Визуально звезды для земного наблюдателя выглядят по-разному: одни светят ярче, другие тусклее.
Однако это еще не говорит об истинной мощности их излучения, поскольку звезды находятся на разных расстояниях.
Например, голубой Ригель из созвездия Ориона имеет видимую звездную величину 0,11, а находящийся недалеко на небе ярчайший Сириус имеет видимую звездную величину минус 1,5.
Тем не менее Ригель излучает энергии в видимых лучах в 2200 раз больше, чем Сириус, а кажется слабее только потому, что находится в 90 раз дальше от нас по сравнению с Сириусом.
Таким образом, видимая звездная величина сама по себе не может быть характеристикой звезды, поскольку зависит от расстояния.
Истинной характеристикой мощности излучения звезды служит её светимость, т. е. полная энергия, которую излучает звезда в единицу времени.
Светимость в астрономии – полная энергия, излучаемая астрономическим объектом (планетой, звездой, галактикой и т. п.) в единицу времени. Измеряется в абсолютных единицах: ваттах (Вт) – в Международной системе единиц СИ; эрг/с – в системе СГС (сантиметр-грамм-секунда); либо в единицах светимости Солнца (светимость Солнца L s = 3,86·10 33 эрг/с или 3,8·10 26 Вт).
Светимость не зависит от расстояния до объекта, от него зависит только видимая звёздная величина.
Светимость – одна из важнейших звёздных характеристик, позволяющая сравнивать между собой различные типы звёзд на диаграммах «спектр – светимость», «масса – светимость».
где R – радиус звезды, T – температура её поверхности, σ – постоянная Стефана-Больцмана.
Светимости звезд, надо отметить, весьма различны: существуют звёзды, светимость которых в 500 000 раз больше солнечной, и есть звезды-карлики, светимость которых примерно во столько же раз меньше.
Светимость звезды можно измерять в физических единицах (скажем, в ваттах), но астрономы чаще выражают светимости звезд в единицах светимости Солнца.
Также можно выражать истинную светимость звезды с помощью абсолютной звездной величины .
Представим себе, что мы расположили все звезды рядом и рассматриваем их с одного и того же расстояния. Тогда видимая звездная величина уже не будет зависеть от расстояния и будет определяться только светимостью.
В качестве стандартного расстояния принято значение 10 пс (парсек).
Видимая звездная величина (m), которую бы имела звезда на таком расстоянии, называется абсолютной звездной величиной (M).
Таким образом, абсолютная звездная величина – это количественная характеристика светимости объекта, равная звездной величине, которую имел бы объект на стандартном расстоянии 10 парсек.
Так как освещенность обратно пропорциональна квадрату расстояния, то
где Е - освещенность, создаваемая звездой, которая удалена от Земли на r парсек; E 0 - освещенность от той же звезды со стандартного расстояния r 0 (10 пк).
Используя формулу Погсона, получаем:
m – M = -2,5lg(E/E 0) = -2,5lg(r 0 /r) 2 = -5lgr 0 + 5lgr .
Отсюда следует
M = m + 5lgr 0 - 5lgr .
Для r 0 = 10 пк
M = m + 5 - 5lgr . (1)
Если в (1) r = r 0 = 10 пк , то M = m – по определению абсолютной звездной величины.
Разность между видимой (m) и абсолютной (М) звёздными величинами называют модулем расстояния
m - М = 5 lgr - 5 .
В то время как М зависит только от собственной светимости звезды, m зависит также и от расстояния r (в пс) до неё.
Для примера подсчитаем абсолютную звездную величину для одной из самых ярких и близких к нам звезд – а Центавра.
Ее видимая звездная величина -0,1, расстояние до нее 1,33 пс. Подставляя эти значения в формулу (1), получаем: М = -0,1 + 5 - 5lg1,33 = 4,3 .
Т. е. абсолютная звездная величина а Центавра близка к абсолютной звездной величине Солнца, равной 4,8.
Следует еще учитывать поглощение света звезды межзвездной средой. Такое поглощение ослабляет блеск звезды и увеличивает видимую звездную величину m.
В этом случае: m = М - 5 + 5lgr + A(r) , где слагаемым А(r) учитывается межзвездное поглощение.
