Візуально зірки для земного спостерігача виглядають по-різному: одні світять яскравіше, інші тьмяніші.

Однак це ще не говорить про справжню потужність їхнього випромінювання, оскільки зірки знаходяться на різних відстанях.

Наприклад, блакитний Рігель із сузір'я Оріона має видиму зоряну величину 0,11, а яскравий Сиріус, що знаходиться недалеко на небі, має видиму зіркову величину мінус 1,5.

Проте Рігель випромінює енергії у видимих ​​променях у 2200 разів більше, ніж Сіріус, а здається слабшим лише тому, що знаходиться у 90 разів далі від нас порівняно із Сіріусом.

Отже, видима зоряна величина як така може бути характеристикою зірки, оскільки залежить від відстані.

Справжньою характеристикою потужності випромінювання зірки є її світність, т. е. повна енергія, яку випромінює зірка за одиницю часу.

Світністьв астрономії - повна енергія, що випромінюється астрономічним об'єктом (планетою, зіркою, галактикою тощо) в одиницю часу. Вимірюється в абсолютних одиницях: ватах (Вт) – у Міжнародній системі одиниць СІ; ерг/с – у системі СГС (сантиметр-грам-секунду); або в одиницях світності Сонця (світність Сонця L s = 3,86 · 10 33 ерг/с або 3,8 · 10 26 Вт).

Світимість залежить від відстані до об'єкта, від цього залежить лише видима зоряна величина.

Світність - одна з найважливіших зоряних характеристик, що дозволяє порівнювати між собою різні типи зірок на діаграмах "спектр - світність", "маса - світність".

де R – радіус зірки, T – температура її поверхні, σ – стала Стефана-Больцмана.

Світимості зірок, треба відзначити, дуже різні: існують зірки, світність яких у 500 000 разів більша за сонячну, і є зірки-карлики, світність яких приблизно в стільки ж разів менша.

Світність зірки можна вимірювати у фізичних одиницях (скажімо, у ватах), але астрономи частіше виражають світності зірок в одиницях світності Сонця.

Також можна виражати справжню світність зірки за допомогою абсолютної зіркової величини.

Уявімо, що ми розташували всі зірки поряд і розглядаємо їх з тієї самої відстані. Тоді видима зоряна величина вже не залежатиме від відстані і визначатиметься лише світністю.

Як стандартну відстань прийнято значення 10 пс (парсек).

Видима зоряна величина (m), яку мала зірка на такій відстані, називається абсолютною зоряною величиною (M).

Таким чином, абсолютна зоряна величина – це кількісна характеристика світності об'єкта, що дорівнює зірковій величині, яку мав би об'єкт на стандартній відстані 10 парсек.

Так як освітленість обернено пропорційна квадрату відстані, то

де Е - освітленість, створювана зіркою, яка віддалена від Землі на r парсек; E 0 – освітленість від тієї ж зірки зі стандартної відстані r 0 (10 пк).

Використовуючи формулу Погсона, отримуємо:

m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr.

звідси випливає

M = m + 5lgr 0 - 5lgr.

Для r 0 = 10 пк

M = m + 5-5lgr. (1)

Якщо в (1) r = r 0 = 10 пк, то M = m- За визначенням абсолютної зоряної величини.

Різниця між видимою (m) та абсолютною (М) зоряними величинами називають модулем відстані

m - М = 5 lgr - 5.

У той час як М залежить тільки від власної світності зірки, m залежить також від відстані r (в пс) до неї.

Для прикладу підрахуємо абсолютну зіркову величину для однієї з найяскравіших і близьких до нас зірок – а Центавра.

Її видима зоряна величина -0,1 відстань до неї 1,33 пс. Підставляючи ці значення формулу (1), отримуємо: М = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3.

Т. е. абсолютна зоряна величина а Центавра близька до абсолютної зоряної величини Сонця, що дорівнює 4,8.

Слід враховувати поглинання світла зірки міжзоряним середовищем. Таке поглинання послаблює блиск зірки та збільшує видиму зоряну величину m.

В цьому випадку: m = М - 5 + 5lgr + A(r), де доданком А(r) враховується міжзоряне поглинання.

