Измерение излучаемой электромагнитной мощности и светимости объектов.

Введение

Измерение излучаемой электромагнитной мощности, испускаемой объектом.

Светимость – это абсолютная мера излучаемой электромагнитной энергии (света) в единицу времени и является синонимом излучаемой мощности, испускаемой светоизлучающим объектом. В астрономии светимость – это общее количество электромагнитной энергии, испускаемой звездой, галактикой или другими астрономическими объектами в единицу времени. В единицах СИ светимость измеряется в джоулях в секунду, или ваттах. В астрономии значения светимости часто приводятся в единицах светимости Солнца, L⊙. Светимость также может быть выражена через систему астрономических величин: абсолютная болометрическая величина (Mbol) объекта является логарифмической мерой его полной скорости излучения энергии, а абсолютная величина – логарифмической мерой светимости в определенном диапазоне длин волн или полосе фильтров. В отличие от этого, термин "яркость" в астрономии обычно используется для обозначения кажущейся яркости объекта, то есть того, насколько ярким объект кажется наблюдателю. Кажущаяся яркость зависит как от светимости объекта и расстояния между объектом и наблюдателем, так и от любого поглощения света на пути от объекта к наблюдателю. Кажущаяся величина является логарифмической мерой кажущейся яркости. Расстояние, определяемое по светимости, может быть несколько неоднозначным и поэтому иногда называется расстоянием до светимости.

Измерение

Если термин "светимость" не уточнен, он подразумевает болометрическую светимость, которая измеряется либо в единицах СИ – ваттах, либо в солнечных светимостях. Болометр – это прибор, используемый для измерения энергии излучения в широком диапазоне длин волн путем поглощения и измерения нагрева. Звезда также излучает нейтрино, уносящие часть энергии (около 2% в случае Солнца), что вносит вклад в общую светимость звезды. Международный астрономический союз (IAU) определил номинальную солнечную светимость равной 3,828, чтобы способствовать публикации согласованных и сопоставимых значений в единицах солнечной светимости. Хотя болометры и существуют, их нельзя использовать для измерения даже кажущейся яркости звезды, поскольку они недостаточно чувствительны во всем электромагнитном спектре и большинство длин волн не достигают поверхности Земли. На практике болометрические величины измеряются путем проведения измерений на определенных длинах волн и построения модели полного спектра, наиболее соответствующей этим измерениям. В некоторых случаях процесс оценки бывает крайне сложным: светимость рассчитывается, когда наблюдается менее 1% излучаемой энергии, например, для горячей звезды Вольфа — Райе, наблюдаемой только в инфракрасном диапазоне. Болометрические светимости также можно рассчитать, используя болометрическую поправку к светимости в определенной полосе пропускания. Термин "светимость" также используется по отношению к конкретным полосам пропускания, таким как визуальная светимость или светимость в K-диапазоне. Это, как правило, не светимость в строгом смысле абсолютной меры излучаемой мощности, а абсолютные звездные величины, определенные для данного фильтра в фотометрической системе. Существует несколько различных фотометрических систем. Некоторые, такие как система UBV или система Джонсона, определяются относительно фотометрических стандартных звезд, в то время как другие, такие как система AB, определяются с точки зрения спектральной плотности потока.