Светимость
Видимые и абсолютные звёздные величины
Википедия
Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2.
Характеристики Солнца
Таблица 3.1 Характеристики Солнца(по Школовскому И.С,1984 г.)
Внутреннее строение солнца
Солнце - это звезда, основными элементами которой являются водород (75%), гелий (около 25 %), углерод, кислород, азот и некоторые другие элементы в очень незначительных количествах. Солнце состоит из нескольких сферических слоев. Такими слоями являются ядро, область лучевого переноса энергии, конвективная зона и атмосфера. В атмосфере исследователи выделяют несколько областей: фотосферу, хромосферу и корону.
Ядро. Ученые достоверно не знают, что находится в солнечном ядре. Достоверно известно одно - в центральной части звезды протекают термоядерные реакции, в результате которых высвобождается огромное количество энергии. Энергия представляет собой излучение в виде волн сверхкороткой частоты. В ядре Солнца очень высокие температуры и огромное давление. Область лучистого переноса энергии. Эта область представляет собой оболочку из невидимого газа, температура которого огромна. Газ практически неподвижен. Он обволакивает ядро. Электромагнитная энергия из солнечного ядра поступает в область лучистого переноса энергии. При этом коротковолновое гамма-излучение превращается в рентгеновское излучение с большей длиной волны. По мере удаления от ядра температура газа понижается. Конвективная область. Это сферическая оболочка, которая наслаивается на область лучистого переноса энергии. Она состоит из газа высокой температуры. Толщина этой оболочки Солнца составляет 1/10 часть радиуса звезды. Газ конвективной области подвижен, т.к. конвективная область находится между областью лучистого переноса энергии и атмосферой Солнца и оказывается как бы зажатой между областями с разными температурами и давлением.
Когда волновая энергия солнечного ядра достигает его атмосферы, она начинает светиться. На этом участке солнца возникает солнечный свет.
Атмосфера солнца
Таблица 3.3 Строение атмосферы Солнца
Фотосфера. Выше слои Солнца, образующие солнечную атмосферу. Современная гелиофизика различает три таких отличающихся друг от друга слоя, физические условия в которых различны. Нижние, сравнительно плотные непрозрачные слои образуют фотосферу, более разреженные и протяженные - хромосферу и корону .
Излучение, приходящее к нам от Солнца, возникает в очень тонком поверхностном слое - фотосфере (слое света), толщина которого по солнечным масштабам ничтожна, всего около 400 км. Нижний уровень фотосферы соответствует резкому видимому краю солнечного диска.
Фотосфера не только испускает, но и поглощает свет, приходящий из более глубоких слоев Солнца. Их мы уже не видим потому, что свет от них полностью поглощается фотосферой. (Фотосферу составляет сильно разреженный газ с плотностью 1-3*10-8г/см3, температура в среднем оценивается в 5780 К. Температура в фотосфере по мере подъема уменьшается, а, следовательно, уменьшается и интенсивность свечения газов. Поскольку газы фотосферы непрозрачны, при косом, расположении слоев атмосферы относительно луча зрения будут видны только внешние более холодные слои. Этим объясняется любопытный факт: по мере приближения к краю диска Солнце кажется темнее.).На рисунке 3.3.1 показано строение фотосферы Солнца. (по Марленскому А.Д, 1970 г.)
В фотосфере образуются наблюдаемые в спектре Солнца многочисленные темные линии. Появление этих линий, называемых по имени впервые описавшего их ученого фраунгоферовыми, вызывается особым процессом рассеяния.
Рисунок 3.3.1 Фотосфера Солнца
Хромосфера - это слой атмосферы Солнца, который находится над фотосферой. Этот слой имеет красновато-фиолетовый цвет. Хромосферу можно наблюдать во время солнечных затмений. Огненные языки, которые видны вокруг лунного диска, закрывающего Солнце, и есть хромосфера.
Хромосфера состоит из разряженных газов. Толщина хромосферы 10 - 15 тысяч километров, а температура огненных языков в десятки раз больше температуры в фотосфере. На рисунке 3.3.2 изображена хромосфера Солнца (по Марленскому А.Д, 1970 г.)
