Mass-to-light ratio
http://dbpedia.org/resource/Mass-to-light_ratio
천체물리학과 물리 우주론에서 질량-광도 비율(주로 그리스 문자 ϒ로 표기한다.)은 은하의 질량(공간 내의 질량이기 때문에 암흑물질을 포함하는 질량임)을 은하의 광도로 나눈 값이다. 이 비율은 태양을 기준으로 한 값인 ϒ☉ = 5133 kg/W의 배수로 표현된다.(태양질량(M☉)를 태양광도(L☉)로 나눈 값과 같다. = M☉/L☉ ) 은하와 성단의 질량-광도 비율은 ϒ☉보다 크다. 이유는 공간상에 관측 가능한 물질 이외에도 암흑물질이 존재하기 때문이다. 광도는 측광을 통해서 얻어지며, 및 소광 보정을 거쳐 구한다. 그리고 광도는 을 통해 복사 등급으로 나타내야한다. 질량은 주로 비리얼 정리를 적용하거나 중력렌즈 효과를 통해 구한다. 대부분의 은하는 2에서 10 ϒ☉의 비율을 가진다. ΛCDM 모형에서 관측 가능한 우주의 질량-광도 비율은 거의 100 ϒ☉로 여겨진다.
rdf:langString
質量光度比(Mass-to-light ratio)は、体積当たり（通常は銀河や星団程度）の質量と光度の商である。天体物理学や宇宙物理学においては、の記号で表す。これらの比はしばしば、太陽質量を太陽光度で割った定数 = 5133 kg/Wを基準に計算される。銀河や星団の質量光度比は、常に太陽の値よりもずっと大きい。これは、部分的には、これらの天体の質量のほとんどは恒星の内部にはないためであるが、質量の多くの部分が暗黒物質であることも示唆される。 光度は、測光学によって求めた値を距離の逆二乗則や減光の効果で補正して求める。一般に、天体が発している放射の完全なスペクトルが得られなくても、モデルに外挿して求めることができる。このようにして求めた光度は、放射光度と呼ばれる。 質量は、しばしばビリアル定理を用いた計算や重力レンズから得られる。 銀河の典型的な質量光度比は、2から10であり、最も大きなスケールである観測可能な宇宙の質量光度比は、Λ-CDMモデルに従えば、約100に達する。
rdf:langString
質光比，通常的符號是。這是天文物理和物理宇宙學共同對佔有體積（通常是星系或星系團）的總質量和其光度之間的商數。這個比率經常使用太陽質量和太陽亮度的比值（ = 5133 kg/W，等同於M☉/L☉），作為計算恆星的基本常數。星系和星系團的質光比都遠大於，因為這些天體中的質量大多數不是來自駐留在其恆星，有很大一部分的物質是以暗物質的形態存在於其中。 從觀測得到的光度，需要校正距離黯淡和星際消光的影響。一般情況下，除非可以獲得該天體完整的光譜輻射排放量，模型必須通過冪律或黑體任一的適合，從而得到的亮度被稱為熱光度。 質量經常從維理系統的動力學計算或重力透鏡效應取得。典型星系的質光比範圍在2～10，在可觀測宇宙的最大質光比大約是100，符合目前最適合的宇宙學模型。
rdf:langString
في الفيزياء الفلكية وعلم الكون الفيزيائي نسبة الكتلة إلى الضوء، وعادة ما يتم تعيينها برمز أبسيلون اليوناني , هو النسبة بين الكتلة الكلية والحيز المكاني (الفضائي) (عادة على مقاييس المجرة أو العنقود المجري) وضياؤها.وغالبا ما يتم التعبير عن هذه النسبة باستخدام القيمة المحسوبة للشمس كنسبة أساسية ثابتة = 5133 كغم/واط مساوية لكتلة شمسية مقسومة على الضياء الشمسي . نسبة الكتلة إلى الضوء للمجرات والعناقيد كلها أكبر بكثير من ويرجع ذلك جزئيا إلى حقيقة أن معظم هذه المادة الباريونية في هذه الأجرام لا تكمن داخل النجوم ولكن أيضا في شكل غازات وغبار في الوسط بين نجمي وتشير عمليات الرصد إلى أن جزء كبير من كتلة هذه الأجرام موجود في شكل مادة مظلمة.
