A relação Massa-Luminosidade

As massas das estrelas podem ser determinadas no caso de estrelas binárias, aplicando-se a Terceira Lei de Kepler. Essas observações têm mostrado que as massas das estrelas aumentam de baixo para cima ao longo da seqüência principal. Pode-se portanto estabelecer uma relação massa-luminosidade, que por sua vez permite estimar as massas das estrelas baseadas em seu tipo espectral. Para estrelas com massas (M) grandes, maiores do que 3 massas solares, a luminosidade é proporcional ao cubo da massa; já para massas pequenas, menores do que 0,5 massa solar, a luminosidade é proporcional à potência 2,5 da massa, ou seja:

$M \geq 3 M_\odot, L \propto M^3 $

$3 M_\odot \geq M \geq 0,5 M_\odot, L \propto M^{4} $

$M \leq 0,5 M_\odot, L \propto M^{2,5} $

Como uma média para todas as massas usamos
$L\propto M^{3}$

As massas das estrelas variam entre 0,08 e 100 massas solares, ao passo que as luminosidades das estrelas variam entre $ 10^{-4}$ e $ 10^{+6}$ vezes a luminosidade do sol.

Atenção: nas equações acima, M representa a massa e não a magnitude!


next up previous
Próxima: Extremos de luminosidade, raios e densidades Volta: Estrelas Anterior: Cúmulos Estelares
©
Modificada em 20 ago 2002