1. Använda HertzSPrung-russell-diagrammet (H-R-diagram):
* H-R-diagrammet: Detta är ett grundläggande verktyg i astronomi som plottar stjärnor baserat på deras temperatur (spektral typ) på den horisontella axeln och deras ljusstyrka på den vertikala axeln.
* Huvudsekvens: Huvudsekvensstjärnor ligger längs ett diagonalt band på H-R-diagrammet. De smälter väte i helium i sina kärnor.
* ljusstyrka och spektral typ: H-R-diagrammet visar ett tydligt samband mellan en stjärns spektraltyp (temperatur) och dess ljusstyrka.
Förfarande:
1. Bestäm stjärnans spektraltyp: Detta kan göras genom att analysera dess ljuspektrum.
2. Leta reda på stjärnans spektraltyp på H-R-diagrammet: Hitta motsvarande punkt på huvudsekvensbandet.
3. Läs ljusstyrkan: Motsvarande punkt på den vertikala axeln (ljusaxeln) ger dig stjärnans ljusstyrka.
2. Med hjälp av mass-luminositetsförhållandet:
* Förhållande: För huvudsekvensstjärnor finns det en stark korrelation mellan massa och ljusstyrka:mer massiva stjärnor är betydligt mer lysande.
* Formel: Förhållandet kan grovt approximeras av formeln:l ∝ m^3,5 (l =ljusstyrka, m =massa). Detta innebär att en stjärna dubbelt så massiv som en annan stjärna kommer att vara cirka 11 gånger mer lysande.
* Massbestämning: Du måste bestämma stjärnmassan, vilket kan vara svårt men görs genom olika metoder som att analysera binära stjärnsystem eller tillämpa stjärnmodeller.
3. Använda avståndet och uppenbart ljusstyrka:
* omvänd kvadratlag: Den uppenbara ljusstyrkan på en stjärna minskar med kvadratet på avståndet.
* Formel: L =4πd²b (l =ljusstyrka, d =avstånd, b =uppenbar ljusstyrka).
* Bestämma avstånd: Detta kräver metoder som parallaxmätningar (för närliggande stjärnor) eller standardljus som Cepheid -variabla stjärnor.
Viktiga överväganden:
* noggrannhet: Metoderna ovan ger uppskattningar, och noggrannheten beror på kvaliteten på data och stjärnans komplexitet.
* stellar evolution: Stjärnor utvecklas, och deras ljusstyrka förändras över tid, särskilt när de lämnar huvudsekvensen.
Exempel:
Låt oss säga att du har en stjärna med en spektral typ av G2V (som vår sol) och du vet att den är på ett avstånd av 10 Parsecs.
* h-r diagram: Med hjälp av H-R-diagrammet hittar du ljusstyrkan motsvarande G2V, vilket är ungefär 1 solens ljusstyrka.
* mass-luminositet: Om du känner till stjärnmassan kan du använda formeln för att beräkna dess ljusstyrka.
* Avstånd och ljusstyrka: Mätning av stjärnans uppenbara ljusstyrka och med hjälp av avståndet (10 parsecs) kan du beräkna dess ljusstyrka med den omvända fyrkantiga lagen.
Genom att kombinera dessa metoder kan astronomer bestämma ljusstjärnorna hos huvudsekvensstjärnor med varierande grad av noggrannhet.