Світність
Видимі та абсолютні зоряні величини
Вікіпедія

Сонце – це жовтий карлик спектрального класу G2 V, що належить головній послідовності на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Основні характеристики Сонця наведено у табл. 1. Зауважимо, що хоча Сонце газове аж до самого центру, його середня щільність (1,4 г/см3) перевищує щільність води, а в центрі Сонця вона значно вища, ніж у золота або платини, що мають щільність бл. 20 г/см3. Поверхня Сонця за нормальної температури 5800 До випромінює 6,5 кВт/см2.

Характеристики Сонця

Таблиця 3.1 Характеристики Сонця (за Школовським І.С, 1984)

Внутрішня будова сонця

Сонце - це зірка, основними елементами якої є водень (75%), гелій (близько 25%), вуглець, кисень, азот та деякі інші елементи у дуже незначних кількостях. Сонце складається з кількох сферичних верств. Такими шарами є ядро, область променевого перенесення енергії, конвективна зона та атмосфера. В атмосфері дослідники виділяють кілька областей: фотосферу, хромосферу та корону.

Ядро. Вчені достовірно не знають, що у сонячному ядрі. Достовірно відомо одне – у центральній частині зірки протікають термоядерні реакції, внаслідок яких вивільняється величезна кількість енергії. Енергія є випромінювання у вигляді хвиль надкороткої частоти. У ядрі Сонця дуже високі температури та величезний тиск. Область променистого перенесення енергії. Ця область є оболонкою з невидимого газу, температура якого величезна. Газ практично нерухомий. Він огортає ядро. Електромагнітна енергія із сонячного ядра надходить у область променистого перенесення енергії. При цьому короткохвильове гамма-випромінювання перетворюється на рентгенівське випромінювання з більшою довжиною хвилі. У міру віддалення від ядра температура газу знижується. Конвективна область. Це сферична оболонка, яка нашаровується на область променистого перенесення енергії. Вона складається із газу високої температури. Товщина цієї оболонки Сонця становить 1/10 частину радіусу зірки. Газ конвективної області рухливий, т.к. конвективна область знаходиться між областю променистого перенесення енергії та атмосферою Сонця і виявляється як би затиснутою між областями з різними температурами та тиском.

Коли хвильова енергія сонячного ядра сягає його атмосфери, вона починає світитися. На цій ділянці сонця з'являється сонячне світло.

Атмосфера сонця

Таблиця 3.3 Будова атмосфери Сонця

Фотосфери. Вище шари Сонця, що утворюють сонячну атмосферу. Сучасна геліофізика розрізняє три таких шару, що відрізняються один від одного, фізичні умови в яких різні. Нижні, порівняно щільні непрозорі шари утворюють фотосферу, більш розріджені та протяжні – хромосферу та корону.

Випромінювання, що приходить до нас від Сонця, виникає в дуже тонкому поверхневому шарі - фотосфері (шару світла), товщина якого за сонячними масштабами незначна, всього близько 400 км. Нижній рівень фотосфери відповідає видимому краю сонячного диска.

Фотосфера не тільки випромінює, а й поглинає світло, що приходить з глибших шарів Сонця. Їх ми вже не бачимо, тому що світло від них повністю поглинається фотосферою. (Фотосферу становить сильно розріджений газ із щільністю 1-3*10-8г/см3, температура в середньому оцінюється в 5780 К. Температура у фотосфері в міру підйому зменшується, а, отже, зменшується і інтенсивність свічення газів. Оскільки гази фотосфери непрозорі, при косом, розташування шарів атмосфери щодо променя зору буде видно лише зовнішні більш холодні шари. (за Марленським А.Д, 1970 р.)

У фотосфері утворюються численні темні лінії, що спостерігаються в спектрі Сонця. Поява цих ліній, званих на ім'я вченого, що вперше описала їх, фраунгоферовими, викликається особливим процесом розсіювання.

Малюнок 3.3.1 Фотосфера Сонця

Хромосфера – це шар атмосфери Сонця, що знаходиться над фотосферою. Цей шар має червонувато-фіолетовий колір. Хромосферу можна спостерігати під час сонячних затемнень. Вогняні мови, які видно навколо місячного диска, що закриває Сонце, є хромосфера.

Хромосфера складається із розряджених газів. Товщина хромосфери 10 - 15 тисяч кілометрів, а температура вогненних мов у десятки разів більша за температуру у фотосфері. На малюнку 3.3.2 зображено хромосферу Сонця (за Марленським А.Д, 1970 р.)

