별의 반지름을 직접 측정 할 수 없다고 생각한다면 다시 생각해보십시오. 허블 망원경이 이전에는 없었던 많은 것을 가능하게했기 때문입니다. 그러나 빛의 회절은 제한 요소이므로이 방법은 큰 별에만 적합합니다.
천체 물리학 자들이 별의 크기를 결정하기 위해 사용하는 또 다른 방법은 달과 같은 장애물 뒤에서 별이 사라지는 데 걸리는 시간을 측정하는 것입니다. 별의 각도 크기θ가려진 물체의 각속도 (V), 별이 사라지는 데 걸리는 시간 (∆티):
\ theta = v \ times \ 델타 t
허블 망원경이 빛을 분산하는 대기권 밖에서 궤도를 도는다는 사실은 따라서 이러한 항성 반지름을 측정하는 방법은 예전보다 더 실현 가능합니다. 있다. 그럼에도 불구하고, 별 반지름을 측정하는 데 선호되는 방법은 스테판-볼츠만 법칙을 사용하여 광도와 온도에서 계산하는 것입니다.
반경, 광도 및 온도 관계
대부분의 경우 별은 흑체로 간주 될 수 있으며피흑체에 의해 방출되는 것은 온도와 관련이 있습니다.티및 표면적ㅏStefan-Boltzmann Law에 의해 다음과 같이 명시되어 있습니다.
\ frac {P} {A} = \ sigma T ^ 4
어디σStefan-Boltzmann 상수입니다.
별이 4π의 표면적을 가진 구체라고 생각하면아르 자형2, 어디아르 자형반경이고피별의 광도와 같다엘, 측정 가능한, 이 방정식은엘측면에서아르 자형과티:
L = 4πR ^ 2σT ^ 4
광도는 별 반경의 제곱과 온도의 네 번째 거듭 제곱에 따라 달라집니다.
온도 및 광도 측정
천체 물리학 자들은 망원경을 통해 별을보고 그 스펙트럼을 조사함으로써 별에 대한 정보를 먼저 얻습니다. 별이 비추는 빛의 색깔은온도. 파란색 별이 가장 뜨겁고 주황색과 빨간색 별이 가장 시원합니다.
별은 O, B, A, F, G, K, M 문자로 식별되는 7 가지 주요 유형으로 분류되며 Hertzsprung-Russell Diagram은 별 온도 계산기처럼 표면 온도를 다음과 비교합니다. 밝기.
부분적으로밝기별의 밝기를 측정하는 절대 크기에서 거리를 보정하여 얻을 수 있습니다. 별이 10 파섹 거리에있을 때 얼마나 밝은 지로 정의됩니다. 이 정의에 따르면 태양은 시리우스보다 약간 어둡지 만 겉보기 크기는 분명히 그보다 훨씬 큽니다.
별의 절대 크기를 결정하기 위해 천체 물리학 자들은 별이 얼마나 멀리 떨어져 있는지 알아야하며, 시차 및 가변 별과의 비교를 포함한 다양한 방법을 통해 결정합니다.
별 크기 계산기로서의 스테판-볼츠만 법칙
별의 반지름을 절대 단위로 계산하는 대신, 과학자들은 일반적으로 태양 반지름의 분수 또는 배수로 계산합니다. 이를 위해 Stefan-Boltzmann 방정식을 재 배열하여 광도와 온도 측면에서 반경을 표현합니다.
R = \ frac {k \ sqrt {L}} {T ^ 2} \\ \ text {어디} \; k = \ frac {1} {2 \ sqrt {πσ}}
별의 반지름과 태양의 반지름의 비율을 형성하면 (아르 자형 / 아르 자형에스) 비례 상수가 사라지고 다음을 얻습니다.
\ frac {R} {R_s} = \ frac {T_s ^ 2 \ sqrt {(L / L_s)}} {T ^ 2}
이 관계를 사용하여 별의 크기를 계산하는 방법의 예로서 주 계열성들은 태양보다 백만 배나 밝으며 표면 온도는 약 40,000K. 이 숫자를 대입하면 그러한 별의 반경이 태양의 약 20 배라는 것을 알 수 있습니다.