Quelle est la relation de luminosité de masse?

La relation de luminosité de masse est une loi astrophysique reliant la luminosité ou la luminosité d'une étoile à sa masse. Pour les étoiles de séquence principale, la relation moyenne est donnée par l = m ^3,5 , où l est la luminosité dans les unités de luminosité solaire et m est la masse de l'étoile mesurée dans les masses solaires. Les étoiles de séquence principale représentent environ 90% des étoiles connues. Une petite augmentation de la masse entraîne une forte augmentation de la luminosité d'une étoile.

Un diagramme Hertzsprung-Russell (HRD) est un graphique où la luminosité d'une étoile est tracée par rapport à sa température de surface. La grande majorité des étoiles connues tombent dans un groupe allant des étoiles chaudes avec une grande luminosité aux étoiles fraîches à faible luminosité. Cette bande est appelée séquence principale. Bien que développé avant la fusion nucléaire qui s'est avérée être la source de l'énergie d'une étoile, le HRD a fourni des indices théoriques pour dériver les propriétés thermodynamiques d'une étoile.

L'astrophysicien anglais Arthur Eddington a basé son développementPment de la relation de luminosité de masse sur le HRD. Son approche considérait les étoiles comme si elles étaient composées d'un gaz idéal, une construction théorique qui simplifie le calcul. Une étoile était également considérée comme un corps noir, ou un émetteur de rayonnement parfait. En utilisant la loi Stefan-Boltzmann, la luminosité d'une étoile par rapport à sa surface et donc son volume peut être estimée.

Sous l'équilibre hydrostatique, la compression du gaz d'une étoile due à la gravité est équilibrée par la pression interne du gaz, formant une sphère. Pour un volume sphérique d'objets de masse égaux, comme une étoile composée d'un gaz idéal, le théorème virial fournit une estimation de l'énergie potentielle totale du corps. Cette valeur peut être utilisée pour dériver la masse approximative d'une étoile et relier cette valeur à sa luminosité.

L'approximation théorique d'Eddington pour la relation de luminosité de masse a été vérifiée indépendammentpar la mesure des étoiles binaires voisines. La masse des étoiles peut être déterminée à partir d'un examen de leurs orbites et de leur distance établie par les lois de Kepler. Une fois que leur distance et leur luminosité apparente sont connues, la luminosité peut être calculée.

La relation de luminosité de masse peut être utilisée pour trouver la distance de binaires trop éloignés pour la mesure optique. Une technique itérative est appliquée lorsqu'une approximation de la masse est utilisée dans les lois de Kepler pour donner une distance entre les étoiles. L'arc Les corps sous-tendent dans le ciel et la distance approximative séparant les deux donnent une valeur initiale pour leur distance de la Terre. De cette valeur et de leur ampleur apparente, leur luminosité peut être déterminée et, au moyen de la relation de luminosité de masse, leurs masses. La valeur de la masse est ensuite utilisée pour recalculer la distance séparant les étoiles et le processus est répété jusqu'à ce que la précision souhaitée soit obtenue