ステラ半径の計算方法

星の半径を直接測定できないと思うなら、もう一度考えてみてください。ハッブル望遠鏡は、それまでになかった多くのことを可能にしたからです。ただし、光の回折が制限要因であるため、この方法は大きな星にのみ有効です。

天体物理学者が星のサイズを決定するために採用する別の方法は、月などの障害物の後ろで星が消えるのにかかる時間を測定することです。星の視直徑θ不明瞭なオブジェクトの角速度の積です（v）、これは既知であり、星が消えるのにかかる時間（∆t):

\ theta = v \ times \ Delta t

ハッブル望遠鏡が光分散大気の外を周回するという事実は、それを可能にします非常に正確であるため、恒星の半径を測定するこれらの方法は、以前よりも実現可能です。あります。それでも、恒星の半径を測定するための好ましい方法は、シュテファン・ボルツマンの法則を使用して光度と温度からそれらを計算することです。

半径、光度、温度の関係

ほとんどの目的で、星は黒体と見なすことができ、パワーの量P黒体からの放射はその温度に関係していますTと表面積Aシュテファン・ボルツマンの法則により、次のように述べられています。

\ frac {P} {A} = \ sigma T ^ 4

どこσはシュテファン-ボルツマン定数です。

星が4πの表面積を持つ球であると考えるR²、どこRは半径であり、それはP星の光度に相当しますL、これは測定可能であり、この方程式は次のように再配置できます。Lの面ではRそしてT:

L =4πR^2σT^ 4

光度は、星の半径の2乗とその温度の4乗によって異なります。

天体物理学者は、望遠鏡で星を見てスペクトルを調べることで、何よりもまず星に関する情報を取得します。星が輝く光の色は、そのことを示しています温度. 青い星が最も暑く、オレンジと赤い星が最も涼しいです。

星は、O、B、A、F、G、K、Mの文字で識別される7つの主要なタイプに分類され、 Hertzsprung-Russell Diagramは、星の温度計算機のように、表面温度を光度。

その部分については、光度星の明るさの尺度である星の絶対等級から、距離を補正して導き出すことができます。これは、10パーセク離れた場合の星の明るさとして定義されます。この定義によれば、太陽はシリウスよりも少し暗いですが、その見かけの等級は明らかにそれよりはるかに大きいです。

天体物理学者は、星の絶対等級を決定するために、視差や変光星との比較など、さまざまな方法で決定する距離を知る必要があります。

科学者は、恒星の半径を絶対単位で計算するのではなく、それはあまり意味がありませんが、通常、太陽の半径の分数または倍数として計算します。これを行うには、Stefan-Boltzmann方程式を再配置して、光度と温度の観点から半径を表現します。

R = \ frac {k \ sqrt {L}} {T ^ 2} \\ \ text {Where} \; k = \ frac {1} {2 \ sqrt {πσ}}

星の半径と太陽の半径の比率を形成する場合（R / R_s）、比例定数が消え、次のようになります。

\ frac {R} {R_s} = \ frac {T_s ^ 2 \ sqrt {（L / L_s）}} {T ^ 2}

この関係を使用して星のサイズを計算する方法の例として、最も大規模であると考えてください主系列星は太陽の100万倍の光度を持ち、表面温度は約 40,000K。これらの数字を差し込むと、そのような星の半径は太陽の半径の約20倍であることがわかります。