Звездная яркость

Светимость звезды можно определить по двум характеристикам: размеру и эффективной температуре. Первая обычно выражается в солнечных радиусах (R⊙), а вторая – в кельвинах, однако в большинстве случаев ни то, ни другое нельзя измерить напрямую. Для определения радиуса звезды необходимы два дополнительных параметра: угловой диаметр звезды и её расстояние от Земли. Оба параметра могут быть измерены с высокой точностью в определенных случаях, при этом холодные сверхгиганты часто имеют большие угловые диаметры, а у некоторых холодных, эволюционировавших звезд в атмосферах присутствуют мазеры, которые можно использовать для измерения параллакса методом радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI). Однако для большинства звезд угловой диаметр, параллакс или оба параметра оказываются ниже предела нашей способности к достоверному измерению. Эффективная температура – это лишь число, представляющее температуру абсолютно черного тела, которое воспроизвело бы наблюдаемую светимость, поэтому её нельзя измерить напрямую, но можно оценить по спектру звезды. Альтернативный способ определения светимости звезды – измерение её видимой яркости и расстояния до неё. Третий необходимый компонент для вычисления светимости – учет степени межзвездного поглощения, возникающего из-за наличия газа и пыли в межзвездной среде (ISM), атмосфере Земли и околозвездного вещества. Таким образом, одна из центральных задач астрономии при определении светимости звезды заключается в получении точных измерений каждого из этих компонентов, без чего точное значение светимости остается недостижимым. Поглощение можно измерить непосредственно только в том случае, если известны истинная и наблюдаемая светимости, но его можно оценить по наблюдаемому цвету звезды, используя модели ожидаемого покраснения, вызванного межзвездной средой. В современной системе звездной классификации звезды группируются по температуре: массивные, очень молодые и энергичные звезды класса O имеют температуру более 30 000 К, а менее массивные, как правило, более старые звезды класса M – менее 3 500 К. Поскольку светимость пропорциональна температуре в четвертой степени, значительное различие в температурах звезд приводит к еще большему разбросу в значениях их светимости. Поскольку светимость зависит от высокой степени массы звезды, высокомассивные, светящиеся звезды имеют гораздо меньший срок жизни. Самые яркие звезды всегда молоды, их возраст не превышает нескольких миллионов лет для самых экстремальных случаев. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела по оси x откладывается температура или спектральный класс, а по оси y – светимость или звездная величина. Подавляющее большинство звезд располагается вдоль главной последовательности: синие звезды класса O находятся в верхнем левом углу диаграммы, а красные звезды класса M – в правом нижнем. Некоторые звезды, такие как Денеб и Бетельгейзе, находятся выше и правее главной последовательности, будучи более яркими или более холодными, чем их аналоги на главной последовательности. Увеличение светимости при той же температуре или, наоборот, понижение температуры при той же светимости указывает на то, что эти звезды больше, чем звезды главной последовательности, и они называются гигантами или сверхгигантами. Синие и белые сверхгиганты – это звезды с высокой светимостью, несколько более холодные, чем самые яркие звезды главной последовательности. Например, звезда, подобная Денебу, имеет светимость около 200 000 L⊙, спектральный класс A2 и эффективную температуру около 8 500 К, что соответствует радиусу около . Для сравнения, красный сверхгигант Бетельгейзе имеет светимость около 100 000 L⊙, спектральный класс M2 и температуру около 3 500 К, что означает, что его радиус составляет около . Красные сверхгиганты – самые большие по размеру звезды, но самые светящие гораздо меньше и горячее, с температурами до 50 000 К и выше и светимостью в несколько миллионов L⊙, что соответствует радиусу всего в несколько десятков R⊙. Например, R136a1 имеет температуру более 46 000 К и светимость более 6 100 000 L⊙ (в основном в ультрафиолетовом диапазоне), при этом её радиус составляет всего .

