Dacă credeți că nu puteți măsura direct raza unei stele, gândiți-vă din nou, deoarece telescopul Hubble a făcut posibile multe lucruri care nu erau înainte, chiar și asta. Cu toate acestea, difracția luminii este un factor limitativ, astfel încât această metodă funcționează bine numai pentru stelele mari.
O altă metodă pe care astrofizicienii o folosesc pentru a determina dimensiunea unei stele este de a măsura cât durează să dispară în spatele unui obstacol, cum ar fi luna. Dimensiunea unghiulară a steleiθeste un produs al vitezei unghiulare a obiectului obscur (v), care este cunoscut, și timpul necesar pentru ca steaua să dispară (∆t):
\ theta = v \ times \ Delta t
Faptul că telescopul Hubble orbitează în afara atmosferei care dispersează lumina îl face capabil de o precizie extremă, astfel încât aceste metode de măsurare a razelor stelare sunt mai fezabile decât înainte fi. Chiar și așa, metoda preferată pentru a măsura razele stelare este de a le calcula din luminozitate și temperatură folosind legea Stefan-Boltzmann.
Relația de rază, luminozitate și temperatură
În cele mai multe scopuri, o stea poate fi considerată un corp negru și cantitatea de puterePradiat de orice corp negru este legat de temperatura acestuiaTși suprafațaAprin Legea Stefan-Boltzmann, care prevede că:
\ frac {P} {A} = \ sigma T ^ 4
Undeσeste constanta Stefan-Boltzmann.
Având în vedere că o stea este o sferă cu o suprafață de 4πR2, UndeReste raza și astaPeste echivalent cu luminozitatea steleiL, care este măsurabilă, această ecuație poate fi rearanjată pentru a exprimaLîn ceea ce priveșteRșiT:
L = 4πR ^ 2σT ^ 4
Luminozitatea variază în funcție de pătratul razei unei stele și de a patra putere a temperaturii acesteia.
Măsurarea temperaturii și luminozității
Astrofizicienii obțin informații despre stele în primul rând prin privirea lor prin telescoape și examinarea spectrelor lor. Culoarea luminii cu care strălucește steaua este o indicație a acesteiatemperatura. Stelele albastre sunt cele mai fierbinți, în timp ce cele portocalii și roșii sunt cele mai tari.
Stelele sunt clasificate în șapte tipuri principale, identificate prin literele O, B, A, F, G, K și M și sunt catalogate pe Diagrama Hertzsprung-Russell, care, oarecum ca un calculator de temperatură stelară, compară temperatura suprafeței cu luminozitate.
La rândul său,luminozitatepoate fi derivat din magnitudinea absolută a unei stele, care este o măsură a luminozității sale, corectată pentru distanță. Este definit ca cât de strălucitoare ar fi steaua dacă ar fi la 10 parsecs distanță. Prin această definiție, soarele este puțin mai slab decât Sirius, deși magnitudinea sa aparentă este evident mult mai mare decât atât.
Pentru a determina magnitudinea absolută a unei stele, astrofizicienii trebuie să știe cât de departe este, pe care o determină printr-o varietate de metode, inclusiv paralaxă și comparație cu stele variabile.
Legea Stefan-Boltzmann ca Calculator pentru dimensiunea stelelor
În loc să calculeze razele stelare în unități absolute, ceea ce nu este foarte semnificativ, oamenii de știință le calculează de obicei ca fracții sau multipli ai razei soarelui. Pentru a face acest lucru, rearanjați ecuația Stefan-Boltzmann pentru a exprima raza în termeni de luminozitate și temperatură:
R = \ frac {k \ sqrt {L}} {T ^ 2} \\ \ text {Where} \; k = \ frac {1} {2 \ sqrt {πσ}}
Dacă formați un raport dintre raza stelei și cea a soarelui (R / Rs), constanta de proporționalitate dispare și obțineți:
\ frac {R} {R_s} = \ frac {T_s ^ 2 \ sqrt {(L / L_s)}} {T ^ 2}
Ca exemplu al modului în care utilizați această relație pentru a calcula dimensiunea stelei, considerați că este cea mai masivă stelele secvenței principale sunt de milioane de ori mai luminoase decât soarele și au o temperatură de suprafață de aproximativ 40.000 K. Conectând aceste numere, descoperiți că raza unor astfel de stele este de aproximativ 20 de ori mai mare decât cea a soarelui.
