Brillo

Aunque es mucho más pequeño que el Sol (unas pocas decenas de kilómetros frente a más de un millón de kilómetros de diámetro), el púlsar del Cangrejo es cientos de miles de veces más brillante que el Sol, iluminando la Nebulosa desde adentro. Crab , que sin embargo mide más de diez luces años . Llave de datos

Unidades SI	vatio (W)
Otras unidades	Brillo solar : $L _ {{\ odot}}$
Dimensión	M · L 2 · T -3 $\,$ $\,$
Naturaleza	Tamaño escalar extenso
Símbolo habitual	$L$
Enlace a otros tamaños	$L = 4 \ pi R ^ 2 \ sigma T ^ 4$

En astronomía , la luminosidad es la cantidad total de energía emitida por unidad de tiempo (el flujo de energía ), por una estrella, galaxia o cualquier otro objeto celeste . Se expresa en la práctica en luminosidad solar ( = 3.827 5 × 10 26 W ). El flujo luminoso , que mide más particularmente la emisión de luz visible, también se puede expresar en una escala logarítmica por la magnitud absoluta . $L _ {{\ odot}}$

Varias definiciones y sistemas de unidades

En astronomía , representa la cantidad total de energía radiada (en el campo del electromagnetismo ) por unidad de tiempo por una estrella . Por lo tanto, representa el brillo real de la estrella, y no su brillo aparente, que depende de la distancia. Tiene las dimensiones de una potencia y se expresa en el Sistema Internacional de Unidades en Watts . Sin embargo, la tradición dice que muchas veces en astronomía se expresa en el sistema cgs , es decir en erg por segundo, la conversión se realiza según la fórmula:

1 \; {{\ rm {erg}}} / {{\ rm {s}}} = 10 ^ {{- 7}} \; {{\ rm {W}}}

Sin embargo, la expresión de luminosidad en unidades SI o cgs no es sistemática. Por tanto, la luminosidad puede expresarse en unidades de la luminosidad solar , para evitar manipular grandes cantidades (la luminosidad típica de una estrella es del orden de la del Sol, es decir, 4 × 10 26 W). Entonces notamos

L = AL _ {{\ odot}}

A siendo una constante numérica y el símbolo de la luminosidad solar. $L _ {{\ odot}}$

Cuando la definición de brillo se restringe a un dominio particular del espectro electromagnético , como el dominio visible o el infrarrojo , el brillo a menudo se expresa en términos de magnitud absoluta , que es una expresión del opuesto del logaritmo de la relación de brillo estrella y la luminosidad de una estrella de referencia. Esta curiosa convención (una estrella tiene una luminosidad tanto mayor cuanto que su magnitud es débil) resulta de razones históricas, y del intento de llevar a cabo una formulación moderna de la clasificación hecha por los astrónomos de la antigua Grecia de las estrellas en términos de " magnitud ", se dice que las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes de quinta magnitud.

Brillo de una estrella

Existe una relación entre la temperatura de la superficie ( T ), el radio ( R ) y la luminosidad ( L ) de una estrella, que se escribe

L = 4 \ pi R ^ 2 \ sigma T ^ 4

siendo σ la constante de Stefan-Boltzmann . La luminosidad de una estrella se conoce cuando se conoce su brillo visto desde la Tierra ( magnitud aparente ) así como su distancia. En principio, la temperatura se puede medir mediante espectroscopia . Esta relación permite así determinar el radio de una estrella. Históricamente, esta relación ha permitido, por ejemplo, determinar el radio de estrellas muy compactas (y por tanto muy poco luminosas para su temperatura) como las enanas blancas . Este método también se puede utilizar en el campo de los rayos X para determinar el radio de estrellas mucho más calientes y compactas , como las estrellas de neutrones , lo que permite restringir su estructura estableciendo restricciones en la relación entre su masa y su radio. .que en consecuencia da indicaciones sobre la ecuación de estado de estos objetos.

Clasificaciones estelares

En el campo de la física estelar, a menudo es interesante colocar una estrella en un diagrama dando su luminosidad en función de su temperatura. La posición de una estrella en dicho gráfico, llamado diagrama de Hertzsprung-Russell, permite determinar el tipo de estrella observada, así como su etapa de evolución. Por ejemplo, es históricamente a través de este diagrama que las enanas blancas han sido clasificadas como una clase muy particular de estrellas, mucho menos luminosas que las estrellas ordinarias de la misma temperatura. Así podemos distinguir en este gráfico las estrellas conocidas como de secuencia principal (cuya energía resulta de la fusión nuclear del hidrógeno en helio ) y las de la rama de las gigantes rojas , que se encuentran en una etapa más avanzada cuando el corazón produce de carbono. u otros elementos más pesados del helio.

Otros tipos de luminosidad

Independientemente de la luminosidad de la superficie de una estrella en equilibrio térmico , definida por la relación , se puede definir la luminosidad de cualquier proceso físico mediante la determinación de la cantidad de energía que irradia, y esta dentro o fuera del campo electromagnético. . Por lo tanto, cuando sea necesario, los términos de: $L = 4 \ pi R ^ 2 \ sigma T ^ 4$

Luminosidad de neutrinas , correspondiente a la energía irradiada por una estrella en forma de neutrinos , también producida durante reacciones nucleares en el corazón de las estrellas.
Luminosidad de acreción , correspondiente a la emisión resultante del fenómeno de acreción , es decir por la captura de materia por una estrella compacta (enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro )
Luminosidad de Eddington correspondiente a la luminosidad de acreción máxima que la luminosidad de acreción puede tener en estado estacionario
Luminosidad gravitacional , correspondiente a la potencia emitida en forma de ondas gravitacionales por dos estrellas masivas en órbita cercana
Luminosidad de ralentización , correspondiente a la energía electromagnética irradiada por un púlsar debido a su rápida rotación y su intenso campo magnético .

La luminosidad ordinaria de una estrella no es el proceso más enérgico de la astrofísica. Por ejemplo, el brillo de los púlsares de energía de desaceleración como PSR B0531 + 21 (el púlsar del Cangrejo), es 200.000 veces mayor que el brillo del sol . La luminosidad de acreción, emitida principalmente en el dominio de los rayos X, alcanza fácilmente los 10 31 W, o varias decenas de miles de veces la luminosidad del Sol. La luminosidad de neutrinas de una estrella masiva al final de su vida es mucho mayor que su luminosidad electromagnética, porque las reacciones nucleares que producen la energía de la estrella producen muchos más neutrinos que radiación electromagnética. Por ejemplo, durante la fase de combustión del silicio en una estrella de 20 masas solares , la luminosidad electromagnética se estima en 4,4 × 10 31 W (aproximadamente 100.000 luminosidades solares), mientras que la luminosidad de los neutrinos alcanza los 3,3 × 10 38 W, casi 10 millones de veces. la luminosidad electromagnética de la estrella. Durante la implosión del corazón de una estrella masiva, iniciando la etapa de supernova , la luminosidad de los neutrinos alcanza los 10 45 W. Finalmente, los eventos que dan lugar a las liberaciones de energía más violentas del universo corresponden a la fusión de dos estrellas de neutrones o estrellas agujeros de la misma masa, cuya luminosidad gravitacional se aproxima a la luminosidad de Planck , es decir, aproximadamente 10 52 W.

Notas y referencias

según esta definición, la luminosidad ya no es la cantidad total de energía radiada, sino solo la energía radiada en un intervalo dado de frecuencias o longitudes de onda