Что такое массовое отношение светимости?

Отношение массы светимости - это астрофизический закон, связывающий светимость звезды или ее яркость с массой. Для звезд главной последовательности среднее соотношение определяется как L = M ^3.5 , где L - светимость в единицах солнечной яркости, а M - масса звезды, измеренная в солнечных массах. Звезды главной последовательности составляют около 90% известных звезд. Небольшое увеличение массы приводит к значительному увеличению светимости звезды.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HRD) представляет собой график, на котором светимость звезды изображена относительно температуры ее поверхности. Подавляющее большинство известных звезд попадают в полосу от горячих звезд с высокой светимостью до холодных звезд с низкой светимостью. Эта полоса называется основной последовательностью. Хотя он был разработан до того, как было обнаружено, что ядерный синтез является источником энергии звезды, HRD предоставил теоретические подсказки для получения термодинамических свойств звезды.

Английский астрофизик Артур Эддингтон основал свое развитие отношения светимости масс на HRD. Его подход рассматривал звезды так, как если бы они были составлены из идеального газа, теоретической конструкции, которая упрощает расчет. Звезда также считалась черным телом или идеальным источником излучения. Используя закон Стефана-Больцмана, можно оценить светимость звезды относительно ее площади поверхности и, следовательно, ее объема.

В условиях гидростатического равновесия сжатие газа звезды под действием силы тяжести уравновешивается внутренним давлением газа, образуя сферу. Для сферического объема объектов равной массы, таких как звезда, состоящая из идеального газа, теорема вириала дает оценку полной потенциальной энергии тела. Это значение может быть использовано для получения приблизительной массы звезды и соотнесения этого значения с ее светимостью.

Теоретическое приближение Эддингтона для отношения светимости массы было независимо проверено измерением близких двойных звезд. Масса звезд может быть определена на основе изучения их орбит и расстояния до них, установленных законами Кеплера. Как только их расстояние и кажущаяся яркость известны, можно рассчитать яркость.

Отношение массы светимости может использоваться, чтобы найти расстояние двоичных файлов, которые находятся слишком далеко для оптических измерений. Применяется итерационный метод, в котором приближение массы используется в законах Кеплера для определения расстояния между звездами. Дуга, которую тела образуют в небе, и приблизительное расстояние, разделяющее их, дают начальное значение их расстояния от земли. Из этого значения и их кажущейся величины можно определить их светимость, а с помощью отношения светимости массы - их массы. Затем значение массы используется для пересчета расстояния, разделяющего звезды, и процесс повторяется до тех пор, пока не будет достигнута желаемая точность.