Каким же образом стало известно, сколько энергии излучает Солнце?
На протяжении почти полутора столетий астрономы и геофизики затратили много усилий для того, чтобы определить солнечную постоянную. Так называется полное количество энергии солнечного излучения всех длин волн, падающее на площадку в 1 см 2 , поставленную перпендикулярно солнечным лучам вне земной атмосферы и на среднем расстоянии Земли от Солнца. Определение солнечной постоянной кажется довольно простой задачей. Но это только на первый взгляд. В действительности же исследователь сталкивается с двумя серьезными трудностями.
Прежде всего необходимо создать такой приемник излучения, который с одинаковой чувствительностью воспринимал бы все цвета видимого света, а также ультрафиолетовые и инфракрасные лучи - одним словом, весь спектр электромагнитных волн. Напомним читателю, что видимый свет, ультрафиолетовое и рентгеновское излучение, гамма-лучи, инфракрасное излучение и радиоволны в определенном смысле имеют одинаковую природу. Отличие их друг от друга обусловлено лишь частотой колебаний электромагнитного поля или длиной волны. В табл. 2 указаны длины волн лямбда различных областей спектра электромагнитного излучения, а также частоты v в герцах и энергии квантов hv в электронвольтах).
Как показывает табл. 2, видимая область, имея протяженность немного менее октавы, составляет весьма небольшую часть всего спектра электромагнитного излучения, простирающегося от гамма-лучей с длиной волны в тысячные доли нанометра до метровых радиоволн, более чем на 46 октав. Солнце излучает практически во всем этом гигантском диапазоне длин волн, и в солнечной постоянной должна учитываться, как уже сказано, энергия всего спектра. Наиболее подходящими для этой цели являются тепловые приемники, например, термоэлементы и болометры, в которых измеряемое излучение превращается в тепло, а показания прибора зависят от количества этого тепла, т. е. в конечном счете - от мощности падающего излучения, но не от его спектрального состава.
Остроумно устроен компенсационный пиргелиометр Ангстрема, изобретенный в 1895 г. и получивший (с непринципиальными усовершенствованиями) широкое распространение. Представьте себе две рядом стоящие одинаковые пластинки (из манганина). Обе они покрыты платиновой чернью или специальным черным лаком. Одна из них освещается и нагревается солнечными лучами, а другая закрыта шторкой. Через затененную пластинку пропускается электрический ток такой силы (регулируется реостатом), чтобы ее температура была равна температуре освещенной пластинки. Мощность тока, необходимая для компенсации солнечного нагрева (отсюда и название прибора - компенсационный пиргелиометр) является мерой мощности падающего излучения.
Достоинство пиргелиометра Ангстрема в его простоте, надежности и хорошей воспроизводимости показаний. Именно поэтому он уже более 85 лет применяется в разных странах. Тем не менее измерения с ним нуждаются во внесении некоторых небольших, но трудноопределяемых поправок. Прежде всего никакое чернение (в том числе сажей, платиновой чернью и т. д.) не обеспечивает полного поглощения падающих лучей. Какая-то доля их (порядка 1,5-2%) отражается, причем эта доля может меняться с длиной волны. В связи с этим в последние два десятилетия разработаны полостные приборы. Схема одного из них (пиргелиометр ПАКРАД-3, серийно выпускаемый фирмой «Лаборатория Эппли», США), приведена на рис. 1.
В верхнюю приемную полость l , образованную цилиндром 2, конусом 3 с двойными стенками и усеченным конусом 4, солнечные лучи попадают через прецизионную диафрагму 5. Термобатарея 6 позволяет определить повышение температуры в верхней конструкции по сравнению с аналогичными точками нижней, устроенной в точности так же, как и верхняя (только конус в ней развернут на 180° для компактности). Мощность поглощаемого излучения равна мощности тока, который необходимо пропустить по обмотке 7, чтобы при закрытой диафрагме 5 вызвать равное повышение температуры.
Поскольку солнечные лучи могут выйти из полости 1 только после нескольких отражений, полость, зачерненная изнутри таким же лаком, что и пластинки пиргелиометра Ангстрема, обладает большим коэффициентом поглощения. Он составляет 0,997-0,998, а в отдельных случаях доходит до 0,9995. В этом преимущество полостных приборов, получающих широкое распространение.
