Độ sáng Độ sáng luminosity là một thước_đo tuyệt_đối của năng_lượng điện từ bức_xạ ánh_sáng năng_lượng bức_xạ phát ra từ một vật phát sáng Trong thiên_văn_học độ sáng là tổng_lượng năng_lượng điện từ được phát ra trên một đơn_vị thời_gian của một ngôi_sao thiên_hà hoặc vật_thể thiên_văn khác Trong các đơn_vị SI độ sáng được đo bằng joules mỗi giây hoặc watts Trong thiên_văn_học giá_trị cho độ sáng thường được đưa ra theo tỷ_lệ của nó với độ sáng của Mặt_Trời L Độ sáng cũng có_thể được đưa ra theo hệ_thống cường_độ thiên_văn cường_độ đo độ tuyệt_đối M của vật_thể là thước_đo logarit của tổng tốc_độ phát_xạ năng_lượng của nó trong khi cường_độ tuyệt_đối là thước_đo logarit của độ sáng trong một_số bước_sóng cụ_thể hoặc dải lọc Trái_ngược vời luminosity thuật_ngữ brightness trong thiên_văn_học thường được sử_dụng để chỉ độ sáng biểu_kiến của một vật_thể đó là độ sáng của một vật_thể đối_với người quan_sát Độ sáng biểu_kiến phụ_thuộc vào cả độ sáng của vật_thể và khoảng_cách giữa vật_thể và người quan_sát và cũng phụ_thuộc vào bất_kỳ sự hấp_thụ ánh_sáng nào dọc theo đường đi từ vật_thể đến người quan_sát Độ sáng biểu_kiến là thước_đo logarit của độ sáng biểu_kiến Khoảng_cách được xác_định bằng các biện_pháp độ chói có_thể hơi mơ_hồ và do_đó đôi_khi được gọi là khoảng_cách độ sáng Đo_lường Khi không đủ điều_kiện thuật_ngữ độ sáng có nghĩa là độ sáng đo trong miền bolometric được đo hoặc bằng đơn_vị SI watt hoặc theo độ sáng năng_lượng mặt_trời L Một bolometer là dụng_cụ được sử_dụng để đo năng_lượng bức_xạ trên một dải rộng bằng cách hấp_thụ và đo nhiệt Một ngôi_sao cũng toả ra neutrino phát ra một_số năng_lượng khoảng 2 trong trường_hợp Mặt_trời của chúng_ta góp_phần vào tổng độ sáng của ngôi_sao IAU đã xác_định độ sáng mặt_trời danh_nghĩa là để thúc_đẩy công_bố các giá_trị phù_hợp và có_thể so_sánh theo đơn_vị độ sáng của mặt_trời Mặc_dù các bolometer tồn_tại chúng không_thể được sử_dụng để đo cả độ sáng biểu_kiến của một ngôi_sao vì chúng không đủ độ nhạy trên phổ điện từ và vì hầu_hết các bước_sóng này không chạm tới bề_mặt Trái_Đất Trong thực_tế độ lớn của phép đo được đo bằng cách thực_hiện các phép đo ở các bước_sóng nhất_định và xây_dựng một mô_hình của tổng_phổ có khả_năng phù_hợp nhất với các phép đo đó Trong một_số trường_hợp quá_trình ước_tính là cực_kỳ với độ chói được tính khi quan_sát được ít hơn 1 năng_lượng ví_dụ với một ngôi_sao Wolf_Rayet nóng chỉ quan_sát được trong tia_hồng_ngoại Độ sáng của phép đo độ sáng cũng có_thể được tính bằng cách sử_dụng hiệu_chỉnh độ chụm cho độ chói trong dải thông cụ_thể Thuật_ngữ độ sáng cũng được sử_dụng liên_quan đến các băng_thông cụ_thể như độ sáng trực_quan của độ chói của dải K Đây không phải là độ sáng nói_chung theo nghĩa chặt_chẽ của một_phép đo tuyệt_đối của công_suất bức_xạ mà là cường_độ tuyệt_đối được xác_định cho một bộ lọc nhất_định trong một hệ_thống trắc quang Một_số hệ_thống trắc quang khác nhau tồn_tại Một_số như hệ_thống UBV hoặc Johnson được xác_định dựa trên các sao tiêu_chuẩn trắc quang trong khi các hệ_thống khác như hệ_thống AB được xác_định theo mật_độ thông_lượng quang_phổ Độ sáng của sao Độ sáng của một ngôi_sao