Ποια είναι η σχέση μαζικής φωτεινότητας;
Η σχέση μάζας φωτεινότητας είναι ένας αστροφυσικός νόμος που σχετίζεται με τη φωτεινότητα ενός αστεριού ή τη φωτεινότητα, στη μάζα του.Για τα αστέρια της κύριας αλληλουχίας, η μέση σχέση δίνεται από L ' M 3,5 , όπου L είναι η φωτεινότητα στις μονάδες ηλιακής φωτεινότητας και το Μ είναι η μάζα του αστεριού που μετράται σε ηλιακές μάζες.Τα κύρια αστέρια ακολουθίας αντιπροσωπεύουν περίπου το 90% των γνωστών αστεριών.Μια μικρή αύξηση της μάζας έχει ως αποτέλεσμα μια μεγάλη αύξηση της φωτεινότητας ενός αστεριού. Το διάγραμμα Hertzsprung-Russell (HRD) είναι ένα γράφημα όπου η φωτεινότητα ενός αστεριού απεικονίζεται σε σχέση με τη θερμοκρασία της επιφάνειας του.Η συντριπτική πλειοψηφία των γνωστών αστεριών πέφτει σε μια μπάντα που κυμαίνεται από τα Hot Stars με υψηλή φωτεινότητα έως τα δροσερά αστέρια με χαμηλή φωτεινότητα.Αυτή η μπάντα αναφέρεται ως η κύρια ακολουθία.Παρόλο που αναπτύχθηκε πριν από την πυρηνική σύντηξη βρέθηκε να είναι η πηγή της ενέργειας ενός αστεριού, το HRD παρείχε θεωρητικές ενδείξεις για την εξαγωγή των θερμοδυναμικών ιδιοτήτων ενός αστεριού.
Αγγλικός αστροφυσικός Arthur Eddington με βάση την ανάπτυξη της σχέσης μάζας φωτεινότητας στον Ανθρώπινο ΧρΜd.Η προσέγγισή του θεωρούσε τα αστέρια σαν να αποτελούνται από ένα ιδανικό αέριο, ένα θεωρητικό κατασκεύασμα που απλοποιεί τον υπολογισμό.Ένα αστέρι θεωρήθηκε επίσης ότι ήταν ένα μαύρο σώμα ή ένας τέλειος εκπομπός ακτινοβολίας.Χρησιμοποιώντας το νόμο Stefan-Boltzmann, η φωτεινότητα ενός αστέρι σε σχέση με την επιφάνεια του και έτσι ο όγκος του μπορεί να εκτιμηθεί.μια σφαίρα.Για έναν σφαιρικό όγκο ίσων αντικειμένων μάζας, όπως ένα αστέρι που αποτελείται από ένα ιδανικό αέριο, το θεώρημα του ιού παρέχει μια εκτίμηση της συνολικής δυνητικής ενέργειας του σώματος.Αυτή η τιμή μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να αντλήσει την κατά προσέγγιση μάζα ενός αστεριού και να συσχετίσει αυτή την τιμή με τη φωτεινότητα της.
Η θεωρητική προσέγγιση του Eddington για τη σχέση μάζας φωτεινότητας επαληθεύτηκε ανεξάρτητα από τη μέτρηση των κοντινών δυαδικών αστεριών.Η μάζα των αστεριών μπορεί να καθοριστεί από την εξέταση των τροχιών τους και η απόσταση τους που καθορίζονται από τους νόμους του Kepler.Μόλις είναι γνωστή η απόσταση και η φαινομενική φωτεινότητα τους, μπορεί να υπολογιστεί η φωτεινότητα.
Η σχέση μάζας φωτεινότητας μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να βρεθεί απόσταση των δυαδικών ψηφίων που είναι πολύ μακριά για οπτική μέτρηση.Εφαρμόζεται μια επαναληπτική τεχνική όπου χρησιμοποιείται μια προσέγγιση μάζας στους νόμους του Kepler για να αποδώσει μια απόσταση μεταξύ των αστεριών.Το τόξο τα σώματα υποθέτουν στον ουρανό και η κατά προσέγγιση απόσταση που χωρίζει τις δύο αποδίδουν μια αρχική τιμή για την απόσταση τους από τη γη.Από αυτή την τιμή και το φαινόμενο μέγεθος τους, η φωτεινότητα τους μπορεί να προσδιοριστεί και, μέσω της σχέσης μάζας φωτεινότητας, των μάζες τους.Στη συνέχεια, η τιμή για τη μάζα χρησιμοποιείται για τον εκ νέου υπολογισμό της απόστασης που διαχωρίζει τα αστέρια και η διαδικασία επαναλαμβάνεται μέχρι να επιτευχθεί η επιθυμητή ακρίβεια