Vzťah hmotnosť-svietivosť
 |
Podľa názoru niektorých redaktorov by tento článok mal byť spojený s článkom Eddingtonova rovnica. Ak s tým nesúhlasíte, vyjadrite sa, prosím, v diskusii. |
Vzťah hmotnosť-svietivosť je empiricky zistená závislosť svietivosti hviezd od ich hmotnosti, teoreticky odvodená v roku 1924 A. S. Eddingtonom. Vzťah hmotnosť-svietivosť sa overil pri štúdiu dvojhviezd, pri ktorých sa dali určiť hmotnosti a svietivosti obidvoch zložiek. Pri hviezdach hlavnej postupnosti (Hertzsprungov-Russellov diagram) možno túto závislosť vyjadriť približnými vzťahmi
 |
Tento článok alebo jeho časť si vyžaduje úpravu, aby zodpovedal vyššiemu štandardu kvality. Prosím, pozrite si stránky pomocníka, odporúčanie pre encyklopedický štýl a článok vhodne upravte. |
- log(L/Lסּ) = 4 . log(M/Mסּ) pri L > Lסּ ,
- log(L/Lסּ) = 2,8 . log(M/Mסּ) pri L < Lסּ ,
kde L a M je svietivosť a hmotnosť hviezdy, Lסּ a Mסּ svietivosť a hmotnosť Slnka. Eddington teoreticky dokázal, že pri guli z ideálneho plynu v žiarivej rovnováhe je svietivosť úmerná M3,5 (Eddingtonova rovnica). Na základe vzťahu hmotnosť-svietivosť možno určiť hmotnosť hviezd, ak je známa ich svietivosť. Graficky vyjadrený vzťah hmotnosť-svietivosť je diagram hmotnosť-svietivosť.