Як стало відомо, скільки енергії випромінює Сонце?

Протягом майже півтора століття астрономи та геофізики витратили багато зусиль для того, щоб визначити сонячну постійну.Так називається повна кількість енергії сонячного випромінювання всіх довжин хвиль, що падає на майданчик в 1 см 2 поставлену перпендикулярно сонячним променям поза земною атмосферою і на середній відстані Землі від Сонця. Визначення сонячної постійної здається досить простим завданням. Але це лише на перший погляд. Насправді ж дослідник стикається з двома серйозними труднощами.

Насамперед необхідно створити такий приймач випромінювання, який з однаковою чутливістю сприймав би всі кольори видимого світла, а також ультрафіолетові та інфрачервоні промені - одним словом, весь спектр електромагнітних хвиль. Нагадаємо читачеві, що видиме світло, ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання, гамма-промені, інфрачервоне випромінювання та радіохвилі у певному сенсі мають однакову природу. Відмінність їх друг від друга обумовлено лише частотою коливань електромагнітного поля чи довжиною хвилі. У табл. 2 вказані довжини хвиль лямбда різних областей спектра електромагнітного випромінювання, а також частоти v у герцях та енергії квантів hv в електронвольтах).

Як свідчить табл. 2, видима область, маючи довжину трохи менше октави, становить дуже невелику частину всього спектра електромагнітного випромінювання, що тягнеться від гамма-променів з довжиною хвилі в тисячні частки нанометра до метрових радіохвиль, більш ніж на 46 октав. Сонце випромінює практично у всьому цьому гігантському діапазоні довжин хвиль, і сонячної постійної повинна враховуватися, як сказано, енергія всього спектра. Найбільш підходящими для цієї мети є теплові приймачі, наприклад, термоелементи і болометри, в яких випромінювання, що вимірюється, перетворюється на тепло, а показання приладу залежать від кількості цього тепла, тобто в кінцевому рахунку - від потужності падаючого випромінювання, але не від його спектрального складу.

Дотепно влаштований компенсаційний піргеліометр Ангстрема, винайдений в 1895 р. і який (з непринциповими удосконаленнями) широке поширення. Уявіть собі дві однакові пластинки, що стоять поруч (з манганіну). Обидві вони покриті платиновим чернем або спеціальним чорним лаком. Одна з них висвітлюється та нагрівається сонячним промінням, а інша закрита шторкою. Через затінену пластинку пропускається електричний струм такої сили (регулюється реостатом), щоб її температура дорівнювала температурі освітленої пластинки. Потужність струму, необхідна для компенсаціїсонячного нагріву (звідси і назва приладу - компенсаційний піргеліометр) є мірою потужності падаючого випромінювання.

Гідність піргеліометра Ангстрема в його простоті, надійності та хорошій відтворюваності показань. Саме тому він уже понад 85 років застосовується у різних країнах. Проте виміри з ним потребують внесення деяких невеликих, але трудновизначуваних поправок. Насамперед ніяке чорніння (зокрема сажею, платиновою черню тощо. буд.) не забезпечує повного поглинання падаючих променів. Якась їх частка (порядку 1,5-2%) відбивається, причому ця частка може змінюватися з довжиною хвилі. У зв'язку з цим останні два десятиліття розроблені порожнинні прилади. Схема одного з них (піргеліометр ПАКРАД-3, що випускається фірмою «Лабораторія Еплі», США), наведена на рис. 1.

У верхню приймальну порожнину l, утворену циліндром 2, конусом 3 з подвійними стінками та усіченим конусом 4, сонячні промені потрапляють через прецизійну діафрагму 5. Термобатарея 6 дозволяє визначити підвищення температури у верхній конструкції порівняно з аналогічними точками нижньої, влаштованої точно так само, як і верхня (тільки конус в ній розгорнутий на 180° для компактності). Потужність випромінювання, що поглинається, дорівнює потужності струму, який необхідно пропустити по обмотці 7, щоб при закритій діафрагмі 5 викликати рівне підвищення температури.

Оскільки сонячні промені можуть вийти із порожнини 1 тільки після декількох відбиття, порожнина, зачорнена зсередини таким же лаком, що і пластинки піргеліометра Ангстрема, має великий коефіцієнт поглинання. Він становить 0,997-0,998, а окремих випадках доходить до 0,9995. У цьому перевага порожнинних приладів, які набувають широкого поширення.

