質量輝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学の法則です。 主系列星の場合、平均関係はL = M ^3.5で与えられます。ここで、Lは太陽の光度単位での光度、Mは太陽の質量で測定された星の質量です。 主系列星は、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ているグラフです。 既知の星の大部分は、光度の高い熱い星から光度の低い冷たい星までの範囲に分類されます。 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源であることが判明する前に開発されましたが、HRDは星の熱力学的特性を導き出すための理論的な手がかりを提供しました。

イギリスの天体物理学者アーサー・エディントンは、HRDの質量光度関係の発展に基づいています。 彼のアプローチは、星を理想的なガスで構成されているかのように考えました。理想的なガスは、計算を簡素化する理論的な構成です。 星は黒体、または完全な放射体とも見なされていました。 ステファン・ボルツマンの法則を使用して、その表面積、したがってその体積に対する星の光度を推定できます。

静水圧平衡下では、重力による星のガスの圧縮は、ガスの内部圧力によってバランスがとられ、球を形成します。 理想的なガスで構成された星など、質量が等しい物体の球体の場合、ビリアル定理は、体の全ポテンシャルエネルギーの推定値を提供します。 この値を使用して、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ことができます。

質量光度関係のエディントンの理論的近似は、近くの連星の測定によって独立して検証されました。 星の質量は、軌道の検査とケプラーの法則によって確立された距離から決定できます。 それらの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。

質量輝度関係を使用して、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。 質量の近似がケプラーの法則で使用されて星間の距離が得られる場合、反復手法が適用されます。 物体が空に広がる弧と、2つの物体を隔てるおおよその距離は、地球からの距離の初期値をもたらします。 この値とその見かけの大きさから、その光度を決定でき、質量の光度関係により、その質量を決定できます。 次に、質量の値を使用して星を分離する距離を再計算し、目的の精度が達成されるまでプロセスを繰り返します