Qual é a relação de luminosidade em massa?

A relação de luminosidade em massa é uma lei astrofísica que relaciona a luminosidade de uma estrela, ou brilho, à sua massa. Para estrelas da sequência principal, a relação média é dada por l = m 3.5 , onde l é a luminosidade nas unidades de luminosidade solar e m é a massa da estrela medida em massas solares. As estrelas da sequência principal representam cerca de 90% das estrelas conhecidas. Um pequeno aumento na massa resulta em um grande aumento na luminosidade de uma estrela.

Um diagrama Hertzsprung-Russell (HRD) é um gráfico em que a luminosidade de uma estrela é plotada em relação à sua temperatura da superfície. A grande maioria das estrelas conhecidas se enquadra em uma banda que varia de estrelas quentes com alta luminosidade a estrelas frias com baixa luminosidade. Esta banda é chamada de sequência principal. Embora desenvolvido antes que a fusão nuclear tenha sido a fonte da energia de uma estrela, o HRD forneceu pistas teóricas para derivar as propriedades termodinâmicas de uma estrela.

astrofísicas inglesas Arthur Eddington baseou seu develoPmentação da relação de luminosidade em massa no HRD. Sua abordagem considerou estrelas como se fossem compostas por um gás ideal, um construto teórico que simplifica o cálculo. Uma estrela também foi considerada um corpo negro ou um emissor perfeito de radiação. Usando a lei Stefan-Boltzmann, a luminosidade de uma estrela em relação à sua área de superfície e, portanto, seu volume pode ser estimado.

Sob o equilíbrio hidrostático, a compressão do gás de uma estrela devido à gravidade é equilibrada pela pressão interna do gás, formando uma esfera. Para um volume esférico de objetos iguais de massa, como uma estrela composta por um gás ideal, o teorema virial fornece uma estimativa da energia potencial total do corpo. Esse valor pode ser usado para derivar a massa aproximada de uma estrela e relacionar esse valor à sua luminosidade.

A aproximação teórica de

Eddington para a relação de luminosidade em massa foi verificada de forma independentepela medição de estrelas binárias próximas. A massa das estrelas pode ser determinada a partir de um exame de suas órbitas e sua distância estabelecida pelas leis de Kepler. Uma vez que a distância e o brilho aparente são conhecidos, a luminosidade pode ser calculada.

A relação de luminosidade de massa pode ser usada para encontrar a distância dos binários que estão muito longe para medição óptica. Uma técnica iterativa é aplicada onde uma aproximação de massa é usada nas leis de Kepler para produzir uma distância entre as estrelas. O arco Os corpos subtendem no céu e a distância aproximada que separa os dois produz um valor inicial para sua distância da Terra. A partir desse valor e sua aparente magnitude, sua luminosidade pode ser determinada e, por meio da relação de luminosidade em massa, suas massas. O valor da massa é então usado para recalcular a distância que separa as estrelas e o processo é repetido até que a precisão desejada seja alcançada