Друга складність визначення сонячної постійної породжується земною атмосферою. Остання послаблює будь-яке випромінювання, причому ослаблення залежить від довжини хвилі. Сині та фіолетові промені послаблюються значно більше, ніж червоні, і ще сильніше послаблюються ультрафіолетові. Випромінювання з довжиною хвилі менше 300 нм взагалі повністю затримується земною атмосферою, як і більшість інфрачервоних променів. До того ж оптичні властивості атмосфери вкрай непостійні навіть за ясної безхмарної погоди.

Через те, що промені різних довжин хвиль послаблюються атмосферою по-різному, коефіцієнт прозорості не можна знайти, проводячи спостереження у «білому світлі» на приладах типу піргеліометрів, які реєструють нерозкладене у спектр випромінювання всіх довжин хвиль. Цілком необхідний спектрометричний прилад. Спостереження на ньому дозволять визначити значення коефіцієнта прозорості атмосфери окремо для низки довжин хвиль. Тільки після цього можна обчислити за ними виправлення за атмосферу до показань піргеліометра.

Все це дуже ускладнює визначення сонячної постійної поверхні Землі. Не дивно, що спостереження, зроблені, наприклад, у минулому столітті, мали низьку точність, і в різних авторів виходили значення, які у 2 рази і більше.

Методично найкращими серед наземних визначень по праву вважаються роботи, розпочаті 1900 р. і які тривали кілька десятиліть під керівництвом Ч. Аббота. Вони показували результати, що мали розкид 2-3% близько середнього значення. Сам Аббот інтерпретував цей розкид як реальні зміни сонячного випромінювання. Однак згодом більш рафінований аналіз цих самих спостережень показав, що розкид породжений помилками, пов'язаними насамперед із недостатнім урахуванням нестабільностей земної атмосфери.

Тим часом для метеорології та низки інших наук про Землю, а також для астрофізики (зокрема, фізики планет) необхідні як точніше знання цієї величини, так і вирішення питання про те, чи є сонячна стала дійсно постійною, тобто чи відбуваються та у яких межах можливі коливання сонячного випромінювання.

Найбільш кардинальне вирішення проблеми дає використання штучних супутників Землі. Супутники, призначені саме для вимірювання сонячної постійної, регулярно працюють останні 10-12 років. Винос приладів межі атмосфери (звісно, ​​поруч із удосконаленням самих приладів) дозволяє визначати потоки сонячного випромінювання з небаченою раніше точністю - абсолютне значення до 0,3%, а можливі коливання до 0,001% від середнього значення. Проте, незважаючи на досягнуту точність, проблему коливань сонячної постійної до кінця не вирішено. Встановлено лише, що їхня амплітуда (якщо вони існують) не більше 0,1-0,2%. Не вдаючись далі в дискусію про стабільність сонячного випромінювання, зазначимо, що з точністю до 1% сонячна стала становить 137 мВт/см 2 або 1,96 кал (см 2 хв) -1 .

Знаючи величину сонячної постійної, ми можемо отримати цікаві дані. Розглянемо деяку ділянку земної поверхні та приймемо, що кут падіння сонячних променів на нього дорівнює 60 ° (висота Сонця над горизонтом 30 °). У цьому випадку досить типовому для умов середніх широт до поверхні Землі сягне приблизно 65% від повного потоку випромінювання Сонця, решта буде затримана атмосферою. Освітленість земної поверхні потрібно ще зменшити вдвічі через похило падіння променів. Легко підрахувати, що за цих умов на ділянку розміром 5×10 км (рівний площі середнього міста) від Сонця надходить потужність 22 млн. кВт, тобто більше, ніж даватиме весь комплекс 5 електростанцій, що будуються в Екібастузі. Далі, знаючи радіус земної кулі, що дорівнює 6,371 10 8 см, легко знайти площу «поперечного перерізу» Землі (1,275 10 18 см 2) і підрахувати, що потужність сонячного випромінювання, що падає на всю освітлену Сонцем половину земної поверхні, становить величезну величину - близько 1,7 10 14 кВт. Щоб уявити її наочніше, достатньо сказати, що сонячної енергії, що падає на денну півсферу Землі, достатньо, щоб за 1 с розтопити льодову глибу об'ємом 0,56 км 3 (довжиною і шириною 1 км і висотою 560 м) або за 4 год нагріти від 0 до 100 ° С і потім випарувати стільки води, скільки її є в Ладозькому озері (908 км 3). Нарешті, за 26 діб Сонце посилає на Землю енергії більше, ніж її містяться у всіх розвіданих та прогнозованих запасах вугілля, нафти та газу та інших видів викопних палив. Ці запаси оцінюються 13 10 12 т так званого умовного палива (тобто палива з теплотворною здатністю 7000 кал/г, або 29,3 10 6 Дж/кг).

