Zářivý výkon

Tento článek není dostatečně ozdrojován, a může tedy obsahovat informace, které je třeba ověřit.

Jste-li s popisovaným předmětem seznámeni, pomozte doložit uvedená tvrzení doplněním referencí na věrohodné zdroje.

Tento článek potřebuje úpravy.

Můžete Wikipedii pomoci tím, že ho vylepšíte. Jak by měly články vypadat, popisují stránky Vzhled a styl, Encyklopedický styl a Odkazy.

Zářivý výkon je souhrnný výkon, který těleso vyzařuje do prostoru jako elektromagnetické záření. Může jít o

• rádiové vlny, např. u pulsarů nebo jiných antén;
• světelný tok žhavého tělesa, např. žárovky, nebo i světlo chladných světelných zdrojů, jako zářivek nebo LED;
• tepelné záření nebo jinak také pro lidské oko neviditelné infračervené záření těles podle jejich teploty.

Rozložení energie do jednotlivých frekvenčních pásem popisuje Planckův vyzařovací zákon.

Světelné záření

Běžnou otázku osvětlení prostředí člověka řeší inženýři osvětlovací technikou, jednou z hlavních veličin je právě světelný tok.

Sběr světla

V současnosti intenzivně probíraným tématem jsou obnovitelné zdroje energie, jedním z nich je právě sluneční světlo: Na povrch Země dopadá cca 1300 W energie na m², z toho cca 800 W ve formě světla. Na orbitě jsou intenzity a toky ještě mnohem vyšší. I v běžném životě se již dnes setkáváme s fotovoltaikou.

Astronomie

Zářivý výkon (také zářivost, luminosita) je souhrnný výkon, který vyzařuje hvězda do okolního prostoru. Značka je L, jednotka watt, avšak u hvězd kromě Slunce obvykle používáme jako jednotku zářivý výkon Slunce, kde $L_{\odot <!--\; \odot \; -->}$=3,827×10²⁶W (někdy značíme L_S nebo L₀). Výkony jiných hvězd pak poměřujeme touto poměrnou jednotkou.

Zářivý výkon lze vyjádřit pomocí absolutní hvězdné velikosti

$\frac{L}{L_{\odot <!--\; \odot \; -->}}={\sqrt[5]{100}}^{M_{\odot <!--\; \odot \; -->}-<!--\; -\; -->M}$

nebo podle Stefanova–Boltzmannova zákona

$L=4\mathrm{\pi <!--\; \pi \; -->}{R}^2\mathrm{\sigma <!--\; \sigma \; -->}{T}^4$

kde R je poloměr hvězdy, σ Stefanova–Boltzmannova konstanta a T povrchová teplota hvězdy.

Pomocí známých hodnot Slunce můžeme vzorec přepsat do tvaru:

$\frac{L}{L_{\odot <!--\; \odot \; -->}}={\left(\frac{R}{R_{\odot <!--\; \odot \; -->}}\right)}^2{\left(\frac{T}{T_{\odot <!--\; \odot \; -->}}\right)}^4$

Zářivý výkon některých hvězd

Tepelné záření

Tepelné záření je jednou ze tří možností vytápění:

• translačně - přesunem celého hmotného média, např. pomocí parovodů,
• vedením tepla - vzájemným dotykem, což reprezentuje např. tepelná propustnost zdiva a oken,
• právě zářením - nebo též sáláním, např. z akumulačních kamen.

Sběr tepla

Opět lze zachycovat energii Slunce a to i jeho tepelnou složku: Tak lze vyhřívat bazény a prodlužovat jejich letní sezónu nebo teplo zachycovat tepelnými kolektory na střechách a svádět ho do budov do výměníků a akumulátorů.

Související články

• absolutně černé těleso
• chromatika a teplota barvy
• třetí Kirchhoffův zákon - zákon tepelného záření
• tři Kirchhoffovy zákony spektrografie

Autoritní data	GND: 4167472-8 LCCN: sh85016918 NLI: 987007292431505171