Jaka jest zależność masy świetlnej?
Relacja jasności masy jest prawem astrofizycznym, wiążącym jasność lub jasność gwiazdy z jej masą. Dla gwiazd o głównej sekwencji średnia zależność jest wyrażona przez L = M 3,5 , gdzie L jest jasnością w jednostkach jasności Słońca, a M jest masą gwiazdy mierzoną w masach Słońca. Gwiazdy o głównej sekwencji stanowią około 90% znanych gwiazd. Niewielki wzrost masy powoduje wielki wzrost jasności gwiazdy.
Wykres Hertzsprunga-Russella (HRD) to wykres, na którym jasność gwiazdy jest wykreślana w zależności od temperatury jej powierzchni. Zdecydowana większość znanych gwiazd wpada w pasmo od gorących gwiazd o dużej jasności do chłodnych gwiazd o niskiej jasności. To pasmo jest określane jako główna sekwencja. Chociaż opracowano go, zanim odkryto, że fuzja jądrowa jest źródłem energii gwiazdy, HRD dostarczył teoretycznych wskazówek pozwalających uzyskać termodynamiczne właściwości gwiazdy.
Angielski astrofizyk Arthur Eddington oparł swój rozwój relacji jasności masy na HRD. Jego podejście uważało gwiazdy za złożone z gazu doskonałego, teoretycznego konstruktu, który upraszcza obliczenia. Gwiazdę uważano również za czarne ciało lub doskonały emiter promieniowania. Stosując prawo Stefana-Boltzmanna, można oszacować jasność gwiazdy w stosunku do jej powierzchni, a tym samym jej objętości.
W równowadze hydrostatycznej ściskanie gazu gwiazdy pod wpływem grawitacji jest równoważone przez ciśnienie wewnętrzne gazu, tworząc kulę. W przypadku kulistej objętości obiektów o równej masie, takich jak gwiazda złożona z gazu doskonałego, twierdzenie wirusowe zapewnia oszacowanie całkowitej energii potencjalnej ciała. Tej wartości można użyć do ustalenia przybliżonej masy gwiazdy i powiązania tej wartości z jej jasnością.
Teoretyczne przybliżenie Eddingtona dla stosunku jasności masy zostało zweryfikowane niezależnie przez pomiar pobliskich gwiazd podwójnych. Masę gwiazd można ustalić na podstawie badania ich orbit i odległości ustalonej przez prawa Keplera. Po poznaniu ich odległości i jasności pozornej można obliczyć jasność.
Stosunek jasności masy można wykorzystać do znalezienia odległości plików binarnych, które są zbyt daleko do pomiaru optycznego. Stosuje się technikę iteracyjną, w której w prawach Keplera stosuje się przybliżenie masy w celu uzyskania odległości między gwiazdami. Łuk, jaki ciała znajdują się na niebie, a przybliżona odległość dzieląca je daje wartość początkową ich odległości od ziemi. Na podstawie tej wartości i ich pozornej wielkości można określić ich jasność, a na podstawie stosunku jasności do masy - ich masy. Wartość masy jest następnie wykorzystywana do ponownego obliczenia odległości dzielącej gwiazdy i proces jest powtarzany aż do osiągnięcia pożądanej dokładności