Енергетика всіх явищ погоди, всіх природних процесів, що відбуваються в земних атмосфері та гідросфері, таких, як вітер, випаровування океанів, перенесення вологи хмарами, опади, струмки та річки та океанічні течії, рух льодовиків - все це в основному перетворена енергія сонячного випромінювання, упа на землю. Розвиток біосфери визначається теплом і світлом, тому деякі види палив, а також вся наша їжа, за образним виразом К. А. Тімірязєва, «є консерв сонячних променів».

Наведемо ще одну цифру. Середня відстань Землі від Сонця (чи велика піввісь земної орбіти) становить 149,6 10 6 км. Звідси повна світність Сонця дорівнює 3,82 10 23 кВт, чи 3,82 10 33 ерг/с; ця величина майже на 17 порядків перевищує потужність найбільших технічних енергоустановок, таких як наші найбільші гідро- та теплові електростанції.

Зірки викидають у відкритий космос величезну кількість майже повністю представленої різними видами променів. Сумарна енергія випромінювання світила, що випускається за час - це і є світність зірки. Показник світності дуже важливий вивчення світил, оскільки залежить від усіх характеристик зірки.

Перше, що варто відзначити, говорячи про світність зірки – її легко сплутати з іншими параметрами світила. Але у справі все дуже просто – треба лише знати, за що відповідає кожна характеристика.

Світність зірки (L) відображає в першу чергу кількість енергії, що випромінюється зіркою - і тому вимірюється у ВАТ, як і будь-яка інша кількісна характеристика енергії. Це об'єктивна величина: вона змінюється при переміщенні спостерігача. Цей параметр становить 3,82 × 10 26 Вт. Показник яскравості нашого світила часто використовується для вимірювання світності інших зірок, що куди зручніше для зіставлення - тоді він відзначається як L☉, (☉- це графічний символ Сонця.)

Очевидно, що найбільш інформативною та універсальною характеристикою серед перелічених вище є світність. Так як цей параметр відображає інтенсивність випромінювання зірки найбільш докладно, з його допомогою можна дізнатися багато характеристик зірки - від розміру та маси до інтенсивності.

Світність від А до Я

Джерело випромінювання у зірці шукати довго не доводиться. Вся енергія, яка може залишити світило, створюється в процесі термоядерних реакцій синтезу . Атоми водню, зливаючись під тиском гравітації в гелій, вивільняють величезну кількість енергії. А в зірках помасивніше «горить» не тільки водень, а й гелій - часом навіть масивніші елементи, аж до заліза. Енергії тоді виходить у рази більше.

Кількість енергії, що виділяється під час ядерної реакції, безпосередньо залежить від - чим вона більша, тим сильніше гравітація стискає ядро ​​світила, і тим більше водню одночасно перетворюється на гелій. Але не одна ядерна енергія визначає світність зірки – адже її треба ще випромінювати назовні.

І тут входить у гру площу випромінювання. Її вплив у процесі передачі енергії дуже велике, що легко перевіряється навіть у побуті. Лампа розжарювання, нитка якої нагрівається до 2800 ° C, за 8 годин роботи істотно не змінить температуру в приміщенні - а звичайна батарея температурою 50-80 ° C зможе прогріти кімнату до відчутної задухи. Різницю в ефективності зумовлюють відмінності у кількості поверхні, що випромінює енергію.

Співвідношення площі ядра зірки та її часто буває порівнянно з пропорціями нитки лампочки та батареї – діаметр ядра може становити лише одну десятитисячну загального діаметра зірки. Таким чином, світність зірки серйозно впливає площу її випромінюючої поверхні - тобто поверхні самої зірки. Температура тут виявляється менш істотною. Напруження поверхні зірки на 40% менше температури фотосфери Сонця - але через великі розміри, її світність перевищує сонячну в 150 разів.

