질량 광도 관계 란 무엇입니까?

질량 광도 관계는 별의 광도 또는 밝기와 질량에 관한 천체 물리학 법칙입니다. 주 계열성 별의 경우 평균 관계는 L = M ^3.5로 주어집니다. 여기서 L은 태양 광도 단위의 광도이고 M은 태양 질량으로 측정 된 별의 질량입니다. 주 계열성 별은 알려진 별의 약 90 %를 차지합니다. 질량이 조금만 증가하면 별의 광도가 크게 증가합니다.

Hertzsprung-Russell 다이어그램 (HRD)은 별의 광도가 표면 온도를 기준으로 플롯 된 그래프입니다. 알려진 별의 대부분은 높은 광도를 가진 뜨거운 별에서부터 낮은 광도를 가진 시원한 별에 이르는 밴드에 속합니다. 이 밴드를 메인 시퀀스라고합니다. 핵융합이 별의 에너지 원으로 밝혀지기 전에 개발되었지만 HRD는 별의 열역학적 특성을 도출하기위한 이론적 단서를 제공했습니다.

영국 천체 물리학자인 아서에 딩턴 (Arthur Eddington)은 HRD에 대한 대량 광도 관계의 발전을 기반으로했습니다. 그의 접근법은 별을 이상적인 가스, 계산을 단순화하는 이론적 구성물로 구성된 것처럼 간주했습니다. 별은 또한 흑체 또는 완벽한 방사체로 간주되었습니다. Stefan-Boltzmann 법칙을 사용하여 표면적에 대한 별의 광도 및 그 부피를 추정 할 수 있습니다.

정수압 평형 상태에서 중력으로 인한 별 가스의 압축은 가스의 내부 압력에 의해 균형을 이루어 구를 형성합니다. 이상적인 기체로 구성된 별과 같은 구형 부피의 동일한 질량 물체의 경우, 바이러스 정리는 신체의 총 잠재적 에너지의 추정치를 제공합니다. 이 값은 별의 대략적인 질량을 도출하고이 값을 광도와 연관시키는 데 사용될 수 있습니다.

질량 명도 관계에 대한에 딩턴의 이론적 근사는 근처 이진 별의 측정에 의해 독립적으로 검증되었습니다. 별의 질량은 궤도와 케플러의 법칙에 의해 설정된 거리를 검사하여 결정할 수 있습니다. 일단 거리와 겉보기 밝기가 알려지면 광도를 계산할 수 있습니다.

질량 광도 관계는 광학 측정을 위해 너무 멀리있는 이진 거리를 찾는 데 사용할 수 있습니다. 케플러의 법칙에서 질량 근사법을 사용하여 별 사이의 거리를 산출하는 반복 기술이 적용됩니다. 시체는 하늘에서 섭니다. 그리고이 둘을 분리하는 대략적인 거리는 지구와의 거리에 대한 초기 값을 산출합니다. 이 값과 그들의 명백한 크기로부터, 그들의 광도 및 질량 광도 관계에 의해 그들의 질량이 결정될 수있다. 질량 값은 별을 분리하는 거리를 다시 계산하는 데 사용되며 원하는 정확도에 도달 할 때까지 프로세스가 반복됩니다.