¿Cuál es la relación de luminosidad de masa?
La relación de luminosidad de masa es una ley astrofísica que relaciona la luminosidad o brillo de una estrella con su masa. Para las estrellas de secuencia principal, la relación promedio viene dada por L = M
Un diagrama Hertzsprung-Russell (HRD) es un gráfico donde la luminosidad de una estrella se traza en relación con la temperatura de su superficie. La gran mayoría de las estrellas conocidas caen en una banda que va desde estrellas calientes con alta luminosidad hasta estrellas enfriadas con baja luminosidad. Esta banda se conoce como la secuencia principal. Aunque se desarrolló antes de que la fusión nuclear fuera la fuente de la energía de una estrella, la DRH proporcionó pistas teóricas para derivar las propiedades termodinámicas de una estrella.
El astrofísico inglés Arthur Eddington basó su DeveloPMent de la relación de luminosidad de masa en el HRD. Su enfoque consideró estrellas como si estuvieran compuestos por un gas ideal, una construcción teórica que simplifica el cálculo. También se consideró una estrella como un cuerpo negro, o un emisor perfecto de radiación. Usando la ley Stefan-Boltzmann, la luminosidad de una estrella en relación con su área de superficie y, por lo tanto, se puede estimar su volumen.
Bajo equilibrio hidrostático, la compresión del gas de una estrella debido a la gravedad se equilibra con la presión interna del gas, formando una esfera. Para un volumen esférico de objetos de masa igual, como una estrella compuesta por un gas ideal, el teorema virial proporciona una estimación de la energía potencial total del cuerpo. Este valor se puede utilizar para derivar la masa aproximada de una estrella y relacionar este valor con su luminosidad.
La aproximación teórica de Eddington para la relación de luminosidad de masa se verificó de forma independientepor la medición de estrellas binarias cercanas. La masa de las estrellas se puede determinar a partir de un examen de sus órbitas y su distancia establecida por las leyes de Kepler. Una vez que se conoce su distancia y brillo aparente, se puede calcular la luminosidad.
La relación de luminosidad de masa se puede usar para encontrar una distancia de binarios que están demasiado lejos para la medición óptica. Se aplica una técnica iterativa cuando se usa una aproximación de masa en las leyes de Kepler para producir una distancia entre las estrellas. El arco de los cuerpos subtenden en el cielo y la distancia aproximada que separa los dos produce un valor inicial para su distancia desde la tierra. A partir de este valor y su aparente magnitud, su luminosidad se puede determinar y, por medio de la relación de luminosidad de masa, sus masas. El valor para la masa se usa para recalcular la distancia que separa las estrellas y el proceso se repite hasta que se logra la precisión deseada