rdf:langString
En astrofísica i cosmologia física la relació massa/lluminositat, normalment expreassada com a M/L o amb el símbol és el quocient entre la massa total d'un volum ( normalment a escala d'una galàxia o un cúmul de galàxies) i la seva lluminositat]. Aquestes relacions es presenten normalment usant el valor calculat per al Sol com a base de la relació en el qual és una constant = 5133 kg/W igual a la massa solar dividida per la lluminositat solar. La relació massa/lluminositat de les galàxies i cúmuls és molt més gran que a causa, en part, al fet que la majoria de la matèria d'aquests objectes no es troba dins les estrelles, les observacions suggereixen que una gran part està present en forma de matèria fosca.
rdf:langString
En astrofísica y cosmología física, la relación masa-luz, normalmente designada con la letra griega ípsilon, ϒ, es el cociente entre la masa total de un volumen espacial (típicamente en las escalas de una galaxia o un cúmulo ) y su luminosidad . Estas relaciones a menudo se referencian utilizando el valor calculado para el Sol como una relación de línea de base que es una constante ϒ☉ = 5133 kg/W : igual a la masa solar M ☉ dividida por la luminosidad solar L ☉ . Las proporciones de masa a luz de las galaxias y los cúmulos son mucho mayores que ϒ☉ debido en parte al hecho de que la mayor parte de la materia en estos objetos no reside dentro de las estrellas y las observaciones sugieren que una gran fracción está presente en forma de materia oscura.
rdf:langString
In astrophysics and physical cosmology the mass-to-light ratio, normally designated with the Greek letter upsilon, ϒ, is the quotient between the total mass of a spatial volume (typically on the scales of a galaxy or a cluster) and its luminosity. These ratios are often reported using the value calculated for the Sun as a baseline ratio which is a constant ϒ☉ = 5133 kg/W: equal to the solar mass M☉ divided by the solar luminosity L☉, M☉/L☉. The mass-to-light ratios of galaxies and clusters are all much greater than ϒ☉ due in part to the fact that most of the matter in these objects does not reside within stars and observations suggest that a large fraction is present in the form of dark matter.
rdf:langString
En astrophysique et en cosmologie physique, le rapport masse/luminosité, généralement écrit sous la forme M/L et parfois avec le symbole , représente le rapport entre la masse d'un volume donné (typiquement une région de l'Univers observable telle qu'une galaxie ou un amas stellaire) et sa luminosité. Ce rapport est souvent exprimé par rapport à celui du Soleil, qui vaut : = M☉/L☉ = 1,988 92 × 1030 kg / 3,839 × 1026 W = 5 180 kg/W.
rdf:langString
Stosunek masy do światła – iloraz całkowitej masy w danej objętości przestrzeni i jej jasności, zazwyczaj oznaczany symbolem . Objętość zajmowana przez masę zazwyczaj oznacza obszar o skali galaktyki lub gromady galaktyk. Często stosunek masy do światła podawany jest w odniesieniu do wartości obliczonej dla Słońca. Wartość ta jest stała, wynosi = 5133 kg/W. Stosunek masy do światła dla galaktyk i ich gromad jest znacznie większy niż z uwagi na fakt, że większość materii w tych obiektach nie znajduje się w gwiazdach, lecz jest obserwowana jako forma ciemnej materii.
rdf:langString
Отношение масса-светимость — в астрофизике и физической космологии величина, показывающаяотношение полной массы в данном пространственном объёме (обычно на масштабах галактики или скопления) к его светимости.Обозначается символом . Как правило, данное отношение указывается в терминах отношения масса-светимость для Солнца, = 5133 кг/Вт, которое равно отношению массы Солнца к его светимости и является постоянной величиной.
