NộI Dung
- Mối quan hệ bán kính, độ chói và nhiệt độ
- Đo nhiệt độ và độ sáng
- Định luật Stefan-Boltzmann như một máy tính kích thước sao
Nếu bạn nghĩ rằng bạn không thể đo trực tiếp bán kính của một ngôi sao, hãy nghĩ lại, bởi vì kính viễn vọng Hubble đã tạo ra nhiều điều có thể xảy ra trước đó, thậm chí là như vậy. Tuy nhiên, nhiễu xạ ánh sáng là một yếu tố hạn chế, vì vậy phương pháp này chỉ hoạt động tốt đối với các ngôi sao lớn.
Một nhà vật lý thiên văn phương pháp khác sử dụng để xác định kích thước sao là đo thời gian để nó biến mất sau một chướng ngại vật, chẳng hạn như mặt trăng. Các ngôi sao kích thước góc θ là một sản phẩm của các vật thể che khuất vận tốc góc (v), được biết đến và thời gian để ngôi sao biến mất (t): θ = v × ∆t.
Thực tế là kính viễn vọng Hubble quay xung quanh bầu khí quyển phân tán ánh sáng làm cho nó có khả năng chính xác cực cao, vì vậy các phương pháp đo bán kính sao này khả thi hơn so với trước đây. Mặc dù vậy, phương pháp ưa thích để đo bán kính sao là tính toán chúng từ độ sáng và nhiệt độ bằng Định luật Stefan-Boltzmann.
Mối quan hệ bán kính, độ chói và nhiệt độ
Đối với hầu hết các mục đích, một ngôi sao có thể được coi là một cơ thể màu đen và lượng năng lượng P bức xạ bởi bất kỳ cơ thể màu đen có liên quan đến nhiệt độ của nó T và diện tích bề mặt Một theo Luật Stefan-Boltzmann, quy định rằng: P/Một = T4, Ở đâu σ là hằng số Stefan-Boltzmann.
Xem xét rằng một ngôi sao là một hình cầu có diện tích bề mặt là 4π_R_2, Ở đâu R là bán kính, và đó P tương đương với độ sáng của các ngôi sao L, có thể đo lường được, phương trình này có thể được sắp xếp lại để diễn đạt L về mặt R và T:
L = 4πR ^ 2σT ^ 4Độ chói thay đổi theo bình phương bán kính sao và sức mạnh thứ tư của nhiệt độ của nó.
Đo nhiệt độ và độ sáng
Các nhà vật lý thiên văn có được thông tin về các ngôi sao đầu tiên và quan trọng nhất bằng cách nhìn vào chúng qua kính viễn vọng và kiểm tra quang phổ của chúng. Màu sắc của ánh sáng mà ngôi sao tỏa sáng là một dấu hiệu cho thấy nhiệt độ. Những ngôi sao màu xanh là nóng nhất trong khi những ngôi sao màu cam và đỏ là tuyệt nhất.
Các ngôi sao được phân thành bảy loại chính, được xác định bằng các chữ cái O, B, A, F, G, K và M và được phân loại trên Biểu đồ Hertzsprung-Russell, giống như một máy tính nhiệt độ sao, so sánh nhiệt độ bề mặt với độ sáng.
Về phần nó, độ sáng có thể được bắt nguồn từ một cường độ tuyệt đối của các ngôi sao, là thước đo độ sáng của nó, được hiệu chỉnh theo khoảng cách. Nó được định nghĩa là ngôi sao sẽ sáng như thế nào nếu cách xa 10 phân tích. Theo định nghĩa này, mặt trời mờ hơn một chút so với Sirius, mặc dù cường độ rõ ràng của nó rõ ràng là lớn hơn thế nhiều.
Để xác định một ngôi sao có cường độ tuyệt đối, các nhà vật lý thiên văn phải biết nó ở xa đến mức nào, mà họ xác định thông qua nhiều phương pháp, bao gồm thị sai và so sánh với các ngôi sao biến đổi.
Định luật Stefan-Boltzmann như một máy tính kích thước sao
Thay vì tính toán bán kính sao theo đơn vị tuyệt đối, điều này không có ý nghĩa lắm, các nhà khoa học thường tính toán chúng dưới dạng phân số hoặc bội số của bán kính mặt trời. Để làm điều này, sắp xếp lại phương trình Stefan-Boltzmann để biểu thị bán kính theo độ sáng và nhiệt độ:
R = frac {k sqrt {L}} {T ^ 2} {Trong đó} ; k = frac {1} {2 sqrt {πσ}}Nếu bạn hình thành tỷ lệ bán kính của ngôi sao so với mặt trời (R / RS), hằng số tỷ lệ biến mất và bạn nhận được:
frac {R} {R_s} = frac {T_s ^ 2 sqrt {(L / L_s)}} {T ^ 2}Như một ví dụ về cách bạn sử dụng mối quan hệ này để tính kích thước sao, hãy xem xét rằng các ngôi sao có chuỗi lớn nhất có độ sáng gấp hàng triệu lần so với mặt trời và có nhiệt độ bề mặt khoảng 40.000 K. Cắm vào những con số này, bạn thấy rằng bán kính của những ngôi sao như vậy gấp khoảng 20 lần mặt trời.