có_thể được xác_định từ hai đặc_điểm của sao kích_thước và nhiệt_độ hiệu_dụng Kích_thước sao thường được đo tỷ_lệ với bán_kính Mặt_Trời R trong khi nhiệt_độ hiệu_dụng được thể_hiện bằng độ Kelvin nhưng trong nhiều trường_hợp không_thể đo trực_tiếp Để xác_định bán_kính của một ngôi_sao cần có hai số_liệu khác đường_kính góc của ngôi_sao và khoảng_cách của nó với Trái_Dất_Cả hai đều có_thể được đo với độ_chính_xác cao trong một_số trường_hợp nhất_định với các siêu_sao mát thường có đường_kính góc lớn và một_số ngôi_sao tiến_hoá mát có các mặt_nạ trong khí_quyển có_thể được sử_dụng để đo thị sai bằng VLBI Tuy_nhiên đối_với hầu_hết các ngôi_sao đường_kính góc hoặc thị sai hoặc cả hai đều thấp hơn khả_năng đo_lường của chúng_tôi một_cách chắc_chắn Vì nhiệt_độ hiệu_quả chỉ là một con_số đại_diện cho nhiệt_độ của vật_thể đen sẽ tái_tạo độ sáng nên rõ_ràng không_thể đo trực_tiếp nhưng có_thể ước_tính được từ quang_phổ Một_cách khác để đo độ sáng của sao là đo độ sáng biểu_kiến và khoảng_cách của sao Thành_phần thứ ba cần_thiết để thu được độ sáng là mức_độ tuyệt_chủng giữa các vì sao một điều_kiện thường phát_sinh do khí và bụi có trong môi_trường liên sao ISM bầu khí_quyển của Trái_Đất và vật_chất giữa các liên sao Do_đó một trong những thách_thức trung_tâm của thiên_văn_học trong việc xác_định độ sáng của một ngôi_sao là lấy được các phép đo chính_xác cho từng thành_phần này mà không có con_số độ sáng chính_xác nào để nắm_bắt Sự tuyệt_chủng chỉ có_thể được đo trực_tiếp nếu cả độ sáng thực_tế và độ sáng quan_sát đều được biết nhưng nó có_thể được ước_tính từ màu_sắc quan_sát được của một ngôi_sao sử_dụng các mô_hình mức_độ đỏ dự_kiến từ môi_trường liên sao Trong hệ_thống phân_loại sao hiện_nay các ngôi_sao được phân nhóm theo nhiệt_độ với các sao lớp O khổng_lồ rất trẻ và tràn_đầy năng_lượng có nhiệt_độ vượt quá 30 000 K trong khi các sao lớp M lớn hơn thường già hơn có nhiệt_độ dưới 3 500 K Bởi_vì độ sáng tỷ_lệ_thuận với nhiệt_độ với năng_lượng thứ tư sự thay_đổi lớn về nhiệt_độ của sao tạo ra một sự thay_đổi lớn hơn về độ sáng của sao Do độ sáng phụ_thuộc vào công_suất lớn của khối sao nên các ngôi_sao phát sáng có khối_lượng lớn có tuổi_thọ ngắn hơn nhiều Những ngôi_sao sáng nhất luôn là những ngôi_sao trẻ có tuổi_thọ tối_đa không quá vài triệu năm Trong sơ_đồ Hertzsprung_Russell trục x biểu_thị nhiệt_độ hoặc loại quang_phổ trong khi trục y biểu_thị độ chói hoặc cường_độ Phần_lớn các ngôi_sao được tìm thấy dọc theo dãy chính với các ngôi_sao lớp O màu xanh được tìm thấy ở phía trên bên trái của biểu_đồ trong khi các ngôi_sao lớp M màu đỏ thuộc vùng phía dưới bên phải Một_số ngôi_sao như Deneb và Betelgeuse được tìm thấy ở trên và bên phải của chuỗi chính sáng hơn hoặc mát hơn so với các điểm tương_đương của chúng trên chuỗi chính Độ chói tăng ở cùng nhiệt_độ hoặc nhiệt_độ lạnh hơn ở cùng độ chói cho thấy những ngôi_sao này lớn hơn những ngôi_sao trên dãy chính và chúng được gọi là sao khổng_lồ hoặc sao siêu khổng_lồ Các sao siêu khổng_lồ màu xanh và trắng là những ngôi_sao có độ sáng cao có phần mát hơn so với các ngôi_sao theo trình_tự chính phát sáng nhất Một ngôi_sao như Deneb