Hvad er relationen til masseluminitet?
Masselysinitetsforholdet er en astrofysisk lov, der vedrører en stjerners lysstyrke eller lysstyrke til dens masse. For hovedsekvensstjerner er det gennemsnitlige forhold givet ved L = M 3,5 , hvor L er lysstyrken i sollysens enhedsenheder, og M er stjernens masse målt i solmasser. Hovedsekvensstjerner tegner sig for ca. 90% af de kendte stjerner. En lille stigning i masse resulterer i en stor stigning i en stjerners lysstyrke.
Et Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) er en graf, hvor en stjernes lysstyrke er afbildet i forhold til dens overfladetemperatur. Langt de fleste af de kendte stjerner falder i et bånd, der spænder fra varme stjerner med høj lysstyrke til kølige stjerner med lav lysstyrke. Dette bånd kaldes hovedsekvensen. Skønt det blev fundet, at det blev udviklet inden nuklear fusion at være kilden til en stjernens energi, tilvejebragte HRD teoretiske ledetråde til at udlede en stjernes termodynamiske egenskaber.
Den engelske astrofysiker Arthur Eddington baserede sin udvikling af masseluminitetsrelationen på HRD. Hans tilgang betragtede stjerner som om de var sammensat af en ideel gas, en teoretisk konstruktion, der forenkler beregningen. En stjerne blev også betragtet som en sort krop eller en perfekt udsendelse af stråling. Ved hjælp af Stefan-Boltzmann-loven kan en stjerners lysstyrke i forhold til dens overfladeareal og dermed dens volumen estimeres.
Under hydrostatisk ligevægt er komprimering af en stjernes gas på grund af tyngdekraft afbalanceret af det indre tryk i gassen og danner en kugle. For et sfærisk volumen af objekter med samme masse, såsom en stjerne sammensat af en ideel gas, giver den virale teorem et estimat af kroppens samlede potentielle energi. Denne værdi kan bruges til at udlede den omtrentlige masse af en stjerne og relatere denne værdi til dens lysstyrke.
Eddingtons teoretiske tilnærmelse til masseluminositetsforholdet blev verificeret uafhængigt ved måling af nærliggende binære stjerner. Stjernenes masse kan bestemmes ud fra en undersøgelse af deres baner og deres afstand fastlagt ved Keplers love. Når deres afstand og tilsyneladende lysstyrke er kendt, kan lysstyrken beregnes.
Masselysinitetsforholdet kan bruges til at finde afstanden til binære filer, der er for langt væk til optisk måling. En iterativ teknik anvendes, hvor en tilnærmelse af masse bruges i Keplers love for at give en afstand mellem stjernerne. Buen legemerne subjekter på himlen og den omtrentlige afstand, der adskiller de to, giver en startværdi for deres afstand fra jorden. Fra denne værdi og deres tilsyneladende størrelse kan deres lysstyrke bestemmes og ved hjælp af masseluminitetsforholdet deres masser. Værdien for masse bruges derefter til at beregne den afstand, der adskiller stjernerne, og processen gentages, indtil den ønskede nøjagtighed er opnået