A star's luminosity can be determined from two stellar characteristics: size and effective temperature. The former is typically represented in terms of solar radii, R⊙, while the latter is represented in kelvins, but in most cases neither can be measured directly. To determine a star's radius, two other metrics are needed: the star's angular diameter and its distance from Earth. Both can be measured with great accuracy in certain cases, with cool supergiants often having large angular diameters, and some cool evolved stars having masers in their atmospheres that can be used to measure the parallax using VLBI. However, for most stars the angular diameter or parallax, or both, are far below our ability to measure with any certainty. Since the effective temperature is merely a number that represents the temperature of a black body that would reproduce the luminosity, it obviously cannot be measured directly, but it can be estimated from the spectrum. An alternative way to measure stellar luminosity is to measure the star's apparent brightness and distance. A third component needed to derive the luminosity is the degree of interstellar extinction that is present, a condition that usually arises because of gas and dust present in the interstellar medium (ISM), the Earth's atmosphere, and circumstellar matter. Consequently, one of astronomy's central challenges in determining a star's luminosity is to derive accurate measurements for each of these components, without which an accurate luminosity figure remains elusive. Extinction can only be measured directly if the actual and observed luminosities are both known, but it can be estimated from the observed colour of a star, using models of the expected level of reddening from the interstellar medium. In the current system of stellar classification, stars are grouped according to temperature, with the massive, very young and energetic Class O stars boasting temperatures in excess of 30,000 K while the less massive, typically older Class M stars exhibit temperatures less than 3,500 K. Because luminosity is proportional to temperature to the fourth power, the large variation in stellar temperatures produces an even vaster variation in stellar luminosity. Because the luminosity depends on a high power of the stellar mass, high mass luminous stars have much shorter lifetimes. The most luminous stars are always young stars, no more than a few million years for the most extreme. In the Hertzsprung–Russell diagram, the x axis represents temperature or spectral type while the y axis represents luminosity or magnitude. The vast majority of stars are found along the main sequence with blue Class O stars found at the top left of the chart while red Class M stars fall to the bottom right. Certain stars like Deneb and Betelgeuse are found above and to the right of the main sequence, more luminous or cooler than their equivalents on the main sequence. Increased luminosity at the same temperature, or alternatively cooler temperature at the same luminosity, indicates that these stars are larger than those on the main sequence and they are called giants or supergiants. Blue and white supergiants are high luminosity stars somewhat cooler than the most luminous main sequence stars. A star like Deneb, for example, has a luminosity around 200,000 L⊙, a spectral type of A2, and an effective temperature around 8,500 K, meaning it has a radius around For comparison, the red supergiant Betelgeuse has a luminosity around 100,000 L⊙, a spectral type of M2, and a temperature around 3,500 K, meaning its radius is about Red supergiants are the largest type of star, but the most luminous are much smaller and hotter, with temperatures up to 50,000 K and more and luminosities of several million L⊙, meaning their radii are just a few tens of R⊙. For example, R136a1 has a temperature over 46,000 K and a luminosity of more than 6,100,000 L⊙ (mostly in the UV), it is only .

Радиосветимость

Светимость радиоисточника измеряется в Вт Гц^(−1), чтобы избежать необходимости указывать полосу частот, в которой она измерена. Наблюдаемая сила, или плотность потока радиоисточника, измеряется в Янски, где, например, рассмотрим передатчик мощностью 10 Вт на расстоянии 1 миллион метров, излучающий в полосе частот 1 МГц. К тому времени, когда эта мощность достигнет наблюдателя, она распределится по поверхности сферы площадью 4πr^(2), или примерно 1.26×10^(13) м^(2), поэтому ее плотность потока составит 1 = 10 / 10^(6) / (1.26×10^(13)) Вт м^(−2) Гц^(−1) = 8×10^(7) Янски. В более общем случае, для источников на космологических расстояниях, необходимо внести k-коррекцию на спектральный индекс α источника и релятивистскую коррекцию, учитывающую, что шкала частот в излучаемой системе отсчета отличается от шкалы частот в системе отсчета наблюдателя. Таким образом, полное выражение для радиосветимости, при условии изотропного излучения, имеет вид:

где Lν – светимость в Вт Гц^(−1), Sobs – наблюдаемая плотность потока в Вт м^(−2) Гц^(−1), DL – расстояние до источника в метрах, z – красное смещение, α – спектральный индекс (в смысле , а в радиоастрономии, при тепловом излучении, спектральный индекс обычно равен 2). Например, рассмотрим сигнал 1 Янски от радиоисточника с красным смещением 1 на частоте 1.4 ГГц. Космологический калькулятор Неда Райта вычисляет расстояние до источника при красном смещении 1 равным 6701 Мпк = 2×10^(26) м, что дает радиосветимость . Для расчета общей радиомощности эту светимость необходимо проинтегрировать по полосе частот излучения. Обычно полосу частот принимают равной частоте наблюдения, что фактически предполагает равномерную интенсивность излучаемой мощности от нулевой частоты до частоты наблюдения. В вышеуказанном случае общая мощность равна 1 = 4×10^(27) × 1.4×10^(9) = 5.7×10^(36) Вт. Это иногда выражается в терминах полной (т.е. интегрированной по всем длинам волн) светимости Солнца, которая равна 3.86×10^(26) Вт, что дает радиомощность 1.5×10^(10) L⊙.