თუ ფიქრობთ, რომ პირდაპირ ვერ გაზომავთ ვარსკვლავის რადიუსს, კიდევ ერთხელ დაფიქრდით, რადგან ჰაბლის ტელესკოპმა შესაძლებელი გახადა მრავალი სხვა რამ, რაც აქამდე არ ყოფილა, თუნდაც ის. ამასთან, სინათლის დიფრაქცია არის შემზღუდველი ფაქტორი, ამიტომ ეს მეთოდი კარგად მუშაობს მხოლოდ დიდ ვარსკვლავებზე.
ასტროფიზიკოსების მიერ ვარსკვლავის ზომის დასადგენად კიდევ ერთი მეთოდი არის იმის გაზომვა, თუ რამდენი ხანი სჭირდება მის გაქრობას დაბრკოლების მიღმა, მაგალითად მთვარეზე. ვარსკვლავის კუთხის ზომაθარის ბუნდოვანი ობიექტის კუთხოვანი სიჩქარის პროდუქტი (ვ), რომელიც ცნობილია და ვარსკვლავის გაქრობის დრო სჭირდება (ტ):
\ theta = v \ ჯერ \ დელტა t
ის ფაქტს, რომ ჰაბლის ტელესკოპი ბრუნავს სინათლის გამფანტველი ატმოსფეროს გარეთ, მას შესაძლებლობას აძლევს უკიდურესი სიზუსტით, ამიტომ ვარსკვლავური რადიუსის გაზომვის ეს მეთოდები უფრო მეტად შესაძლებელია, ვიდრე ადრე იყოს. ასეც რომ იყოს, ვარსკვლავური სხივების გაზომვის სასურველი მეთოდია მათი სიკაშკაშის და ტემპერატურის გამოანგარიშება სტეფან-ბოლცმანის კანონის გამოყენებით.
რადიუსი, სიკაშკაშე და ტემპერატურული ურთიერთობა
უმეტეს მიზნებისათვის, ვარსკვლავი შეიძლება ჩაითვალოს შავ სხეულად და ენერგიის მოცულობადპნებისმიერი შავი სხეულით დასხივებული უკავშირდება მის ტემპერატურასთდა ზედაპირის ფართობიასტეფან-ბოლცმანის კანონით, სადაც ნათქვამია:
\ frac {P} {A} = \ სიგმა T ^ 4
სადσარის სტეფან-ბოლცმანის მუდმივა.
იმის გათვალისწინებით, რომ ვარსკვლავი არის სფერო, რომლის ფართობია 4πრ2სადრარის რადიუსი და ესპვარსკვლავის სიკაშკაშის ტოლფასიალ, რომელიც გაზომულია, ამ განტოლების გამოსახვა შეიძლება გადაწყდესლთვალსაზრისითრდათ:
L = 4πR ^ 2σT ^ 4
სიკაშკაშე იცვლება ვარსკვლავის რადიუსის კვადრატისა და მისი ტემპერატურის მეოთხე დენის მიხედვით.
ტემპერატურისა და სიკაშკაშის გაზომვა
ასტროფიზიკოსები მოიპოვებენ ინფორმაციას ვარსკვლავების შესახებ, უპირველეს ყოვლისა, ტელესკოპებით მათი შემხედვარე და მათი სპექტრის გამოკვლევით. სინათლის ფერი, რომლითაც ვარსკვლავი ანათებს, მისი მანიშნებელიატემპერატურა. ცისფერი ვარსკვლავები ყველაზე ცხელია, ხოლო ნარინჯისფერი და წითელი - ყველაზე მაგარი.
ვარსკვლავები კლასიფიცირებულია შვიდ ძირითად ტიპად, რომლებიც განისაზღვრება ასოებით O, B, A, F, G, K და M და კატალოგში არიან ჰერცპრუნგ-რასელის დიაგრამა, რომელიც, გარკვეულწილად, ვარსკვლავის ტემპერატურის კალკულატორის მსგავსად, ადარებს ზედაპირის ტემპერატურას სიკაშკაშე
თავის მხრივ,სიკაშკაშეშეიძლება გამომდინარეობდეს ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდიდან, რომელიც მისი სიკაშკაშის საზომია, გამოსწორებული მანძილით. იგი განისაზღვრება, თუ რამდენად კაშკაშა ვარსკვლავი იქნებოდა, თუ ის 10 პარსეკით იყო დაშორებული. ამ განმარტებით, მზე სირიუსზე ოდნავ ჩამუქებულია, თუმცა აშკარად მისი სიდიდე ამაზე ბევრად მეტია.
ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდის დასადგენად, ასტროფიზიკოსებმა უნდა იცოდნენ, რამდენად შორსაა ის, რასაც ისინი განსაზღვრავენ სხვადასხვა მეთოდების საშუალებით, მათ შორის პარალაქსითა და ცვლადი ვარსკვლავების შედარებით.
სტეფან-ბოლცმანის კანონი, როგორც ვარსკვლავის ზომის კალკულატორი
ვიდრე ვარსკვლავური სხივების აბსოლუტურ ერთეულებში გაანგარიშება, რაც არ არის ძალიან მნიშვნელოვანი, მეცნიერები ჩვეულებრივ გამოთვლიან მათ, როგორც მზის რადიუსის წილადებად ან ნამრავლით. ამისათვის გადააწყვეთ სტეფან-ბოლცმანის განტოლება, რათა გამოხატოს რადიუსი სიკაშკაშის და ტემპერატურის თვალსაზრისით:
R = \ frac {k \ sqrt {L}} {T ^ 2} \\ \ ტექსტი {Where} \; k = \ frac {1} {2 \ sqrt {πσ}}
თუ თქვენ შექმნით ვარსკვლავის რადიუსის და მზის თანაფარდობას (რ / რს), პროპორციულობის მუდმივი ქრება და მიიღებთ:
\ frac {R} {R_s} = \ frac {T_s ^ 2 \ sqrt {(L / L_s)}} {T ^ 2}
როგორც მაგალითი იმისა, თუ როგორ იყენებთ ამ ურთიერთობას ვარსკვლავის ზომის გამოსათვლელად, ჩათვალეთ, რომ ეს ყველაზე მასიურია მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები მზის მილიონჯერ ნათელია და აქვთ ზედაპირის ტემპერატურა დაახლოებით 40 000 კ. ამ ციფრების ჩართვისას თქვენ აღმოაჩენთ, რომ ასეთი ვარსკვლავების რადიუსი დაახლოებით 20-ჯერ მეტია, ვიდრე მზე.