光度
简介 所谓“光度”，就是指从恒星表面以光的形式辐射出的功率。恒星表面的温度也有高有低。一般说来，恒星表面的温度越低，它的光越偏红；温度越高，光则越偏蓝。而表面温度越高，表面积越大，光度就越大。从恒星的颜色和光度，科学家能提取出许多有用信息来。恒星于每秒内发出的能量总值。它决定于两项因素：庞大的恒星具有较大的表面面积去发出光能，具有较高的表面温度，故发出较多光能。 一颗恒星或其它天体每秒钟辐射的能量。光度有时用所有波长的电磁辐射总量表示，叫做热光度；有时则指某个特定波长范围的辐射。表面温度相同(因而颜色相同)的两颗恒星可能有极不相同的光度，而光度相同的两颗恒星可能有完全不同的表面温度(和颜色)。 光度是光源发光强度和光线在物体表面的照度以及物体表面呈现的亮度的总称（光源发光强度和照射距离影响照度；照度大小和物体表面色泽影响亮度）。在摄影中，光度与曝光直接相关。从构图上来说，曝光与影调或色彩的再现效果密切相关。丰富的影调和准确的色彩再现是以准确曝光为前提的。有意识的曝光过度与不足也需以准确曝光为基础。所以，掌握光度与准确曝光的基本功，才能主动地控制被摄体的影调、色彩以及反差效果。 摄影所用光源无外两种，其一是自然光源，即从太阳的照射而获得；其二是人造光源，即各种照相所用灯光。 太阳光的强度为一恒值，但照度多变，它随四季、天气状况、时辰、海拔高度、地理纬度、经度的变化而发生改变。而人造光源一旦设定，其强度也不改变。但与距离远近关系密切，即距离愈近，照度越强；距离愈远，照度越弱。 了解并深谙光度的特性，对于拍好每一张照片很有帮助。特别提示影友，在两种光源同用时拍摄，要特别注意两种光源的反差问题。据相关资料介绍，2千瓦钨丝灯在距离光源1米时的照度大致相当于平原地区春秋季节，中午晴天条件下的太阳照度。天文学中指恒星或其他天体单位时间发出的辐射能量。 光度学上的意义 在光度学(photometry)中，“光度”是发光强度在指定方向上的密度，但经常会被误解为照度。[1]亮度（luminance）是光源在给定方向上单位面积单位立体角内所发出的光通量，单位是尼特。光度（luminosity）并不是一个物理量，这个词用于光度函数。 天文学上的意义 在天文学中，光度是物体每单位时间内辐射出的总能量。在国际单位的典型表示法式是瓦特(Watt)，在c.g.s.制是尔格/秒，或是以太阳光度来表示，也就是以太阳辐射的能量为一个单位来表示。太阳的光度是3.827×1026瓦特。 恒星光度决定于两项因素： 庞大的恒星具有较大的表面面积去发出光能，因此光度较大。 热恒星具有较高的表面温度，故发出较多光能，因此光度也是较大。 例如：具有较大表面面积的热恒星一定很亮；具有较小表面面积的冷恒星一定很暗，但是具有非常大表面面积的冷恒星却可以很光亮。 光度是与距离无关的真实独立常数，亮度则明显的与距离有关，而且是与距离的平方成反比，亮度通常会以视星等来量度，那是一种对数的关系。 在测量恒星的亮度时，光度、视星等和距离是相关的参数。如果你已经知道其中的两项，就可以算出第三项。因为太阳的光度是一个标准值，以太阳的视星等和距离做为这些参数的比较标准，就很容易完成彼此之间的转换。 假设是一个点光源的光度，他向四周辐射的能量是均等的。这个点光源被安置在一个中空球壳的中心，则辐射的所有能量都将穿过这个球壳。当半径增加时，球壳的表面积也将增加，但通过球壳的光度是恒定不变的，所以将导致在球壳上观察到的亮度下降，此处是被照亮的球壳表面积。对恒星和一个点光源而言，所以，此处是点光源与观测者的距离。 对一颗主序星，光度也与质量相关，这就很容易知道恒星的光度、温度、半径和质量之间都是有关联的。 恒星的星等与亮间是对数的关系，视星等是从地球上观察到的亮度，绝对星等是在10秒差距上的视星等。只要知道光度，我们就可以计算在任一给定距离上的视星等：一颗热星等为−10的明亮恒星的光度是106，而热星等+17等星的暗星光度是10−5。注意绝对星等可以直接与光度对应，但视星等则是距离的函数。因为只有视星等可以经由观测直接测量，而有了估计的距离才能确定目标的光度。 摄影学上的意义 摄影光度的把握—花 摄影中的光度是指物体的表面受光源的照射所呈现出的亮度。光度与光源种类、性质及发光强度、照射距离和被摄物表面的物理特性对光线的反射能力的大小密切相关。 摄影所用光源无外两种，其一是自然光源，即从太阳的照射而获得；其二是人造光源，即各种照相所用灯光。太阳光的强度为一恒值，但照度多变，它随四季、天气状况、时辰、海拔高度、地理纬度、经度的变化而发生改变。而人造光源一旦设定，其强度也不改变。但与距离远近关系密切，即距离愈近，照度越强；距离愈远，照度越弱。[2]了解并深谙光度的特性，对于拍好每一张照片很有帮助。特别提示影友，在两种光源同用时拍摄，要特别注意两种光源的反差问题。据相关资料介绍，2千瓦钨丝灯在距离光源1米时的照度大致相当于平原地区春秋季节，中午晴天条件下的太阳照度。 散射理论和加速器物理 加速器结构示意图 在散射理论和加速器，光度是在单位时间内在标靶的单位面积上所吸收的粒子数目，在cgs单位制下的因次为公分-2秒-1或b-1s-1，光度的累积是光度对时间的积分。光度是描述加速器性能和特性的重要数值。 L是光度 N是参与互动的数目。 ρ是在每一束粒子束内的粒子密度。 σ是全部的有效截面积。 dΩ是微分的立体角。 ds是微分的有效截面积。 光度 于是有下列的关系存在： 光度 L=ρv(如果标靶是理想的非导体) f是交流频率 n是在储存环上的每个良上的线圈数。 Ni是每一束中的粒子数目。 A是粒子束的截面积。 光度 爱丁顿光度 爱丁顿光度是吸积天体所能达到的最大光度。 天体在吸积周围介质的同时发出辐射，当吸积物质累积到一定程度，辐射压会阻止物质的进一步下落。此时天体作用在一个粒子上的引力与其受到的辐射压力达到平衡。天体吸积所能达到的光度与其自身质量成正比，并且太阳的爱丁顿光度是其光度的104倍。一般说来，普通恒星的光度远远低于爱丁顿光度，某些X射线双星和活动星系核的光度能够达到爱丁顿光度，伽玛射线暴、超新星爆发可以在短时间内超过爱丁顿光度。光度和亮度之间的计算
与光度有关的元素
对一个相交的储存环对撞机：
