メインシーケンス内で示される明るさと温度の関係は何ですか?

メインシーケンスでは、明るさと温度の間に直接的な関係があります。より熱い星はより多くのエネルギーを光の形で放出するため、より明るく見えます。これは、星の温度が高くなるほど、単位表面積当たりに生成されるエネルギーが増加するためです。

数学的には、この関係はステファン・ボルツマンの法則を使用して表現できます。これは、黒体が放出する総電力は絶対温度の 4 乗に比例すると述べています。言い換えれば、星の光度 (L) はその実効温度 (T_eff) に関係します。 ) 次の方程式によります。

「」

L =k * R^2 * T_eff ^4

「」

どこ：

* L はワット (W) で表した星の明るさです。

* R は星の半径 (メートル)

* た_え ケルビン (K) で表した星の有効温度です。

* k はステファン ボルツマン定数 (5.67 x 10 ^-8 ) W m ^-2 K ^-4 )

ステファン・ボルツマンの法則は、星の明るさは温度の 4 乗に比例することを示しています。これは、他の星よりも 2 倍熱い星は 16 倍の光を発することを意味します。

明るさと温度の関係は、主系列星の基本的な特性の 1 つです。これにより、天文学者は星の明るさを測定することで星の温度を推定することができます。