About: Mass–luminosity relation     Goto   Sponge   NotDistinct   Permalink

An Entity of Type : yago:Whole100003553, within Data Space : dbpedia.org associated with source document(s)
QRcode icon
http://dbpedia.org/describe/?url=http%3A%2F%2Fdbpedia.org%2Fresource%2FMass%E2%80%93luminosity_relation

In astrophysics, the mass–luminosity relation is an equation giving the relationship between a star's mass and its luminosity. The relationship is represented by the equation: where L⊙ and M⊙ are the luminosity and mass of the Sun and 1 < a < 6. The value a = 3.5 is commonly used for main-sequence stars. This equation and the usual value of a = 3.5 only applies to main-sequence stars with masses 2M⊙ < M < 20M⊙ and does not apply to red giants or white dwarfs. As a star approaches the Eddington Luminosity then a = 1.

AttributesValues
rdf:type
rdfs:label
  • Masse-Leuchtkraft-Beziehung
  • Relazione massa-luminosità
  • Massa-lichtkrachtrelatie
  • Зависимость масса—светимость
  • 質光關係
  • Mass–luminosity relation
rdfs:comment
  • Eine Masse-Leuchtkraft-Beziehung stellt einen Zusammenhang zwischen der Masse eines Objektes beispielsweise eines Sterns und seiner Leuchtkraft dar.
  • In astrofisica la relazione massa-luminosità è un'equazione che illustra il rapporto esistente fra la massa di una stella e la sua luminosità.
  • De massa-lichtkrachtrelatie is een vergelijking uit de astrofysica die een verband geeft tussen de massa van een hoofdreeksster en haar lichtkracht. De relatie is gebaseerd op waarnemingen maar kan ook theoretisch worden verklaard.
  • In astrophysics, the mass–luminosity relation is an equation giving the relationship between a star's mass and its luminosity. The relationship is represented by the equation: where L⊙ and M⊙ are the luminosity and mass of the Sun and 1 < a < 6. The value a = 3.5 is commonly used for main-sequence stars. This equation and the usual value of a = 3.5 only applies to main-sequence stars with masses 2M⊙ < M < 20M⊙ and does not apply to red giants or white dwarfs. As a star approaches the Eddington Luminosity then a = 1.
  • 質光關係是天文物理中顯示恆星光度與質量之間關係的方程式。以公式表視的關係是: 此處的L⊙和M⊙是太陽的光度和質量,並且1 < a < 6。在主序帶上的恆星,通常 a = 3.5。 這個方程式使用a = 3.5 的值只適用於主序帶上質量在2M⊙ < M < 20M⊙,並且不適用於紅巨星和白矮星。 總之,不同質量範圍的恆星使用下面的關係式會得到更好的近似值: 對質量低於 .43M⊙的恆星,對流是唯一的能量傳輸程序,這使得關係發生重大的改變。對質量M > 20M⊙的恆星,這關係變得平坦的L ∝ M。這可以顯示這樣的變化是因為大質量恆星輻射壓力的增加。這些關係是憑藉著觀測距離經由標準的視差或其他方法正確測量出的聯星所得到的經驗方程式。在繪製出足夠的恆星之後,恆星會呈現對數函數圖,有著一定斜率的線對應於特定的a值。
  • Зависимость масса-светимость — в астрофизике уравнение, показывающее связь между массой звезды и её светимостью. Данное уравнение имеет вид где L⊙ и M⊙ — светимость и масса Солнца, 1 < a < 6. Значение a = 3.5 обычно используется для звезд главной последовательности с массами 2M⊙ < M < 20M⊙ и не применимо к красным гигантам или белым карликам. В случае достижения звездойпредела Эддингтона значение a = 1. Для различных диапазонов масс звезд зависимость масса-светимость выглядит следующим образом:
sameAs
dct:subject
Wikipage page ID
Wikipage revision ID
Link from a Wikipage to another Wikipage
foaf:isPrimaryTopicOf
prov:wasDerivedFrom
has abstract
  • Eine Masse-Leuchtkraft-Beziehung stellt einen Zusammenhang zwischen der Masse eines Objektes beispielsweise eines Sterns und seiner Leuchtkraft dar.
  • In astrofisica la relazione massa-luminosità è un'equazione che illustra il rapporto esistente fra la massa di una stella e la sua luminosità.
  • De massa-lichtkrachtrelatie is een vergelijking uit de astrofysica die een verband geeft tussen de massa van een hoofdreeksster en haar lichtkracht. De relatie is gebaseerd op waarnemingen maar kan ook theoretisch worden verklaard.
  • 質光關係是天文物理中顯示恆星光度與質量之間關係的方程式。以公式表視的關係是: 此處的L⊙和M⊙是太陽的光度和質量,並且1 < a < 6。在主序帶上的恆星,通常 a = 3.5。 這個方程式使用a = 3.5 的值只適用於主序帶上質量在2M⊙ < M < 20M⊙,並且不適用於紅巨星和白矮星。 總之,不同質量範圍的恆星使用下面的關係式會得到更好的近似值: 對質量低於 .43M⊙的恆星,對流是唯一的能量傳輸程序,這使得關係發生重大的改變。對質量M > 20M⊙的恆星,這關係變得平坦的L ∝ M。這可以顯示這樣的變化是因為大質量恆星輻射壓力的增加。這些關係是憑藉著觀測距離經由標準的視差或其他方法正確測量出的聯星所得到的經驗方程式。在繪製出足夠的恆星之後,恆星會呈現對數函數圖,有著一定斜率的線對應於特定的a值。 質光關係是很重要的,因為它可以用來發現距離遙遠而不能使用視差測量出的聯星距離,這種技術稱為" 動力視差 "。使用這種技術,可以估計出這一對聯星以太陽質量表示出的總質量。然後,使用天體力學的克卜勒定律,可以計算出這兩顆恆星之間的距離。一旦得到這段距離,就可以經由在天空中所佔扇形的弧度初步的估計出要測量的距離。從這種測量及恆星的視星等這兩者,可以得到光度,然後利用質光關係就可以得到恆星個別的質量。用這個質量在計算分離的距離。重複這樣的程序,經過多次的反覆運算之後,可以取得物差少於5%的精確度。質光關係也可以用來測量恆星的壽命,這指出恆星的壽命正比於M/L。一個發現是質量越大的恆星壽命越短,但恆星的質量隨著時間流逝,會使計算更為複雜。