Вторая трудность определения солнечной постоянной порождается земной атмосферой. Последняя ослабляет любое излучение, причем ослабление сильно зависит от длины волны. Синие и фиолетовые лучи ослабляются значительно больше, чем красные, и еще сильнее ослабляются ультрафиолетовые. Излучение с длиной волны меньше 300 нм вообще полностью задерживается земной атмосферой, как и большая часть инфракрасных лучей. К тому же оптические свойства атмосферы крайне непостоянны даже при ясной безоблачной погоде.
Из-за того что лучи разных длин волн ослабляются атмосферой по-разному, коэффициент прозрачности нельзя найти, проводя наблюдения в «белом свете» на приборах типа пиргелиометров, которые регистрируют неразложенное в спектр излучение всех длин волн. Совершенно необходим спектрометрический прибор. Наблюдения на нем позволят определить значения коэффициента прозрачности атмосферы по отдельности для ряда длин волн. Только после этого можно вычислить по ним поправку за атмосферу к показаниям пиргелиометра.
Все это очень осложняет определение солнечной постоянной с поверхности Земли. Не удивительно, что наблюдения, сделанные, например, в прошлом столетии, имели низкую точность, и у разных авторов получались значение, различающиеся в 2 раза и более.
Методически самыми лучшими среди наземных определений по праву считаются работы, начатые в 1900 г. и продолжавшиеся в течение нескольких десятилетий под руководством Ч. Аббота. Они показывали результаты, имевшие разброс 2-3% около среднего значения. Сам Аббот интерпретировал этот разброс как реальные изменения солнечного излучения. Однако впоследствии более рафинированный анализ этих же самых наблюдений показал, что разброс порожден ошибками, связанными прежде всего с недостаточным учетом нестабильностей земной атмосферы.
Между тем для метеорологии и ряда других наук о Земле, а также для астрофизики (в частности, физики планет) необходимы как более точное знание этой величины, так и решение вопроса о том, является ли солнечная постоянная действительно постоянной, т. е. происходят ли и в каких пределах возможные колебания солнечного излучения.
Наиболее кардинальное решение проблемы дает использование искусственных спутников Земли. Спутники, предназначенные как раз для измерения солнечной постоянной, регулярно «работают» последние 10-12 лет. Вынос приборов за пределы атмосферы (конечно, наряду с усовершенствованием самих приборов) позволяет определять потоки солнечного излучения с невиданной ранее точностью - абсолютное значение до 0,3%, а возможные колебания до 0,001% от среднего значения. Тем не менее, несмотря на достигнутую точность, проблема колебаний солнечной постоянной до конца не решена. Установлено только, что их амплитуда (если они существуют) не более 0,1-0,2%. Не вдаваясь дальше в дискуссию о стабильности солнечного излучения, отметим, что с точностью до 1 % солнечная постоянная составляет 137 мВт/см 2 , или 1,96 кал (см 2 мин) -1 .
Зная величину солнечной постоянной, мы можем получить интересные данные. Рассмотрим некоторый участок земной поверхности и примем, что угол падения солнечных лучей на него равен 60° (высота Солнца над горизонтом 30°). В этом случае, довольно типичном для условий средних широт, до поверхности Земли дойдет примерно 65% от полного потока излучения Солнца, остальное будет задержано атмосферой. Освещенность земной поверхности нужно еще уменьшить вдвое из-за наклонного падения лучей. Легко подсчитать, что при этих условиях на участок размером 5×10 км (равный площади среднего города) от Солнца поступает мощность в 22 млн. кВт, т. е. больше, чем будет давать весь комплекс 5 электростанций, строящихся в Экибастузе. Далее, зная радиус земного шара, равный 6,371 10 8 см, легко найти площадь «поперечного сечения» Земли (1,275 10 18 см 2) и подсчитать, что мощность солнечного излучения, падающего на всю освещенную Солнцем половину земной поверхности, составляет огромную величину - около 1,7 10 14 кВт. Чтобы представить ее более наглядно, достаточно сказать, что солнечной энергии, падающей на дневную полусферу Земли, достаточно, чтобы за 1 с растопить глыбу льда объемом 0,56 км 3 (длиной и шириной 1 км и высотой 560 м) или за 4 ч нагреть от 0 до 100° С и вслед за тем испарить столько воды, сколько ее имеется в Ладожском озере (908 км 3). Наконец, за 26 сут Солнце посылает на Землю энергии больше, чем ее содержатся во всех разведанных и прогнозируемых запасах угля, нефти и газа и других видов ископаемых топлив. Эти запасы оцениваются в 13 10 12 т так называемого условного топлива (т. е. топлива с теплотворной способностью 7000 кал/г, или 29,3 10 6 Дж/кг).
