Mi a tömeges fényességi kapcsolat?
A tömeges fényességi kapcsolat egy asztrofizikai törvény, amely a csillag fényerejét vagy fényességét a tömegéhez kapcsolja.A fő szekvenciacsillagok esetében az átlagos összefüggést l ' m 3,5 , ahol L a napfényvilágossági egységek fényessége, és m a csillag tömege a napenergia tömegében.A fő szekvenciacsillagok az ismert csillagok kb. 90% -át teszik ki.A tömeg kis növekedése a csillag fényességének jelentős növekedését eredményezi.
A HertzsPrung-Russell diagram (HRD) egy olyan grafikon, ahol a csillag fényerejét a felületi hőmérsékletéhez viszonyítva ábrázolják.Az ismert csillagok túlnyomó többsége egy olyan zenekarba esik, amely a forró csillagoktól, a nagy fényerővel, a hűvös csillagokig, alacsony fényerővel.Ezt a sávot a fő sorozatnak nevezik.Noha a nukleáris fúzió előtt kimutatták, hogy a csillag energiájának forrása, a HRD elméleti nyomokat adott a csillag termodinamikai tulajdonságainak kiszámításához.A megközelítése olyan csillagokat tekintett, mintha egy ideális gázból állnának, egy elméleti konstrukcióból, amely egyszerűsíti a számítást.A csillagot fekete testnek vagy tökéletes sugárzási emitternek is tekintették.A Stefan-Boltzmann törvény alkalmazásával a csillag fényereje a felületéhez viszonyítva, és így annak térfogatát meg lehet becsülni.egy gömb.Az egyenlő tömeges objektumok gömb alakú térfogatához, például egy ideális gázból álló csillag esetében a virialis tétel becslést ad a test teljes potenciális energiájáról.Ez az érték felhasználható egy csillag hozzávetőleges tömegének kiszámítására, és ezt az értéket a fényességhez kapcsolja.
Eddington elméleti közelítését a tömeges fényességi viszonyhoz a közeli bináris csillagok mérésével függetlenül igazolták.A csillagok tömege meghatározható pályájuk vizsgálatából és a Kepler törvényei által megállapított távolságból.Miután a távolság és a látszólagos fényerő ismert, kiszámítható a fényesség.Az iteratív technikát alkalmazzák, ha a Kepler törvényeiben a tömeg közelítését használják a csillagok közötti távolság elérésére.Az ív A testek az égen alávetik, és a kettő elválasztó hozzávetőleges távolság kezdeti értéket eredményez a Földtől való távolságukhoz.Ebből az értékből és látszólagos nagyságból származó fényességük meghatározható, és a tömeg fényességi viszonyával tömegükkel.A tömeg értékét ezután a csillagok elválasztó távolság újraszámításához használják, és a folyamatot megismételik, amíg a kívánt pontosság el nem éri.