Tähtitiede:vuontiheys
vuontiheys
| vuontiheys |
Pallomainen R -säteinen tähti, jonka pintalämpötila on T (kelvinasteina), säteilee teholla
L = 4 pi s R 2 T 4,
missä s on Stefanin-Boltzmannin vakio (ks. mustan kappaleen säteily). Luminositeetti riippuu siis hyvin voimakkaasti lämpötilasta.
Luminositeetti kuvaa kaikkiin suuntiin lähtevän säteilyn kokonaistehoa. Vuo on tietyn pinnan lävitse kulkeva säteilyteho. Myös sen yksikkö on watti.
Säteilyn vuo pinta-alayksikköä kohti on vuontiheys. Sen yksikkö on wattia neliömetriä kohti. Tyhjässä avaruudessa säteilyä ei synny eikä häviä, joten etäisyydellä r tähdestä sen säteily levittäytyy pallonpinnalle, jonka pinta-ala on 4 pi r 2. Etäisyydellä r havaittava vuontiheys on siten
F = L / 4 pi r 2.
Kun etäisyys säteilyn lähteestä kaksinkertaistuu, säteily leviää neljä kertaa suuremmalla alalle. Säteilyn vuontiheys heikkenee kääntäen verrannollisena etäisyyden neliöön.
Tähti säteilee tietyllä luminositeetilla. Luminositeetista ja tähden etäisyydestä riippuu, miten suuri vuontiheys sen säteilyllä on Maan pinnalla. Kertomalla vuontiheys kaukoputken objektiivin pinta-alalla saadaan säteilyn vuo eli kaukoputken keräämä säteilyteho. Kaukoputkeen kiinnitetty mittalaite kokoaa säteilyä tietyn aikaa, aivan kuten kamerassa olevaa filmiä valotetaan tietyn aikaa. Rekisteröitävä suure on siten teho kertaa aika eli energia.
Erikieliset vastineet
| flux | englanti (English) | |
| flux density | englanti (English) | |
| luminosiyt | englanti (English) |
Käytetyt lähteet
Alaviitteet
Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 21.11.2024: Tähtitiede:vuontiheys. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:vuontiheys.)