ví_dụ có độ sáng khoảng 200 000 L loại quang_phổ A2 và nhiệt_độ hiệu_dụng khoảng 8 500 K có nghĩa là nó có bán_kính khoảng Để so_sánh các siêu khổng_lồ đỏ Betelgeuse có độ sáng khoảng 100 000 L loại quang_phổ của M2 và nhiệt_độ 3 500 K có nghĩa là bán_kính của nó là khoảng Sao siêu khổng_lồ đỏ là loại sao lớn nhất nhưng các sao sáng nhất thì nhỏ hơn và nóng hơn nhiều với nhiệt_độ lên tới 50 000 K và hơn_nữa với độ sáng vài triệu L có nghĩa là bán_kính của họ chỉ là một hàng chục R Ví_dụ R136a1 có nhiệt_độ trên 50 000 K và độ sáng của hơn 8 000 000 L chủ_yếu ở các tia_cực_tím nó chỉ có kích_cỡ Độ sáng vô_tuyến Độ chói của nguồn vô_tuyến được đo bằng để tránh phải chỉ_định băng_thông mà nó được đo Cường_độ quan_sát hoặc mật_độ từ thông của nguồn vô_tuyến được đo bằng Jansky trong đó Ví_dụ hãy xem_xét một máy phát 10W ở khoảng_cách 1 triệu mét toả ra trên băng_thông 1 MHz Vào thời_điểm năng_lượng đến được người quan_sát năng_lượng được lan_truyền trên bề_mặt của một quả cầu có diện_tích hoặc khoảng do_đó mật_độ từ thông của nó là Tổng_quát hơn đối_với các nguồn ở khoảng_cách vũ_trụ phải thực_hiện hiệu_chỉnh k cho chỉ_số phổ α của nguồn và hiệu_chỉnh tương_đối phải được thực_hiện vì thực_tế là thang tần_số trong khung nghỉ phát ra khác với khung nghỉ_ngơi của người quan_sát Vì_vậy biểu_thức đầy_đủ cho độ chói của sóng_vô_tuyến giả_sử phát_xạ đẳng_hướng là Trong đó L là độ sáng đo bằng S là mật_độ từ thông quan_sát được đo bằng D là khoảng_cách độ sáng tính bằng mét z là độ lệch màu đỏ α là chỉ_số phổ trong giác_quan formula _ 2 và trong thiên_văn_học vô_tuyến giả_sử phát_xạ nhiệt chỉ_số phổ thường bằng 2 Ví_dụ hãy xem_xét tín_hiệu 1 Jy từ nguồn vô_tuyến ở độ dịch_chuyển 1 ở tần_số 1 4 GHz_Máy tính vũ_trụ học của Ned_Wright tính_toán khoảng_cách độ sáng cho độ dịch_chuyển 1 là 6701 Mpc 2 10 m cho độ sáng vô_tuyến Để tính tổng công_suất vô_tuyến độ sáng này phải được tích_hợp trên băng_thông phát_xạ Giả_định phổ_biến là đặt băng_thông cho tần_số quan_sát giả_định có hiệu_quả công_suất bức_xạ có cường_độ đồng_đều từ tần_số 0 đến tần_số quan_sát Trong trường_hợp trên tổng công_suất là Điều này đôi_khi biểu_diễn dưới dạng tổng tức_là tích_hợp trên tất_cả các bước_sóng ánh_sáng của Mặt_Trời mà là cho một công_suất vô_tuyến bằng Công_thức độ sáng Phương_trình Stefan_Boltzmann áp_dụng cho vật đen mang lại giá_trị về độ sáng cho vật_thể màu đen một vật_thể lý_tưởng_hoá hoàn_toàn mờ đục và không phản_xạ Trong đó A là diện_tích bề_mặt T là nhiệt_độ tính bằng Kelvins và σ là hằng_số Stefan_Boltzmann với giá_trị là Hãy tưởng_tượng một nguồn điểm sáng của độ sáng formula _ 4 toả ra đều nhau theo mọi hướng Một_mặt cầu rỗng tập_trung vào điểm sẽ chiếu sáng toàn_bộ bề_mặt bên trong của nó Khi bán_kính tăng diện_tích bề_mặt cũng sẽ tăng và độ sáng không đổi có nhiều diện_tích bề_mặt hơn để chiếu sáng dẫn đến giảm độ sáng quan_sát được trong đó Diện_tích bề_mặt của một hình_cầu có bán_kính r là formula _ 8 vì_vậy đối_với các ngôi_sao và các nguồn sáng khác trong đó formula _ 10 là khoảng_cách từ người quan_sát đến nguồn sáng Đối_với các ngôi_sao trên dãy chính độ sáng cũng liên_quan đến khối_lượng
Độ sáng