Энергетика всех явлений погоды, всех природных процессов, происходящих в земных атмосфере и гидросфере, таких, как ветер, испарение океанов, перенос влаги облаками, осадки, ручьи и реки и океанические течения, движение ледников - все это в основном преобразованная энергия солнечного излучения, упавшего на Землю. Развитие биосферы определяется теплом и светом, поэтому некоторые виды топлив, а также вся наша пища, по образному выражению К. А. Тимирязева, «есть консерв солнечных лучей».
Приведем еще одну цифру. Среднее расстояние Земли от Солнца (или большая полуось земной орбиты) составляет 149,6 10 6 км. Отсюда полная светимость Солнца равна 3,82 10 23 кВт, или 3,82 10 33 эрг/с; эта величина почти на 17 порядков превосходит мощность крупнейших технических энергоустановок, таких, как наши крупнейшие гидро- и тепловые электростанции.
Звезды выбрасывают в открытый космос громадное количество , почти полностью представленной разными видами лучей. Суммарная энергия излучения светила, испускаемая за отрезок времени - это и есть светимость звезды. Показатель светимости очень важен для изучения светил, поскольку зависит от всех характеристик звезды.
Первое, что стоит отметить, говоря о светимости звезды - ее легко спутать с другими параметрами светила. Но в деле все очень просто - надо только знать, за что отвечает каждая характеристика.
Светимость звезды (L) отражает в первую очередь количество энергии, излучаемой звездой - и потому измеряется в ваттах, как и любая другая количественная характеристика энергии. Это объективная величина: она не меняется при перемещении наблюдателя. У этот параметр составляет 3,82 × 10 26 Вт. Показатель яркости нашего светила часто используется для измерения светимости других звезд, что куда удобнее для сопоставления - тогда он отмечается как L ☉ , (☉- это графический символ Солнца.)
Очевидно, что наиболее информативной и универсальной характеристикой среди вышеперечисленных является светимость. Так как этот параметр отображает интенсивность излучения звезды наиболее подробно, с его помощью можно узнать многие характеристики звезды - от размера и массы до интенсивности .
Светимость от А до Я
Источник излучения в звезде искать долго не приходится. Вся энергия, которая может покинуть светило, создается в процессе термоядерных реакций синтеза в . Атомы водорода, сливаясь под давлением гравитации в гелий, высвобождают громадное количество энергии. А в звездах помассивнее «горит» не только водород, но и гелий - порой даже более массивные элементы, вплоть до железа. Энергии тогда получается в разы больше.
Количество энергии, выделяемой во время ядерной реакции, напрямую зависит от - чем она больше, тем сильнее гравитация сжимает ядро светила, и тем больше водорода одновременно превращается в гелий. Но не одна ядерная энергия определяет светимость звезды - ведь ее надо еще излучать наружу.
И тут вступает в игру площадь излучения. Ее влияние в процессе передачи энергии очень велико, что легко проверяется даже в быту. Лампа накаливания, нить которой нагревается до 2800 °C, за 8 часов работы существенно не изменит температуру в помещении - а обычная батарея температурой в 50–80 °C сумеет прогреть комнату до ощутимой духоты. Разницу в эффективности обуславливают отличия в количестве поверхности, излучающей энергию.
Соотношение площади ядра звезды и ее часто бывает соизмеримо с пропорциями нити лампочки и батареи - поперечник ядра может составлять всего одну десятитысячную общего диаметра звезды. Таким образом, на светимость звезды серьезно влияет площадь ее излучающей поверхности - то есть поверхности самой звезды. Температура тут оказывается не столь существенной. Накал поверхности звезды на 40% меньше температуры фотосферы Солнца - но из-за больших размеров, ее светимость превышает солнечную в 150 раз.
