Ungefährer Spektraltyp und Leuchtkraft bei scheinbarer Helligkeit und Entfernung

Sie können die absolute Helligkeit eines Sterns berechnen:

$$M=m-5\log_{10}(\frac{d}{10\,\text{pc}})$$ Wo$M$ist absolute Größe,$m$ist scheinbare Größe und$d$ist die Distanz.

Dann werfen Sie einen Blick auf das HR-Diagramm.

Man sieht leicht, dass man zwei Daten benötigt, um die dritte zu erhalten, aber wir haben nur eine Angabe (absolute Magnitude). Das bedeutet, dass Sie auch die Leuchtkraftklassifizierung eines Sterns kennen müssen:

• I: Überriesen
• II: helle Riesen
• III: Riesen
• IV: Unterriesen
• V: Hauptreihe
• VI: Weiße Zwerge

Dann schauen Sie sich einfach den Schnittpunkt der Klasse und der absoluten Größe an.

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Wenn Sie den Radius kennen, ist dies noch einfacher. Alles, was Sie brauchen, ist diese Formel:

$$T={\Big{(}\frac{10^{0.4(4.77-M)}}{4\pi R^2 \sigma}\Big{)}}^{0.25}$$ $T$ist die Temperatur in Kelvin,$M$ist die absolute Größe des Sterns,$R$ist der Radius des Sterns,$\sigma$ist die Stefan-Boltzmann-Konstante.

Mit diesen Daten sehen Sie sich die Tabelle der Temperatur- und Spektralklassen oder das HR-Diagramm an.

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Wenn Ihnen Farbe gegeben wird, haben Sie bereits eine Antwort (Spektralklasse wird mit Farbe definiert). Wenn Ihnen die Temperatur angezeigt wird, können Sie sich das HF-Diagramm ansehen.