Liggewendheid: Verskil tussen weergawes

Content deleted Content added
Taal
Opruim
Lyn 1:
[[Lêer:Hertzsprung-Russel StarData.png|thumbduimnael|230px|Op die [[Hertzsprung-Russell-diagram]] word die temperatuur van sterre geplaas teenoor hul ligsterkte.]]
 
'''Liggewendheid''' (ook '''luminositeit''' of '''ligsterkte''' genoem) is gewoonlik ’n aanduiding van helderheid. Verskillende vakgebiede definieer dit verskillend na gelang van wat gemeet word.
Lyn 6:
 
== Ligsterkteformule ==
[[Lêer:Inverse square law.svg|rightregs|thumbduimnael|'n Puntbron ''S'' straal lig ewe sterk in alle rigtings uit. Die hoeveelheid wat deur 'n gebied ''A'' straal, wissel met die afstand van die oppervlak van die lig.]]
 
Die [[Stefan–Boltzmann]]-vergelyking toegepas op 'n [[swart liggaam]] ('n geïdealiseerde voorwerp wat perfek ondeursigtig is en nie weerkaats nie) gee die waarde vir helderheid vir 'n swart liggaam:
 
: <math>L= \sigma A T^4</math>
 
waar A die area is en σ die [[Stefan–Boltzmann]]-konstante, met 'n waarde van 5,670373(21)×10<sup>−8</sup> W m<sup>−2</sup> K<sup>−4</sup>
Lyn 16:
Stel jou 'n puntbron van lig voor van helderheid <math>L</math> wat ewe veel uitstraal in alle rigtings. 'n Hol [[sfeer]] gesentreerd om hierdie puntbron se hele binne-oppervlak sal verlig wees. Indien die radius van die sfeer toeneem, sal die oppervlakte ook vergroot, en die konstante helderheid sou meer oppervlakte moes verlig, wat sal lei tot 'n afname in waargenome helderheid.
 
: <math>F = \frac{L}{A}</math>
waar
: <math>A</math> die area van die verligte oppervlak is.
: <math>F</math> is die [[fluksdigtheid]] van die verligte area.
 
Die oppervlakarea van 'n sfeer met radius ''r'' is <math>A = 4\pi r^2</math>, dus vir sterre en vir ander puntbronne van lig, is:
 
: <math>F = \frac{L}{4\pi r^2}</math>
waar <math>r</math> die afstand van die waarnemer na die ligbron is.
 
Daar is getoon dat die helderheid van 'n ster <math>L</math> (as aanvaar word dat die ster 'n [[swart liggaam]] is, wat 'n goeie benadering is) ook verwant aan die temperatuur <math>T</math> en radius <math>R</math> van die ster is deur die vergelyking:
 
: <math>L = 4\pi R^2\sigma T^4</math>
waar &sigma; die [[Stefan–Boltzmann]]-konstante is: 5.67{{e|&minus;8−8}} [[Watt|W]]·m<sup>-2</sup>·K<sup>-4</sup>.
 
Gedeel deur die son se helderheid <math>L_{\odot}</math> en kanselleer konstantes, word die volgende verwantskap gekry:
 
: <math>\frac{L}{L_{\odot}} = {\left ( \frac{R}{R_{\odot}} \right )}^2 {\left ( \frac{T}{T_{\odot}} \right )}^4</math>
 
waar <math>R_{\odot}</math> en <math>T_{\odot}</math> die radius en die temperatuur van die son onderskeidelik is.
 
Vir sterre op die [[hoofreeks]] is helderheid ook soos volg verwant aan die massa van die ster:<ref>Kyk ook [[massa-lig-verhouding]] of die Engelse artikel [https[://en.wikipedia.org/wiki/Mass%E2%80%93luminosity_relation:Mass–luminosity relation|Mass–luminosity relation]]</ref>
: <math>\frac{L}{L_{\odot}} \approx {\left ( \frac{M}{M_{\odot}} \right )}^{3.9}</math>
 
Die eksponent (3,9) is as gevolg van [[donker materie]]. Indien daar nie donker materie was nie, moes:
 
: <math>\frac{M}{L} \approx \frac{M_{\odot}}{L_{\odot}} \quad \Rightarrow \quad \frac{L}{L_{\odot}} \approx \frac{M}{M_{\odot}}</math>
 
==Verwysings==
 
== Verwysings ==
{{Verwysings}}
 
* [[imageLêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [http[://en.wikipedia.org/wiki/:Luminosity |Engelse Wikipedia]</small>]
 
*[[image:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is vertaal uit die [http://en.wikipedia.org/wiki/Luminosity Engelse Wikipedia]</small>
 
[[Kategorie:Lig]]