Получается, в вычислениях светимости звезды роль размеров важнее и энергии ядра? На самом деле нет. Голубые гиганты с высокой светимостью и температурой обладают схожей светимостью с красными сверхгигантами, которые намного больше размерами. Кроме того, самая массивная и одна из наиболее горячих звезд, обладает самой высокой яркостью среди всех известных звезд. До открытия нового рекордсмена, это ставит точку в дискуссии о наиболее важном для светимости параметре.
Использование светимости в астрономии
Таким образом, светимость достаточно точно отражает как и энергию звезды, так и площадь ее поверхности - поэтому она задействована во многих классификационных диаграммах, используемых астрономами для сравнения звезд. Среди них стоить выделить диаграмму
Для представления светимости звёзд. Равна светимости Солнца , составляющей 3,827 × 10 26 Вт или 3,827 × 10 33 Эрг /с.
Расчёт константы
Вы можете рассчитать количество солнечной энергии, попадающей на Землю, путём сравнения площади сферы с радиусом, равным расстоянию Земли от Солнца (центр находится в звезде) и площади сечения, сделанного таким образом, чтобы ось вращения планеты принадлежала плоскости сечения.
- Радиус Земли - 6.378 км.
- Площадь сечения Земли: S Земля = π×радиус² = 128.000.000 км²
- Среднее расстояние до Солнца: R Солнце = 150.000.000 км. (1 а.е.)
- Площадь сферы: S Солнце = 4×π×R Солнце ² = 2,82×10 17 км².
- Количество энергии в единицу времени, попадающей на Землю: P Земля = P Солнце × S Земля /S Солнце = 1,77×10 17 Вт.
- Количество энергии (в единицу времени)на квадратный метр: P Земля /S Земля = 1387 Вт/м² (Солнечная постоянная)
- Человечество примерно потребляет 12×10 12 Вт. Какая площадь необходима для обеспечения энергопотребления? Лучшие солнечные батареи имеют КПД около 33 %. Необходимая площадь составляет 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 м² = 26000 км², или квадрат ~160×160 км. (На самом деле требуется бо́льшая площадь, так как солнце не всегда находится в зените и, к тому же, некоторая часть излучения рассеивается облаками и атмосферой .)
Ссылки
- I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars ". The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.
Wikimedia Foundation . 2010 .
Смотреть что такое "Светимость Солнца" в других словарях:
В астрономии полная энергия, излучаемая источником в единицу времени (в абсолютных единицах или в единицах светимости Солнца; светимость Солнца = 3,86·1033 эрг/с). Иногда говорят не о полной С., а о С. в некотором диапазоне длин волн. Напр., в… … Астрономический словарь
Светимость термин, используемый для именования некоторых физических величин. Содержание 1 Фотометрическая светимость 2 Cветимость небесного тела … Википедия
Светимость звезды, сила света звезды, т. е. величина излучаемого звездой светового потока, заключённого в единичном телесном угле. Термин «светимость звезды» не соответствует термину «светимость» общей фотометрии. С. звезды может относиться как к … Большая советская энциклопедия
В точке поверхности. одна из световых величин, отношение светового потока, исходящего от элемента поверхности, к площади этого элемента. Единица С. (СИ) люмен с квадратного метра (лм/м2). Аналогичная величина в системе энергетич. величин наз.… … Физическая энциклопедия
СВЕТИМОСТЬ, абсолютная яркость ЗВЕЗДЫ количество энергии, излучаемой ее поверхностью в секунду. Выражается в ваттах (джоулях в секунду) или в единицах измерения яркости Солнца. Болометрическая светимость измеряет общую мощность света звезды на… … Научно-технический энциклопедический словарь
СВЕТИМОСТЬ, 1) в астрономии полное количество энергии, испускаемое космическим объектом в единицу времени. Иногда говорят о светимости в некотором диапазоне длин волн, например радиосветимость. Обычно измеряется в эрг/с, Вт или в единицах… … Современная энциклопедия Википедия