  • Зависимость масса-светимость — в астрофизике уравнение, показывающее связь между массой звезды и её светимостью. Данное уравнение имеет вид где L⊙ и M⊙ — светимость и масса Солнца, 1 < a < 6. Значение a = 3.5 обычно используется для звезд главной последовательности с массами 2M⊙ < M < 20M⊙ и не применимо к красным гигантам или белым карликам. В случае достижения звездойпредела Эддингтона значение a = 1. Для различных диапазонов масс звезд зависимость масса-светимость выглядит следующим образом: Для звезд с массами меньше 0.43M⊙ основным механизмом переноса является конвекция, что значительно меняет соотношение. Для звезд с массами, превышающими 20M⊙, зависимость принимает вид L ∝ M.Можно показать, что данное изменение зависимости возникает благодаря увеличению давления излучения в массивных звездах. Данные уравнения получены эмпирически при определении масс звезд в двойных системах, расстояние до которых известно из измерений параллаксов или при применении других методов. При нанесении данных о достаточно большом количестве звезд на график с логарифмическим масштабом осей точки образуют линию, наклон которой показывает величину a. Зависимость масса-светимость важна, поскольку позволяет оценить расстояние до двойных систем, которые слишком далеки для того, чтобы было возможным измерение их параллакса, в рамках метода динамических параллаксов. Также данная зависимость может быть использована для определения времени жизни звезды, поскольку оно приблизительно пропорционально отношению M/L.
  • In astrophysics, the mass–luminosity relation is an equation giving the relationship between a star's mass and its luminosity. The relationship is represented by the equation: where L⊙ and M⊙ are the luminosity and mass of the Sun and 1 < a < 6. The value a = 3.5 is commonly used for main-sequence stars. This equation and the usual value of a = 3.5 only applies to main-sequence stars with masses 2M⊙ < M < 20M⊙ and does not apply to red giants or white dwarfs. As a star approaches the Eddington Luminosity then a = 1. In summary, the relations for stars with different ranges of mass are, to a good approximation, as the following: For stars with masses less than 0.43M⊙, convection is the sole energy transport process, so the relation changes significantly. For stars with masses M > 20M⊙ the relationship flattens out and becomes L ∝ M. It can be shown this change is due to an increase in radiation pressure in massive stars. These equations are determined empirically by determining the mass of stars in binary systems to which the distance is known via standard parallax measurements or other techniques. After enough stars are plotted, stars will form a line on a logarithmic plot and slope of the line gives the proper value of a. The mass/luminosity relation is important because it can be used to find the distance to binary systems which are too far for normal parallax measurements, using a technique called "dynamical parallax". In this technique, the masses of the two stars in a binary system are estimated, usually as being the mass of the Sun. Then, using Kepler's laws of celestial mechanics, the distance between the stars is calculated. Once this distance is found, the distance away can be found via the arc subtended in the sky, giving a preliminary distance measurement. From this measurement and the apparent magnitudes of both stars, the luminosities can be found, and by using the mass–luminosity relationship, the masses of each star. These masses are used to re-calculate the separation distance, and the process is repeated. The process is iterated many times, and accuracies as high as 5% can be achieved. The mass/luminosity relationship can also be used to determine the lifetime of stars by noting that lifetime is approximately proportional to M/L. One finds that more massive stars live shorter. A more sophisticated calculation factors in a star's loss of mass over time.
http://purl.org/voc/vrank#hasRank
is sameAs of
is Link from a Wikipage to another Wikipage of
is Wikipage redirect of
is foaf:primaryTopic of
Faceted Search & Find service v1.17_git39 as of Aug 09 2019


Alternative Linked Data Documents: PivotViewer | iSPARQL | ODE     Content Formats:       RDF       ODATA       Microdata      About   
This material is Open Knowledge   W3C Semantic Web Technology [RDF Data] Valid XHTML + RDFa
OpenLink Virtuoso version 07.20.3232 as of Aug 9 2019, on Linux (x86_64-generic-linux-glibc25), Single-Server Edition (61 GB total memory)
Data on this page belongs to its respective rights holders.
Virtuoso Faceted Browser Copyright © 2009-2019 OpenLink Software