vergleichbar oder geringer ist.
Größe – ein Maß für die Helligkeit eines Sterns. Z.v. gibt keine wirkliche Vorstellung von der Strahlungsleistung des Sterns. Ein schwacher Stern in der Nähe der Erde kann heller erscheinen als ein entfernter heller Stern, weil Der von ihm empfangene Strahlungsfluss nimmt umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung ab. Sichtbare W.V. - der Glanz eines Sterns, den ein Beobachter sieht, wenn er in den Himmel blickt. Absolutes Z.v. - ein Maß für die wahre Helligkeit, stellt den Grad der Brillanz eines Sterns dar, den er hätte, wenn er sich in einer Entfernung von 10 Prozent befände. Hipparchos erfand das System der sichtbaren Sterne. im 2. Jahrhundert Chr. Sternen wurden anhand ihrer scheinbaren Helligkeit Nummern zugewiesen; Die hellsten Sterne hatten die 1. Größe und die schwächsten die 6. Größe. Alle R. 19. Jahrhundert Dieses System wurde geändert. Moderne Skala von Z.v. wurde durch Bestimmung von Z.v. ermittelt. repräsentative Auswahl an Sternen im Norden. Pole der Welt (Nordpolarreihe). Auf dieser Grundlage wurden Z.v. ermittelt. alle anderen Sterne. Dies ist eine logarithmische Skala, bei der Sterne der 1. Größe 100-mal heller sind als Sterne der 6. Größe. Mit zunehmender Messgenauigkeit mussten Zehntel eingeführt werden. Die hellsten Sterne sind heller als die erste Größe und einige haben sogar negative Helligkeiten.
Sternmasse - ein Parameter, der nur für Komponenten von Doppelsternen mit bekannten Umlaufbahnen und Entfernungen direkt bestimmt wird (M 1 + M 2 = R 3 / T 2). Das. Die Massen von nur wenigen Dutzend Sternen sind bekannt, aber für eine viel größere Zahl kann die Masse aus der Masse-Leuchtkraft-Beziehung bestimmt werden. Massen von mehr als 40 Sonnen und weniger als 0,1 Sonnen sind sehr selten. Die meisten Sterne haben eine geringere Masse als die Sonne. Die Temperatur im Zentrum solcher Sterne kann nicht das Niveau erreichen, bei dem Kernfusionsreaktionen beginnen, und die einzige Energiequelle ist die Kelvin-Helmholtz-Kompression. Solche Objekte werden aufgerufen Braune Zwerge.
Beziehung zwischen Masse und Leuchtkraft, 1924 von Eddington gefunden, die Beziehung zwischen der Leuchtkraft L und der Sternmasse M. Die Beziehung hat die Form L/Lc = (M/Mc) a, wobei Lc und Mc die Leuchtkraft bzw. die Masse der Sonne sind, der Wert A liegt normalerweise im Bereich von 3-5. Der Zusammenhang ergibt sich aus der Tatsache, dass die beobachteten Eigenschaften normaler Sterne hauptsächlich durch ihre Masse bestimmt werden. Diese Beziehung für Zwergsterne stimmt gut mit Beobachtungen überein. Es wird angenommen, dass dies auch für Überriesen und Riesen gilt, obwohl ihre Masse schwer direkt zu messen ist. Die Beziehung gilt nicht für Weiße Zwerge, weil erhöht ihre Leuchtkraft.
Die Temperatur ist hervorragend– die Temperatur einer bestimmten Region des Sterns. Es ist eine der wichtigsten physikalischen Eigenschaften eines jeden Objekts. Da jedoch die Temperatur verschiedener Regionen eines Sterns unterschiedlich ist und auch weil die Temperatur eine thermodynamische Größe ist, die vom Fluss elektromagnetischer Strahlung und der Anwesenheit verschiedener Atome, Ionen und Kerne in einer Region der Sternatmosphäre abhängt, sind all diese Unterschiede sind zu einer effektiven Temperatur verbunden, die eng mit der Strahlung des Sterns in der Photosphäre zusammenhängt. Effektive Temperatur, ein Parameter, der die Gesamtenergiemenge charakterisiert, die ein Stern pro Flächeneinheit seiner Oberfläche abgibt. Dies ist eine eindeutige Methode zur Beschreibung der Sterntemperatur. Das. wird durch die Temperatur eines absolut schwarzen Körpers bestimmt, der nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz die gleiche Leistung pro Flächeneinheit abstrahlen würde wie der Stern. Obwohl sich das Spektrum eines Sterns im Detail deutlich vom Spektrum eines absolut schwarzen Körpers unterscheidet, charakterisiert die effektive Temperatur dennoch die Energie des Gases in den äußeren Schichten der Sternphotosphäre und ermöglicht unter Verwendung des Wienschen Verschiebungsgesetzes (l max = 0,29). /T), um zu bestimmen, bei welcher Wellenlänge die Sternstrahlung maximal ist und damit die Farbe des Sterns.
