1. Hertzsprung-Russell 다이어그램 사용 (H-R 다이어그램) :
* H-R 다이어그램 : 이것은 천문학의 기본 도구로 수평 축의 온도 (스펙트럼 유형)와 수직 축에서의 광도를 기준으로 별을 표시합니다.
* 주요 순서 : 메인 시퀀스 스타는 H-R 다이어그램의 대각선 밴드를 따라 있습니다. 그들은 수소를 코어의 헬륨으로 융합하고 있습니다.
* 광도 및 스펙트럼 유형 : H-R 다이어그램은 별의 스펙트럼 유형 (온도)과 광도 사이의 명확한 관계를 보여줍니다.
절차 :
1. 별의 스펙트럼 유형을 결정하십시오 : 이것은 광 스펙트럼을 분석하여 수행 할 수 있습니다.
2. H-R 다이어그램에서 별의 스펙트럼 유형을 찾으십시오. 메인 시퀀스 대역에서 해당 점을 찾으십시오.
3. 광도를 읽으십시오 : 수직 축 (Luminosity Axis)의 해당 점은 별의 광도를 제공합니다.
2. 질량-발광 관계 사용 :
* 관계 : 주요 시퀀스 별의 경우 질량과 광도 사이에는 강한 상관 관계가 있습니다. 더 큰 별은 훨씬 더 빛나고 있습니다.
* 공식 : 관계는 공식에 의해 대략 근사 될 수있다 :l ∝ m^3.5 (l =광도, m =질량). 이것은 다른 스타보다 두 배나 큰 별이 약 11 배 더 빛나게 될 것임을 의미합니다.
* 질량 결정 : 이진 별 시스템 분석 또는 별 모델 적용과 같은 다양한 방법을 통해 어려울 수는 있지만 스타의 질량을 결정해야합니다.
3. 거리와 명백한 밝기 사용 :
* 역 제곱 법칙 : 별의 명백한 밝기는 거리의 제곱에 따라 감소합니다.
* 공식 : l =4πd²b (l =광도, d =거리, b =명백한 밝기).
* 거리 결정 : 이를 위해서는 시차 측정 (근처 별의 경우) 또는 Cepheid 변수 별과 같은 표준 양초와 같은 방법이 필요합니다.
중요한 고려 사항 :
* 정확도 : 위의 방법은 추정을 제공하며 정확도는 데이터의 품질과 별의 복잡성에 따라 다릅니다.
* 별 진화 : 별은 진화하고, 특히 주 시퀀스를 떠날 때 시간이 지남에 따라 빛이 변합니다.
예 :
스펙트럼 유형의 G2V (우리 태양과 같은)가있는 별이 있고 그것이 10 개의 parsec의 거리에 있다는 것을 알고 있습니다.
* H-R 다이어그램 : H-R 다이어그램을 사용하면 대략 1 태양 광도 인 G2V에 해당하는 광도가 있습니다.
* 질량-우두함 : 별의 질량을 알고 있다면 공식을 사용하여 광도를 계산할 수 있습니다.
* 거리와 밝기 : 별의 명백한 밝기를 측정하고 거리 (10 파르세스)를 사용하여 역 제곱 법칙을 사용하여 광도를 계산할 수 있습니다.
이러한 방법을 결합함으로써 천문학자는 다양한 정도의 정확도로 주요 시퀀스 별의 빛을 결정할 수 있습니다.
