הצגת המקור של הדף "עוצמת הארה"

[[קובץ:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|ממוזער|שמאל|עוצמת ההארה של [[השמש]] היא <math>L_{\odot}=3.828\times10^{26}</math> [[ואט]]]]
ב[[אסטרונומיה]], '''עוצמת הארה''' של [[גרם שמים]] היא כמות ה[[אנרגיה]] הנפלטת ממנו כ[[קרינה אלקטרומגנטית]] לכל הכיוונים ליחידת זמן. נהוג לציין האם עוצמת ההארה היא כוללת (בולומטרית), כלומר מתייחסת לכלל אורכי הגל של הקרינה הנפלטת מהגוף, או שהיא רק בתחום מסוים של הקרינה האלקטרומגנטית (למשל ב[[אור נראה]]). 

היחידות של עוצמת ההארה הן של [[אנרגיה]] ליחידת זמן, כלומר של [[הספק]], ולפעמים הן ניתנות ב[[מערכת היחידות הבין-לאומית]] ביחידות של [[ואט]], אך בדרך כלל נהוג לציין את עוצמת ההארה ביחידות של עוצמת ההארה של [[השמש]] - <math>L_{\odot}</math>, כאשר עוצמת ההארה הכוללת של השמש היא כ-<math>L_\odot=3.828\times10^{26}</math> ואט,{{הערה|E. E. Mamajek, A. Prsa, G. Torres, P. Harmanec, M. Asplund, P. D. Bennett, N. Capitaine, J. Christensen-Dalsgaard, E. Depagne, W. M. Folkner, M. Haberreiter, S. Hekker, J. L. Hilton, V. Kostov, D. W. Kurtz, J. Laskar, B. D. Mason, E. F. Milone, M. M. Montgomery, M. T. Richards, J. Schou & S. G. Stewart: [https://arxiv.org/pdf/1510.07674.pdf IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties], IAU Inter-Division A-G Working Group on Nominal Units for Stellar & Planetary Astronomy, p. 3 (2015)}} ועוצמת ההארה הנראית של השמש היא כ-42.3% מעוצמת ההארה הכוללת של השמש, או כ-{{SN|1.62|26}} ואט.{{הערה|J. H. Gibson: [http://uvb.nrel.colostate.edu/UVB/publications/uvb_primer.pdf UVB RADIATION: Definition and Characteristics], Natural Resource Ecology Laboratory, Colorado State University}} 

עוצמת ההארה אינה מבטאת בהכרח את כל תפוקת האנרגיה של גרם שמים, שכן [[כוכב]]ים, למשל, פולטים חלק מהאנרגיה שלהם גם בצורה של [[רוח השמש|רוח שמש]], המורכבת מחלקיקים שונים (בעיקר [[פרוטון|פרוטונים]], [[חלקיק אלפא|חלקיקי אלפא]] ו[[אלקטרון|אלקטרונים]] שנפלטים מה[[עטרה (שמש)|עטרה]] של הכוכב, וכן [[ניוטרינו|ניוטרינים]] הנפלטים מליבת הכוכב).

==הקשר בין עוצמת הארה ובהירות==
{{הפניה לערך מורחב|ערכים=[[בהירות נראית]], [[בהירות מוחלטת]]}}
[[קובץ:Inverse square law.svg|250px|ממוזער|שמאל|הגוף הנקודתי S מקרין באופן אחיד בכל הכיוונים. כמות הקרינה שעוברת דרך יחידת שטח A קטנה עם הגדלת המרחק]]
[[בהירות נראית|הבהירות הנראית]] של גרם שמים מוגדרת כ[[שטף]] הקרינה האלקטרומגנטית המגיעה ל[[כדור הארץ]] מגרם השמים. כמו במקרה של עוצמת הארה, גם בהירות יכולה להיות עבור תחום מסוים של הספקטרום (למשל אור נראה) או בהירות כוללת (בולומטרית). בניגוד לעוצמת ההארה, הבהירות תלויה לא רק בהספק הקרינה של גרם השמים אלא גם במרחק בינו ובין כדור הארץ, שכן שטף הקרינה פוחת ביחס הופכי לריבוע המרחק ממקור הקרינה על פי הנוסחה <math>F=\frac{L}{4\pi\cdot r^2}</math>, כאשר <math>F</math> הוא שטף הקרינה ו-<math>r</math> הוא המרחק ממקור הקרינה. 

