Ja jūs domājat, ka nevarat tieši izmērīt zvaigznes rādiusu, padomājiet vēlreiz, jo Habla teleskops ir veicinājis daudzas lietas, kas līdz šim nebija, pat to. Tomēr gaismas difrakcija ir ierobežojošs faktors, tāpēc šī metode labi darbojas tikai lielām zvaigznēm.
Vēl viena metode, ko astrofiziķi izmanto, lai noteiktu zvaigznes lielumu, ir izmērīt, cik ilgs laiks paiet, kamēr tā pazūd aiz šķēršļa, piemēram, mēness. Zvaigznes leņķiskais izmērsθir aizseguma objekta leņķiskā ātruma reizinājums (v), kas ir zināms, un laiks, kas vajadzīgs, lai zvaigzne pazustu (∆t):
\ theta = v \ reizes \ Delta t
Fakts, ka Habla teleskops riņķo ārpus gaismas izkliedējošās atmosfēras, padara to spējīgu ar ārkārtīgi lielu precizitāti, tāpēc šīs zvaigžņu rādiusu mērīšanas metodes ir iespējamākas nekā agrāk būt. Pat ja tā ir, ieteicamā metode zvaigžņu rādiusu mērīšanai ir to aprēķināšana pēc spilgtuma un temperatūras, izmantojot Stefana-Boltzmana likumu.
Rādiuss, spožums un temperatūras attiecība
Lielākoties zvaigzni var uzskatīt par melnu ķermeni un par jaudas daudzumu
\ frac {P} {A} = \ sigma T ^ 4
kurσir Stefana-Boltmana konstante.
Ņemot vērā, ka zvaigzne ir sfēra, kuras virsmas laukums ir 4πR2, kurRir rādiuss, un tasPir līdzvērtīgs zvaigznes spožumamL, kas ir izmērāms, šo vienādojumu var pārkārtot, lai izteiktuLziņāRunT:
L = 4πR ^ 2σT ^ 4
Spilgtums mainās atkarībā no zvaigznes rādiusa kvadrāta un tās temperatūras ceturtās jaudas.
Temperatūras un spožuma mērīšana
Astrofiziķi informāciju par zvaigznēm iegūst pirmām kārtām, skatoties uz tām caur teleskopiem un pārbaudot to spektrus. Gaismas krāsa, ar kuru spīd zvaigzne, norāda uz tās krāsutemperatūra. Zilākās zvaigznes ir karstākās, savukārt oranžās un sarkanās - stilīgākās.
Zvaigznes klasificē septiņos galvenajos veidos, kas apzīmēti ar burtiem O, B, A, F, G, K un M, un ir Hertzsprunga-Rasela diagramma, kas, līdzīgi kā zvaigžņu temperatūras kalkulators, virsmas temperatūru salīdzina ar spilgtums.
No savas pusesspilgtumsvar iegūt no zvaigznes absolūtā lieluma, kas ir tās spilgtuma mērs, koriģēts pēc attāluma. Tas tiek definēts kā spoža zvaigzne, ja tā būtu 10 parseku attālumā. Pēc šīs definīcijas saule ir nedaudz blāvāka nekā Sīriuss, lai gan tās šķietamais lielums acīmredzami ir daudz lielāks.
Lai noteiktu zvaigznes absolūto lielumu, astrofiziķiem ir jāzina, cik tālu tā atrodas, ko viņi nosaka, izmantojot dažādas metodes, ieskaitot paralaksi un salīdzinājumu ar mainīgajām zvaigznēm.
Stefana-Boltmana likums kā zvaigžņu izmēra kalkulators
Tā vietā, lai aprēķinātu zvaigžņu rādiusus absolūtās vienībās, kas nav īpaši nozīmīgi, zinātnieki tos parasti aprēķina kā saules rādiusa daļas vai reizinājumus. Lai to izdarītu, pārkārtojiet Stefana-Boltzmana vienādojumu, lai izteiktu rādiusu spožuma un temperatūras izteiksmē:
R = \ frac {k \ sqrt {L}} {T ^ 2} \\ \ text {Where} \; k = \ frac {1} {2 \ sqrt {πσ}}
Ja veidojat zvaigznes un saules rādiusa attiecību (R / Rs), proporcionalitātes konstante pazūd un tiek parādīts:
\ frac {R} {R_s} = \ frac {T_s ^ 2 \ sqrt {(L / L_s)}} {T ^ 2}
Kā piemēru tam, kā jūs izmantojat šīs attiecības, lai aprēķinātu zvaigznes lielumu, uzskatiet, ka tas ir vismodernākais galvenās kārtas zvaigznes ir miljoniem reižu saules spīdīgākas, un to virsmas temperatūra ir aptuveni 40 000 K. Pievienojot šos skaitļus, jūs konstatējat, ka šādu zvaigžņu rādiuss ir aptuveni 20 reizes lielāks nekā saules starojums.
