質量光度関係とは何ですか？

質量光度関係は、星の光度、または明るさをその質量に関連付ける天体物理法則です。メインシーケンススターの場合、平均関係は l = m ^3.5 で与えられます。ここで、Lは太陽光ユニットの光度、Mは太陽質量で測定された星の質量です。メインシーケンススターは、既知の星の約90％を占めています。質量がわずかに増加すると、星の光度が大幅に増加します。

hertzsprung-russellダイアグラム（HRD）は、星の光度がその表面温度に対してプロットされるグラフです。既知の星の大多数は、高光度のホットスターから低光度のクールな星に至るまでのバンドに該当します。このバンドはメインシーケンスと呼ばれます。核融合が星のエネルギーの原因であることがわかったが、HRDは星の熱力学的特性を導出するための理論的手がかりを提供した。

英語の天体物理学者アーサー・エディントンは彼のデベロに基づいていますHRD上の質量光度関係のペン剤。彼のアプローチは、星が理想的なガスで構成されているかのように、計算を簡素化する理論的な構造であるかのように考えました。星はまた、黒体、または完全な放射線のエミッターであると考えられていました。 Stefan-Boltzmannの法則を使用して、その表面積に対する星の光度、したがってその体積を推定できます。

静水圧平衡下では、重力による星のガスの圧縮は、ガスの内圧によってバランスが取れており、球体が形成されます。理想的なガスで構成される星などの等しい質量物体の球形の量の場合、ビリアル定理は身体の総ポテンシャルエネルギーの推定値を提供します。 この値は、星のおおよその質量を導き出し、この値をその光度に関連付けるために使用できます。

質量光度関係のエディントンの理論的近似は独立して検証されました近くのバイナリ星の測定によって。 星の質量は、軌道の調査から、ケプラーの法律によって確立された距離から決定することができます。距離と見かけの明るさがわかったら、光度を計算できます。

質量光度関係を使用して、光学測定には遠すぎるバイナリの距離を見つけることができます。ケプラーの法則で質量の近似が使用され、星間の距離を積むために質量の近似が使用される場合、反復手法が適用されます。弧は空に沈み、2つを分離するおおよその距離が地球からの距離の初期値を生成します。この値とそれらの見かけの大きさから、それらの光度は決定することができ、質量の光度関係により、彼らの質量を決定できます。その後、質量の値は星を分離する距離を再計算するために使用され、プロセスは望ましい精度が達成されるまで繰り返されます