Со́лнечная свети́мость , ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — единица светимости (то есть количества энергии, выделяемой в единицу времени), обычно используемая астрономами для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца , составляющей 3,827⋅10 ²⁶ Вт или 3,827⋅10 ³³ эрг /с .

Расчёт константы

Светимость Солнца можно вычислить путём измерения количества энергии, попадающей в единицу времени на единичную площадку, находящуюся в окрестностях Земли (на расстоянии 1 а.e. от Солнца) и повёрнутую перпендикулярно к направлению падения солнечных лучей. Этот поток энергии называется солнечной постоянной , он равен в среднем A = 1361 Вт/м² (вариации связаны в основном с периодическими изменениями солнечной активности, они составляют около 0,1 %). Площадь сферы с радиусом R = 1 а.e. = 149 597 870 691 м равна S = 4π R ² ≈ 2,8123⋅10 ²³ м ² ; следовательно, эту сферу пересекает поток энергии, равный AS = 3,827⋅10 ²⁶ Вт .

Другой метод вычисления солнечной светимости основан на том факте, что Солнце с большой степенью точности представляет собой абсолютно чёрное тело . В результате количество энергии, излучаемой в секунду с единицы площади поверхности Солнца, зависит только от его температуры T , согласно закону Стефана — Больцмана : = σ T ⁴ × S _☉ , где σ — постоянная Стефана — Больцмана , S _☉ = 4π R _⊙ ² — площадь поверхности Солнца.

См. также

• Солнечная масса
• Солнечный радиус
• Парадокс слабого молодого Солнца

Ссылки

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd. (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing , 2003. — Vol. 583 , no. 2 . — P. 1024—1039 .