Von Größen Sterne werden in Zwerge, Unterzwerge, normale Sterne, Riesen, Unterriesen und Überriesen unterteilt.
Reichweite Sterne hängen von ihrer Temperatur, ihrem Druck, der Gasdichte ihrer Photosphäre, ihrer magnetischen Feldstärke und ihrer chemischen Zusammensetzung ab. Komposition.
Spektralklassen, Klassifizierung von Sternen nach ihren Spektren (hauptsächlich nach der Intensität der Spektrallinien), erstmals von Italienern eingeführt. Astronom Secchi. Einführung von Buchstabenbezeichnungen, die mit zunehmendem Wissen über interne Prozesse modifiziert wurden. Struktur der Sterne. Die Farbe eines Sterns hängt von der Temperatur seiner Oberfläche ab, also in der Neuzeit. Draper-Spektralklassifizierung (Harvard) S.k. nach absteigender Temperatur geordnet:
Hertzsprung-Russell-Diagramm, ein Diagramm, mit dem Sie zwei grundlegende Eigenschaften von Sternen bestimmen können, drückt die Beziehung zwischen absoluter Helligkeit und Temperatur aus. Benannt nach dem dänischen Astronomen Hertzsprung und dem amerikanischen Astronomen Russell, die 1914 das erste Diagramm veröffentlichten. Die heißesten Sterne liegen links im Diagramm und die Sterne mit der höchsten Leuchtkraft befinden sich oben. Von der oberen linken Ecke nach unten rechts geht es Hauptfolge, spiegelt die Entwicklung der Sterne wider und endet mit Zwergsternen. Die meisten Sterne gehören zu dieser Reihe. Auch die Sonne gehört zu dieser Reihe. Oberhalb dieser Reihenfolge befinden sich Unterriesen, Überriesen und Riesen in der angegebenen Reihenfolge, darunter Unterzwerge und Weiße Zwerge. Diese Gruppen von Sternen werden genannt Leuchtkraftklassen.
Gleichgewichtsbedingungen: Sterne sind bekanntlich die einzigen Objekte der Natur, in denen unkontrollierte thermonukleare Fusionsreaktionen ablaufen, die mit der Freisetzung großer Energiemengen einhergehen und die Temperatur der Sterne bestimmen. Die meisten Sterne befinden sich in einem stationären Zustand, das heißt, sie explodieren nicht. Manche Sterne explodieren (sogenannte Novae und Supernovae). Warum sind Sterne im Allgemeinen im Gleichgewicht? Die Kraft nuklearer Explosionen in stationären Sternen wird durch die Schwerkraft ausgeglichen, weshalb diese Sterne das Gleichgewicht halten.
- Berechnung der linearen Abmessungen einer Leuchte aus bekannten Winkelabmessungen und Entfernungen.
Sternleuchtkraft Helligkeit Sterne, die Lichtstärke eines Sterns, d. h. die Stärke des von einem Stern emittierten Lichtstroms, enthalten in einer Raumwinkeleinheit. Der Begriff „Sternleuchtkraft“ entspricht nicht dem Begriff „Leuchtkraft“ der allgemeinen Photometrie. Die Sonnenstrahlung eines Sterns kann sich entweder auf einen beliebigen Bereich des Sternspektrums (visuelle Sonnenstrahlung eines Sterns, fotografische Sonnenstrahlung eines Sterns usw.) oder auf seine Gesamtstrahlung (bolometrische Sonnenstrahlung eines Sterns) beziehen. Die Leuchtkraft eines Sterns wird normalerweise in Einheiten der Sonnenleuchtkraft ausgedrückt, die 3·1027 internationalen Kerzen oder 3,8·1033 Erg/Sek. entspricht. Die Leuchtstärken einzelner Sterne unterscheiden sich stark voneinander: Es gibt Sterne, deren bolometrische Leuchtkraft eine halbe Million in Sonnenleuchtkrafteinheiten erreicht (Überriesensterne der Spektralklasse O), sowie Sterne mit einer hunderttausendfach geringeren bolometrischen Leuchtkraft als die Sonne. Es wird angenommen, dass es Sterne mit noch geringerer Leuchtkraft gibt. Neben den Massen, Radien und Oberflächentemperaturen von Sternen sind die Leuchtkräfte die wichtigsten Eigenschaften von Sternen. Der Zusammenhang zwischen diesen Sterneigenschaften wird in der theoretischen Astrophysik betrachtet. Die Position L des Sterns bezieht sich auf das Absolute Größe M Sucht:
M = - 2,5 log L + 4,77.
