Qual è la relazione di luminosità di massa?
La relazione di luminosità di massa è una legge astrofisica che collega la luminosità o la luminosità delle stelle con la sua massa.Per le stelle della sequenza principale, la relazione media è data da l ' m 3,5 , dove L è la luminosità nelle unità di luminosità solare e M è la massa stelle misurata nelle masse solari.Le stelle della sequenza principale rappresentano circa il 90% delle stelle conosciute.Un piccolo aumento della massa provoca un grande aumento della luminosità delle stelle.
Un diagramma Hertzsprung-Russell (HRD) è un grafico in cui viene tracciata la luminosità di una stella rispetto alla sua temperatura superficiale.La stragrande maggioranza delle stelle conosciute cade in una banda che va da stelle calde con alta luminosità a stelle fresche con bassa luminosità.Questa band è definita la sequenza principale.Sebbene sviluppato prima che la fusione nucleare fosse la fonte di un'energia di stelle, l'HRD ha fornito indizi teorici per derivare le proprietà termodinamiche di una stella.
Astrofisico inglese Arthur Eddington ha basato il suo sviluppo della relazione di luminosità di massa sull'HRD.Il suo approccio considerava le stelle come se fossero composte da un gas ideale, un costrutto teorico che semplifica il calcolo.Una stella era anche considerata un corpo nero o un perfetto emettitore di radiazioni.Usando la legge di Stefan-Boltzmann, la luminosità di una stella rispetto alla sua superficie e quindi il suo volume può essere stimato.una sfera.Per un volume sferico di oggetti di massa uguale, come una stella composta da un gas ideale, il teorema viriale fornisce una stima dell'energia potenziale totale del corpo.Questo valore può essere usato per derivare la massa approssimativa di una stella e mettere in relazione questo valore con la sua luminosità.
Eddingtons Approssimazione teorica per la relazione di luminosità di massa è stata verificata indipendentemente dalla misurazione delle stelle binarie vicine.La massa delle stelle può essere determinata da un esame delle loro orbite e dalla loro distanza stabilita dalle leggi di Keplers.Una volta nota la loro distanza e la luminosità apparente, è possibile calcolare la luminosità.
La relazione di luminosità di massa può essere usata per trovare la distanza di binari che sono troppo lontani per la misurazione ottica.Viene applicata una tecnica iterativa in cui viene utilizzata un'approssimazione della massa nelle leggi di Keplers per produrre una distanza tra le stelle.L'arco i corpi si sotono nel cielo e la distanza approssimativa che separa i due producono un valore iniziale per la loro distanza dalla terra.Da questo valore e dalla loro apparente grandezza, la loro luminosità può essere determinata e, per mezzo della relazione di luminosità di massa, le loro masse.Il valore per la massa viene quindi utilizzato per ricalcolare la distanza che separa le stelle e il processo viene ripetuto fino a raggiungere l'accuratezza desiderata