Πώς μπορείτε να βρείτε τη φωτεινότητα ενός κύριου αστέρι της ακολουθίας;
1. Χρησιμοποιώντας το διάγραμμα Hertzsprung-Russell (διάγραμμα H-R):
* Το διάγραμμα H-R: Πρόκειται για ένα θεμελιώδες εργαλείο στην αστρονομία που σχεδιάζει αστέρια με βάση τη θερμοκρασία τους (φασματικός τύπος) στον οριζόντιο άξονα και τη φωτεινότητα τους στον κατακόρυφο άξονα.
* Κύρια ακολουθία: Τα κύρια αστέρια ακολουθίας βρίσκονται κατά μήκος μιας διαγώνιας ζώνης στο διάγραμμα H-R. Συγκεντρώνουν το υδρογόνο σε ήλιο στους πυρήνες τους.
* φωτεινότητα και φασματικός τύπος: Το διάγραμμα H-R δείχνει μια σαφή σχέση μεταξύ του φασματικού τύπου ενός αστεριού (θερμοκρασίας) και της φωτεινότητας του.
Διαδικασία:
1. Προσδιορίστε τον φασματικό τύπο του αστεριού: Αυτό μπορεί να γίνει με την ανάλυση του φωτός του.
2. Εντοπίστε τον φασματικό τύπο του αστεριού στο διάγραμμα H-R: Βρείτε το αντίστοιχο σημείο στην κύρια ζώνη αλληλουχίας.
3. Διαβάστε τη φωτεινότητα: Το αντίστοιχο σημείο στον κατακόρυφο άξονα (άξονας φωτεινότητας) θα σας δώσει τη φωτεινότητα του αστεριού.
2. Χρησιμοποιώντας τη σχέση μάζας φωτεινότητας:
* Σχέση: Για τα αστέρια της κύριας αλληλουχίας, υπάρχει μια ισχυρή συσχέτιση μεταξύ μάζας και φωτεινότητας:τα πιο μαζικά αστέρια είναι σημαντικά πιο φωτεινά.
* Φόρμουλα: Η σχέση μπορεί να προσεγγιστεί περίπου με τον τύπο:L ∝ M^3.5 (L =Luminosity, M =μάζα). Αυτό σημαίνει ότι ένα αστέρι δύο φορές τόσο μαζικό όσο ένα άλλο αστέρι θα είναι περίπου 11 φορές πιο φωτεινό.
* Προσδιορισμός μάζας: Πρέπει να καθορίσετε τη μάζα του αστεριού, η οποία μπορεί να είναι δύσκολη, αλλά γίνεται μέσω διαφόρων μεθόδων όπως η ανάλυση των δυαδικών συστημάτων αστέρων ή η εφαρμογή αστρικών μοντέλων.
3. Χρήση της απόστασης και της φαινομενικής φωτεινότητας:
* Αντίστροφη τετράγωνη νόμος: Η φαινομενική φωτεινότητα ενός αστέρι μειώνεται με το τετράγωνο της απόστασης του.
* Φόρμουλα: L =4πd²B (L =φωτεινότητα, D =απόσταση, Β =εμφανή φωτεινότητα).
* Προσδιορισμός της απόστασης: Αυτό απαιτεί μεθόδους όπως οι μετρήσεις Parallax (για τα κοντινά αστέρια) ή τα τυποποιημένα κεριά όπως τα μεταβλητά αστέρια Cepheid.
Σημαντικές εκτιμήσεις:
* Ακρίβεια: Οι παραπάνω μέθοδοι παρέχουν εκτιμήσεις και η ακρίβεια εξαρτάται από την ποιότητα των δεδομένων και την πολυπλοκότητα του αστεριού.
* Stellar Evolution: Τα αστέρια εξελίσσονται και οι φωτεινότητες τους αλλάζουν με την πάροδο του χρόνου, ειδικά όταν αφήνουν την κύρια ακολουθία.
Παράδειγμα:
Ας πούμε ότι έχετε ένα αστέρι με φασματικό τύπο G2V (όπως ο ήλιος μας) και ξέρετε ότι βρίσκεται σε απόσταση 10 parsecs.
* Διάγραμμα H-R: Χρησιμοποιώντας το διάγραμμα H-R, θα βρείτε τη φωτεινότητα που αντιστοιχεί στο G2V, η οποία είναι περίπου 1 ηλιακή φωτεινότητα.
* Μαζική φωτεινότητα: Εάν γνωρίζετε τη μάζα του αστεριού, μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τον τύπο για να υπολογίσετε τη φωτεινότητα του.
* Απόσταση και φωτεινότητα: Με τη μέτρηση της φαινομενικής φωτεινότητας του αστεριού και τη χρήση της απόστασης (10 parsecs), μπορείτε να υπολογίσετε τη φωτεινότητα του χρησιμοποιώντας το αντίστροφο τετραγωνικό νόμο.
Συνδυάζοντας αυτές τις μεθόδους, οι αστρονόμοι μπορούν να προσδιορίσουν τις φωτεινότητες των αστεριών κύριου ακολουθίας με ποικίλους βαθμούς ακρίβειας.