rdf:langString
rdf:langString
نسبة الكتلة إلى الضوء
rdf:langString
Relació massa/lluminositat
rdf:langString
Relación masa-luz
rdf:langString
Rapport masse/luminosité
rdf:langString
質量光度比
rdf:langString
Mass-to-light ratio
rdf:langString
질량-광도 비율
rdf:langString
Stosunek masy do światła
rdf:langString
Отношение масса/светимость
rdf:langString
質光比
xsd:integer
4095925
xsd:integer
1092462454
rdf:langString
June 2022
rdf:langString
Why is the mass/luminosity ratio "often reported"? Why is it significant? What sets it apart from other ratios that could be calculated?
rdf:langString
في الفيزياء الفلكية وعلم الكون الفيزيائي نسبة الكتلة إلى الضوء، وعادة ما يتم تعيينها برمز أبسيلون اليوناني , هو النسبة بين الكتلة الكلية والحيز المكاني (الفضائي) (عادة على مقاييس المجرة أو العنقود المجري) وضياؤها.وغالبا ما يتم التعبير عن هذه النسبة باستخدام القيمة المحسوبة للشمس كنسبة أساسية ثابتة = 5133 كغم/واط مساوية لكتلة شمسية مقسومة على الضياء الشمسي . نسبة الكتلة إلى الضوء للمجرات والعناقيد كلها أكبر بكثير من ويرجع ذلك جزئيا إلى حقيقة أن معظم هذه المادة الباريونية في هذه الأجرام لا تكمن داخل النجوم ولكن أيضا في شكل غازات وغبار في الوسط بين نجمي وتشير عمليات الرصد إلى أن جزء كبير من كتلة هذه الأجرام موجود في شكل مادة مظلمة. يتم الحصول على لمعان من الملاحظات الضوئية، وتصحيح السطوع الملاحظ للجسم من وجوه لآثار تعتيم والإخماد. بشكل عام، ما لم يتم الحصول على طيف كامل من الإشعاع المنبعث من الكائن، يجب استقراء نموذج إما من خلال قانون الطاقة أو الجسم الأسود. اللمعان الذي تم الحصول عليه بهذه الطريقة يعرف باسم اللمعان البوليمري.غالبًا ما يتم حساب الكتل من ديناميات نظام نظرية فيريال أو من عدسة الجاذبية. تتراوح نسب الكتلة إلى الضوء النموذجية للمجرات من 2 إلى 10 ϒ☉ بينما في الكتلة الأكبر، تبلغ نسبة الكتلة إلى الضوء في الكون المرئي حوالي 100 ϒ☉ ، بالتوافق مع أفضل نموذج كوني مناسب حاليًا (نموذج لامبدا-سي دي إم).
rdf:langString
En astrofísica i cosmologia física la relació massa/lluminositat, normalment expreassada com a M/L o amb el símbol és el quocient entre la massa total d'un volum ( normalment a escala d'una galàxia o un cúmul de galàxies) i la seva lluminositat]. Aquestes relacions es presenten normalment usant el valor calculat per al Sol com a base de la relació en el qual és una constant = 5133 kg/W igual a la massa solar dividida per la lluminositat solar. La relació massa/lluminositat de les galàxies i cúmuls és molt més gran que a causa, en part, al fet que la majoria de la matèria d'aquests objectes no es troba dins les estrelles, les observacions suggereixen que una gran part està present en forma de matèria fosca. Les lluminositats s'obtenen d'observacions fotomètriques, corregint la brillantor de l'objecte observat per l'enfosquiment per la distància i els efectes de l'extinció interestel·lar. En general, a menys que s'obtingui un complet espectre de la radiació emesa per l'objecte, s'ha d'extrapolar un model en el que tant la o cos negre s'addigui. La lluminositat obtinguda es coneix com a lluminositat bolomètrica. Les masses es calculen sovint de la dinàmica del sistema virialitzat o de lents gravitatòries. La típica relació massa lluminositat per les galàxies varia de 2 a 10 metre que en les escales més grans, la relació massa lluminositat de l'univers observable és aproximadament 100 , en concordança amb el model Lambda-CDM.