בדרך כלל משתמשים בדרגת בהירות שהיא [[מספר חסר ממד]] ומוגדר על ידי היחס <math>m_1-m_2=-2.5\log_{10}\frac{F_1}{F_2}</math>, ודרגה 0 נקבעה בעבר שרירותית כבהירות הנראית של הכוכב [[וגה]]. כדי לקבל ביטוי לשטף הקרינה שאינו תלוי במרחק, משתמשים ב[[בהירות מוחלטת]] שהיא הערך של הבהירות הנראית, כפי שהייתה נמדדת במרחק של 10 [[פארסק]] ממקור הקרינה. המעבר מדרגת הבהירות המוחלטת הכוללת אל עוצמת ההארה הכוללת הוא על פי הנוסחה: <math>L=L_0\cdot10^{-0.4M_{bol}}</math>, כאשר <math>L_0=3.0128\times10^{28}</math> ואט.

==עוצמת ההארה של כוכבים==
כוכבים פולטים קרינה אלקטרומגנטית מפני השטח שלהם בהתאם ל[[חוק פלאנק]], כך שבקירוב הם מייצרים [[קרינת גוף שחור]] (השכבות החיצוניות של הכוכבים מוסיפים [[ספקטרום בליעה]] ובכוכבים חמים מאוד גם [[ספקטרום פליטה]]). שטף הקרינה של גוף שחור נתון על ידי [[חוק סטפן-בולצמן]]: <math>I=\sigma T^4</math> כאשר <math>I</math> הוא שטף הקרינה הנפלטת מפני הגוף השחור, <math>T</math> הוא טמפרטורת פני השטח ו-<math>\sigma</math> הוא קבוע סטפן-בולצמן שערכו נתון על ידי: <math>\sigma=\frac {2\pi^5k^4}{15c^2h^3}=5.670373 \times 10^{-8} </math>. עוצמת ההארה הכוללת היא מכפלת שטף הקרינה של הכוכב בשטח הפנים שלו: <math>L=4\pi r^2\sigma T^4</math>. מכיוון שבאמצעות [[חוק וין]] ניתן לחשב את טמפרטורת הכוכב באמצעות מדידת ה[[ספקטרום]] שלו, ניתן באמצעות מדידת עוצמת ההארה שלו להעריך את רדיוסו. את עוצמת ההארה ניתן לקבל מהבהירות של הכוכב אם יודעים את המרחק אליו.

בעוד שעוצמת ההארה הכוללת של כוכבים תלויה בריבוע הרדיוס ובחזקה הרביעית של טמפרטורת פניהם, עוצמת ההארה הנראית של כוכבים תלויה בטמפרטורה בצורה מורכבת יותר. כוכבים קרים יחסית, כמו [[ננס אדום|ננסים אדומים]] ו[[ענק אדום|ענקים אדומים]], פולטים את רוב קרינתם בתחום ה[[תת-אדום]], כך למשל ל[[אנטארס]] עוצמת הארה נראית של פי 10,000 מעוצמת ההארה של השמש, אך עוצמת ההארה הכוללת שלו היא פי 60,000 משל השמש.{{הערה|Jim Keler: [http://stars.astro.illinois.edu/sow/antares.html Antares], University of Illinois}} לעומת זאת כוכבים חמים יחסית, כמו [[ננס לבן|ננסים לבנים]] ו[[ענק כחול|ענקים כחולים]], פולטים את רוב קרינתם בתחום ה[[על-סגול]], כך למשל ל[[אלניטק]] עוצמת הארה נראית של פי 10,000 מעוצמת ההארה של השמש, אך עוצמת ההארה הכוללת שלו היא פי 100,000 משל השמש.{{הערה|Jim Keler: [http://stars.astro.illinois.edu/sow/alnitak.html Alnitak], University of Illinois}}

==ראו גם==
* [[בהירות אדינגטון]]
* [[כוכבים בהירים]]

==קישורים חיצוניים==
* {{בריטניקה}}

==הערות שוליים==
{{הערות שוליים|יישור=שמאל}}

{{בקרת זהויות}}

[[קטגוריה:מידות אסטרונומיות]]
[[קטגוריה:יחידות מידה: הספק]]