Hva er masselysthetsforholdet?

Masselysthetsforholdet er en astrofysisk lov som angår en stjerners lysstyrke, eller lysstyrke, til dens masse. For hovedsekvensstjerner er det gjennomsnittlige forholdet gitt av L = M ^3,5 , der L er lysstyrken i sollysens enhet og M er stjernens masse målt i solmasser. Hovedsekvensstjerner utgjør omtrent 90% av kjente stjerner. En liten økning i masse resulterer i en stor økning i en stjerners lysstyrke.

Et Hertzsprung-Russell-diagram (HRD) er en graf der lysstyrken til en stjerne er plottet i forhold til overflatetemperaturen. De aller fleste kjente stjerner faller inn i et band som spenner fra varme stjerner med høy lysstyrke til kule stjerner med lav lysstyrke. Dette bandet blir referert til som hovedsekvensen. Selv om den ble utviklet før kjernefusjon ble funnet å være kilden til en stjerners energi, ga HRD teoretiske ledetråder for å avlede de termodynamiske egenskapene til en stjerne.

Den engelske astrofysikeren Arthur Eddington baserte sin utvikling av masseluminitetsforholdet på HRD. Hans tilnærming betraktet stjerner som om de var sammensatt av en ideell gass, en teoretisk konstruksjon som forenkler beregningen. En stjerne ble også ansett for å være en svart kropp, eller en perfekt stråler. Ved å bruke Stefan-Boltzmann-loven kan en stjerners lysstyrke i forhold til overflaten og dermed dens volum estimeres.

Under hydrostatisk likevekt balanseres kompresjon av en stjerners gass på grunn av tyngdekraften av det indre trykket til gassen, og danner en sfære. For et sfærisk volum med like masseobjekter, for eksempel en stjerne sammensatt av en ideell gass, gir virialsetningen et estimat av kroppens totale potensielle energi. Denne verdien kan brukes til å utlede den omtrentlige massen til en stjerne og relatere denne verdien til dens lysstyrke.

Eddingtons teoretiske tilnærming for masseluminitetsforholdet ble verifisert uavhengig av måling av nærliggende binære stjerner. Stjernenes masse kan bestemmes ut fra en undersøkelse av banene deres, og deres avstand fastslått av Keplers lover. Når avstanden og den tilsynelatende lysstyrken er kjent, kan lysstyrken beregnes.

Masselysinitetsforholdet kan brukes til å finne avstanden til binærene som er for langt unna for optisk måling. En iterativ teknikk blir brukt der en tilnærming av masse brukes i Keplers lover for å gi avstand mellom stjernene. Buen legemene subjekter på himmelen og den omtrentlige avstanden som skiller de to gir en begynnelsesverdi for avstanden fra jorden. Fra denne verdien og deres tilsynelatende størrelse kan deres lysstyrke bestemmes, og ved hjelp av masseluminitetsforholdet, deres masser. Verdien for masse blir deretter brukt til å beregne på nytt avstanden som skiller stjernene, og prosessen gjentas til ønsket nøyaktighet er oppnådd