Виходить, у обчисленнях світності зірки роль розмірів важливіша за енергію ядра? Насправді ні. Блакитні гіганти з високою світністю і температурою мають схожу світність з червоними надгігантами, які набагато більше розмірами. Крім того, наймасивніша і одна з найбільш гарячих зірок, має найвищу яскравість серед усіх відомих зірок. До відкриття нового рекордсмена, це ставить крапку в дискусії про найважливіший для світності параметр.

Використання світності в астрономії

Таким чином, світність досить точно відображає як і енергію зірки, так і площу її поверхні – тому вона задіяна у багатьох класифікаційних діаграмах, що використовуються астрономами для порівняння зірок. Серед них варто виділити діаграму

Для уявлення світності зірок. дорівнює світності Сонця , що становить 3,827 × 10 26 Вт або 3,827 × 10 33 Ерг / с.

Розрахунок константи

Ви можете розрахувати кількість сонячної енергії, що потрапляє на Землю, шляхом порівняння площі сфери з радіусом, що дорівнює відстані Землі від Сонця (центр знаходиться в зірці) і площі перерізу, зробленого таким чином, щоб вісь обертання планети належала площині перетину.

• Радіус Землі – 6.378 км.
• Площа перерізу Землі: S Земля = π×радіус² = 128.000.000 км²
• Середня відстань до Сонця: R Сонце = 150.000.000 км. (1 а.о.)
• Площа сфери: S Сонце = 4×π×R Сонце ² = 2,82×10 17 км².
• Кількість енергії в одиницю часу, що потрапляє на Землю: Земля = P Сонце × S Земля / S Сонце = 1,77 × 10 17 Вт.
  • Кількість енергії (в одиницю часу) на квадратний метр: P Земля /S Земля = 1387 Вт/м² (Сонячна постійна)
  • Людство споживає приблизно 12×10 12 Вт. Яка площа потрібна для забезпечення енергоспоживання? Найкращі сонячні батареї мають ККД близько 33%. Необхідна площа становить 12×1012/(1387×0,33) = 26×109 м² = 26000 км², або квадрат ~160×160 км. (Насправді потрібна більша площа, тому що сонце не завжди знаходиться в зеніті і, до того ж, деяка частина випромінювання розсіюється хмарами та атмосферою.)

Посилання

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Наше Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars ". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia Foundation.

2010 .

Дивитись що таке "Світність Сонця" в інших словниках: В астрономії повна енергія, що випромінюється джерелом в одиницю часу (в абсолютних одиницях або в одиницях світності Сонця; світність Сонця = 3,86 · 1033 ерг/с). Іноді говорять не про повну С., а про С. у деякому діапазоні довжин хвиль. Напр., в…

Астрономічний словник

Світність термін, що використовується для іменування деяких фізичних величин. Зміст 1 Фотометрична світність 2 Світність небесного тіла … Вікіпедія Світність зірки, сила світла зірки, тобто величина випромінюваного зіркою світлового потоку, укладеного в одиничному тілесному куті. Термін світність зірки не відповідає терміну світність загальної фотометрії. С. зірки може ставитися як до …

Велика Радянська Енциклопедія У точці поверхні. одна з світлових величин, відношення світлового потоку, що походить від елемента поверхні, до площі цього елемента. Одиниця С. (СІ) люмен із квадратного метра (лм/м2). Аналогічна величина у системі энергетич. величин зв.

Фізична енциклопедія СВІТЛІСТЬ, абсолютна яскравість ЗІРКИ кількість енергії, що випромінюється її поверхнею в секунду. Виявляється у ватах (джоулях за секунду) чи одиницях виміру яскравості Сонця. Болометрична світність вимірює загальну потужність світла зірки на…

Науково-технічний енциклопедичний словник СВІТНІСТЬ, 1) в астрономії повна кількість енергії, що випускається космічним об'єктом в одиницю часу. Іноді говорять про світність у деякому діапазоні довжин хвиль, наприклад радіосвітність. Зазвичай вимірюється в ерг/с, Вт або в одиницях.Сучасна енциклопедія