Siehe auch Art. Sterne oder T. mit ihr.
Große sowjetische Enzyklopädie. - M.: Sowjetische Enzyklopädie. 1969-1978 .
Sehen Sie in anderen Wörterbüchern, was „Sternleuchtkraft“ ist:
In der allgemeinen Physik ist die Leuchtkraft die Dichte des Lichtenergieflusses in einer bestimmten Richtung. In der experimentellen Teilchenphysik ist die Leuchtkraft ein Parameter eines Beschleunigers oder Colliders, der die Intensität der Kollision kollidierender Strahlen charakterisiert... Wikipedia
Eine Größe, die durch das Verhältnis der von einem Stern emittierten Gesamtenergie zum Zeitpunkt der Emission gemessen wird. Die Einheit von S. star in SI ist Watt. S. Sonne, gleich 3,86 · 1026 W, wird als Einheit der Leuchtkraft anderer Sterne verwendet ... Astronomisches Wörterbuch
Leuchtkraft ist ein Begriff zur Bezeichnung bestimmter physikalischer Größen. Inhalt 1 Photometrische Leuchtkraft 2 Leuchtkraft eines Himmelskörpers ... Wikipedia
Strahlungsleistung der Sterne. Wird normalerweise in Einheiten ausgedrückt, die der Sonnenleuchtkraft L entsprechen. = 3,86?1026 W... Großes enzyklopädisches Wörterbuch
Heiß leuchtende Himmelskörper wie die Sonne. Sterne variieren in Größe, Temperatur und Helligkeit. Die Sonne ist in vielerlei Hinsicht ein typischer Stern, obwohl sie viel heller und größer erscheint als alle anderen Sterne, da sie viel näher an... ... liegt. Colliers Enzyklopädie
I Leuchtkraft an einem Punkt auf einer Oberfläche, das Verhältnis des Lichtstroms (siehe Lichtstrom), der von einem kleinen Oberflächenelement ausgeht, das einen bestimmten Punkt enthält, zur Fläche dieses Elements. Eine der Lichtmengen (siehe Lichtmengen).... ... Große sowjetische Enzyklopädie
LEUCHTKRAFT, die absolute Helligkeit eines STERNS, die Menge an Energie, die von seiner Oberfläche pro Sekunde abgegeben wird. Ausgedrückt in Watt (Joule pro Sekunde) oder Einheiten der Sonnenhelligkeit. Die bolometrische Leuchtkraft misst die Gesamtleistung des Lichts eines Sterns pro... ... Wissenschaftliches und technisches Enzyklopädisches Wörterbuch
LEUCHTKRAFT eines Sterns, Strahlungsleistung. Normalerweise ausgedrückt in Einheiten, die der Leuchtkraft der Sonne entsprechen L¤ = 3,86×1026 W... Enzyklopädisches Wörterbuch
Sterne von großer Größe und hoher Leuchtkraft. Der Radius des Riesen erreicht 1000 Sonnenradien und seine Leuchtkraft beträgt das 1000-fache der Leuchtkraft der Sonne. Riesen haben aufgrund ihrer ausgedehnten, spärlichen Panzer eine geringe durchschnittliche Dichte. Für einige... ... Astronomisches Wörterbuch
Sterne, Strahlungsleistung. Normalerweise ausgedrückt in Einheiten der Sonnenhelligkeit 1,0 = 3,86*1026 W... Naturwissenschaft. Enzyklopädisches Wörterbuch
