질량 광도 관계는 무엇입니까?
대량의 광도 관계는 별의 광도 또는 밝기를 질량과 관련된 천체 물리학 법입니다. 주요 시퀀스 별의 경우, 평균 관계는 l = m
Hertzsprung-Russell 다이어그램 (HRD)은 표면 온도에 비해 별의 광도가 표시되는 그래프입니다. 알려진 별의 대다수는 광도가 높은 뜨거운 별에서 낮은 광도가있는 냉각 된 별에 이르기까지 밴드에 속합니다. 이 밴드를 주요 순서라고합니다. 핵 융합 전에 개발 된 것이 별의 에너지의 원천 인 것으로 밝혀졌지만, HRD는 별의 열역학적 특성을 도출하기위한 이론적 단서를 제공했다.
영어 천체 물리학자인 Arthur Eddington은 그의 데브로를 기반으로합니다HRD에서 질량 광도 관계의 pment. 그의 접근법은 마치 계산을 단순화하는 이론적 구조 인 이상적인 가스로 구성된 것처럼 별을 간주했습니다. 별은 또한 흑체 또는 완벽한 방사선에 이민으로 간주되었습니다. Stefan-Boltzmann 법칙을 사용하여 표면적에 대한 별의 광도를 사용하여 부피를 추정 할 수 있습니다.
정수압 평형 하에서, 중력으로 인한 별 가스의 압축은 가스의 내부 압력에 의해 균형을 이루어 구체를 형성한다. 이상적인 가스로 구성된 별과 같은 동일한 질량 물체의 구형 부피의 경우 바이러스 정리는 신체의 총 잠재적 에너지를 추정합니다. 이 값은 별의 대략적인 질량을 도출 하고이 값을 광도와 관련시키는 데 사용될 수 있습니다.
질량 광도 관계에 대한 Eddington의 이론적 근사치는 독립적으로 검증되었습니다.근처의 이진 별 측정에 의해. 별의 질량은 궤도를 검토하고 Kepler의 법칙에 의해 확립 된 거리는 결정될 수 있습니다. 거리와 명백한 밝기가 알려지면 광도를 계산할 수 있습니다.
질량 광도 관계는 광학 측정을하기에는 너무 멀리 떨어진 바이너리의 거리를 찾는 데 사용될 수 있습니다. Kepler의 법칙에 질량의 근사가 사용되는 경우 별 사이의 거리를 산출하는 반복 기술이 적용됩니다. 아크는 하늘에서 하늘에서 하위 하위를 하류하고 대략적인 거리는 지구와의 거리에 대한 초기 값을 산출합니다. 이 값과 그들의 명백한 크기로부터, 그들의 광도는 결정될 수 있으며, 질량 광도 관계를 통해 질량이있다. 그런 다음 질량 값은 별을 분리하는 거리를 다시 계산하는 데 사용되며 원하는 정확도가 달성 될 때까지 프로세스가 반복됩니다.