Jei manote, kad negalite tiesiogiai išmatuoti žvaigždės spindulio, pagalvokite dar kartą, nes Hablo teleskopas leido padaryti daugybę dalykų, kurių anksčiau nebuvo, net ir tai. Tačiau šviesos difrakcija yra ribojantis veiksnys, todėl šis metodas gerai tinka tik didelėms žvaigždėms.
Kitas būdas, kurį astrofizikai naudoja žvaigždės dydžiui nustatyti, yra išmatuoti, per kiek laiko ji išnyksta už kliūties, pavyzdžiui, mėnulio. Žvaigždės kampinis dydisθyra užtemdyto objekto kampinio greičio sandauga (v), kuris yra žinomas, ir laikas, per kurį žvaigždė išnyksta (∆t):
\ theta = v \ kartus \ Delta t
Tai, kad Hablo teleskopas skrieja už šviesos sklaidos atmosferos ribų, daro jį pajėgų ypatingo tikslumo, todėl šie žvaigždžių spindulių matavimo metodai yra labiau įmanomi nei anksčiau būti. Nepaisant to, pageidaujamas žvaigždžių spindulių matavimo metodas yra apskaičiuoti juos pagal šviesumą ir temperatūrą, naudojant Stefano-Boltzmanno dėsnį.
Spindulys, švytėjimas ir temperatūros santykis
Daugeliu atvejų žvaigždė gali būti laikoma juodu kūnu ir galios dydžiu
Pbet kurio juodo kūno skleidžiama yra susijusi su jo temperatūraTir paviršiaus plotasAStefano-Boltzmanno įstatymu, kuriame teigiama, kad:\ frac {P} {A} = \ sigma T ^ 4
kurσyra Stefano-Boltzmanno konstanta.
Atsižvelgiant į tai, kad žvaigždė yra rutulys, kurio paviršiaus plotas yra 4πR2, kurRyra spindulys ir tasPyra lygiavertis žvaigždės spindesiuiL, kuris yra išmatuojamas, šią lygtį galima pertvarkyti išreikštiLkalbant apieRirT:
L = 4πR ^ 2σT ^ 4
Šviesumas kinta priklausomai nuo žvaigždės spindulio kvadrato ir ketvirtosios jos temperatūros galios.
Temperatūros ir švytėjimo matavimas
Astrofizikai informacijos apie žvaigždes pirmiausia gauna žiūrėdami į juos teleskopais ir ištyrę jų spektrus. Šviesos spalva, su kuria šviečia žvaigždė, rodo jos spalvątemperatūra. Mėlynos žvaigždės yra pačios karščiausios, o oranžinės ir raudonos - pačios šauniausios.
Žvaigždės skirstomos į septynis pagrindinius tipus, identifikuojamus raidėmis O, B, A, F, G, K ir M, ir yra Hertzsprung-Russell diagrama, kuri, panašiai kaip žvaigždės temperatūros skaičiuoklė, lygina paviršiaus temperatūrą su šviesumas.
Savo ruožtušviesumasgalima gauti iš žvaigždės absoliutaus dydžio, kuris yra jos ryškumo matas, pakoreguotas atsižvelgiant į atstumą. Tai apibrėžiama kaip ryški žvaigždė, jei ji būtų 10 parsekų atstumu. Pagal šį apibrėžimą saulė yra šiek tiek silpnesnė už Sirijų, nors jos akivaizdus dydis yra akivaizdžiai daug didesnis.
Norėdami nustatyti absoliutų žvaigždės dydį, astrofizikai turi žinoti, koks atstumas yra, kurį jie nustato taikydami įvairius metodus, įskaitant paralaksą ir palyginimą su kintančiomis žvaigždėmis.
Stefano-Boltzmanno įstatymas kaip žvaigždės dydžio skaičiuoklė
Užuot apskaičiavę žvaigždžių spindulius absoliučiais vienetais, o tai nėra labai prasminga, mokslininkai paprastai juos apskaičiuoja kaip saulės spindulio trupmenas arba daugiklius. Norėdami tai padaryti, pertvarkykite Stefano-Boltzmanno lygtį, kad spindulys būtų išreikštas šviesumu ir temperatūra:
R = \ frac {k \ sqrt {L}} {T ^ 2} \\ \ text {Where} \; k = \ frac {1} {2 \ sqrt {πσ}}
Jei sudarysite žvaigždės ir saulės spindulio santykį (R / Rs), proporcingumo konstanta išnyksta ir gausite:
\ frac {R} {R_s} = \ frac {T_s ^ 2 \ sqrt {(L / L_s)}} {T ^ 2}
Kaip pavyzdį, kaip jūs naudojate šį ryšį, kad apskaičiuotumėte žvaigždės dydį, laikykite, kad tai yra masyviausias pagrindinės sekos žvaigždės yra milijoną kartų šviečiančios saulės, o jų paviršiaus temperatūra yra apie 40 000 K. Prijungę šiuos skaičius pastebėsite, kad tokių žvaigždžių spindulys yra maždaug 20 kartų didesnis nei saulės.
