질량-광도 관계 문서 원본 보기

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'''질량-광도 관계'''(mass–luminosity relation)란 [[천체물리학]]에서 별의 질량과 [[광도]] 사이의 관계에서 주어지는 방정식이다. 관계는 다음 식으로 표현된다.

:<math>\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^a</math>

이때 ''L''<sub>⊙</sub>과 ''M''<sub>⊙</sub>은 각각 [[태양]]의 광도 및 질량이고 1&nbsp;<&nbsp;''a''&nbsp;<&nbsp;6이다.<ref name="evolutionofstars">{{서적 인용|이탤릭체=예|last=Salaris|first=Maurizio|author2=Santi Cassisi|title=Evolution of stars and stellar populations |publisher=John Wiley & Sons|year=2005|pages=138–140|isbn=0-470-09220-3|url=http://books.google.com/books?id=r1dNzr8viRYC&lpg=PA138&dq=Mass-Luminosity%20relation&lr=&client=firefox-a&pg=PA138#v=onepage&q=&f=false}}</ref> [[주계열성]]의 경우 ''a''값은 ''a''＝3.5이다.<ref>{{웹 인용|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/herrus.html#c3|title=Mass-luminosity relationship|publisher=Hyperphysics|accessdate=2009-08-23}}</ref> 별이 [[에딩턴 광도]]에 가까워지면 ''a''＝1이 된다.

요약하면 다음과 같다.<ref name="evolutionofstars"/><ref name="advanced">{{서적 인용|이탤릭체=예|last=[[Neb Duric|Duric]]|first=[[Neb Duric|Nebojsa]]|title=Advanced astrophysics|publisher=Cambridge University Press|year=2004|pages=19|isbn=978-0-521-52571-8|url=http://books.google.com/books?id=-ljdYMmI0EIC&lpg=PA19&ots=VdMUIiCdP_&dq=Mass-luminosity%20relation&pg=PA19#v=onepage&q=&f=false}}</ref>

:<math>\frac{L}{L_{\odot}} \approx .23\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{2.3}   \qquad (M < .43M_{\odot})</math>
:<math>\frac{L}{L_{\odot}} = \left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^4   \qquad\qquad      (.43M_{\odot} < M < 2M_{\odot})</math>
:<math>\frac{L}{L_{\odot}} \approx 1.5\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)^{3.5}   \qquad (2M_{\odot} < M < 20M_{\odot})</math>
:<math>\frac{L}{L_{\odot}} \approx 3200 \frac{M}{M_{\odot}}   \qquad (M > 20M_{\odot})</math>

== 각주 ==
<references/>

[[분류:항성천문학]]
[[분류:항성 진화]]