Калькулятор светимости

Светимость звезды — это полная энергия, излучаемая ею за единицу времени. Астрономы часто выражают её относительно Солнца, используя одну солнечную светимость как удобный ориентир. Это собственное свойство звезды: оно не уменьшается из-за большего расстояния. Видимая звёздная величина, напротив, описывает яркость с позиции наблюдателя и сильно зависит от расстояния, промежуточной пыли и полосы наблюдения. Калькулятор использует видимую величину и расстояние в парсеках. По соотношению модуля расстояния он находит абсолютную величину — ту, которую объект имел бы ровно в десяти парсеках. Формула: M = m - 5 log10(d) + 5, где m — видимая величина, M — абсолютная, d — расстояние в парсеках. Модуль расстояния равен m - M. Положительный модуль означает, что объект дальше десяти парсек, отрицательный — ближе. Затем полученная абсолютная величина сравнивается с обычно используемой визуальной абсолютной величиной Солнца 4.83. Светимость в солнечных единицах оценивается как 10 в степени ((4.83 - M) / 2.5). Шкала логарифмическая, поэтому разница в пять звёздных величин соответствует стократной разнице яркости. Меньшие или более отрицательные величины обозначают более яркие объекты; абсолютная величина -5 указывает на очень светимую звезду. Это оценка светимости в визуальной полосе, а не полной болометрической светимости. Горячие звёзды излучают много энергии в ультрафиолете, холодные — в инфракрасном диапазоне. Пылевое поглощение также делает объект более тусклым и красным. В профессиональном анализе перед интерпретацией физической мощности излучения учитывают поправки на поглощение, болометрические поправки, кривые отклика фильтров, неопределённость параллакса и иногда космологические поправки. Используйте калькулятор для заданий по астрономии, планирования наблюдений, сравнения звёзд, упражнений с диаграммой Герцшпрунга — Рассела и быстрой проверки каталогов. Расстояние должно быть в парсеках, а не световых годах; один парсек равен примерно 3.26 светового года. Считайте результат идеализированной оценкой по введённой видимой величине. Если важна точность, используйте величину и солнечный эталон из одной фотометрической полосы и распространяйте наблюдательную неопределённость как величины, так и расстояния.