rdf:langString
En astrofísica y cosmología física, la relación masa-luz, normalmente designada con la letra griega ípsilon, ϒ, es el cociente entre la masa total de un volumen espacial (típicamente en las escalas de una galaxia o un cúmulo ) y su luminosidad . Estas relaciones a menudo se referencian utilizando el valor calculado para el Sol como una relación de línea de base que es una constante ϒ☉ = 5133 kg/W : igual a la masa solar M ☉ dividida por la luminosidad solar L ☉ . Las proporciones de masa a luz de las galaxias y los cúmulos son mucho mayores que ϒ☉ debido en parte al hecho de que la mayor parte de la materia en estos objetos no reside dentro de las estrellas y las observaciones sugieren que una gran fracción está presente en forma de materia oscura. Las luminosidades se obtienen a partir de observaciones fotométricas, corrigiendo el brillo observado del objeto por los efectos de atenuación por la distancia y extinción. En general, a menos que se obtenga un espectro completo de la radiación emitida por el objeto, un modelo debe extrapolarse mediante la ley potencial o ajustes de cuerpo negro. La luminosidad así obtenida se conoce como luminosidad bolométrica. Las masas a menudo se calculan a partir de la dinámica del sistema virializado o de lentes gravitacionales. Las proporciones típicas de masa a luz para galaxias varían de 2 a 10 ϒ☉ mientras que en las escalas más grandes, la relación masa-luz del universo observable es aproximadamente 100 ϒ☉, de acuerdo con el modelo cosmológico de mejor ajuste actual.
rdf:langString
In astrophysics and physical cosmology the mass-to-light ratio, normally designated with the Greek letter upsilon, ϒ, is the quotient between the total mass of a spatial volume (typically on the scales of a galaxy or a cluster) and its luminosity. These ratios are often reported using the value calculated for the Sun as a baseline ratio which is a constant ϒ☉ = 5133 kg/W: equal to the solar mass M☉ divided by the solar luminosity L☉, M☉/L☉. The mass-to-light ratios of galaxies and clusters are all much greater than ϒ☉ due in part to the fact that most of the matter in these objects does not reside within stars and observations suggest that a large fraction is present in the form of dark matter. Luminosities are obtained from photometric observations, correcting the observed brightness of the object for the distance dimming and extinction effects. In general, unless a complete spectrum of the radiation emitted by the object is obtained, a model must be extrapolated through either power law or blackbody fits. The luminosity thus obtained is known as the bolometric luminosity. Masses are often calculated from the dynamics of the virialized system or from gravitational lensing. Typical mass-to-light ratios for galaxies range from 2 to 10 ϒ☉ while on the largest scales, the mass to light ratio of the observable universe is approximately 100 ϒ☉, in concordance with the current best fit cosmological model.
rdf:langString
En astrophysique et en cosmologie physique, le rapport masse/luminosité, généralement écrit sous la forme M/L et parfois avec le symbole , représente le rapport entre la masse d'un volume donné (typiquement une région de l'Univers observable telle qu'une galaxie ou un amas stellaire) et sa luminosité. Ce rapport est souvent exprimé par rapport à celui du Soleil, qui vaut : = M☉/L☉ = 1,988 92 × 1030 kg / 3,839 × 1026 W = 5 180 kg/W. Les valeurs du rapport masse/luminosité des galaxies et des amas stellaires — qu'ils soient ouverts ou globulaires — sont toujours sensiblement supérieures à car toute la matière baryonique ne s'y trouve pas sous forme d'étoiles mais également sous forme de gaz et de poussières formant leur milieu interstellaire, l'analyse de leur champ gravitationnel suggérant par ailleurs que l'essentiel de leur masse y soit présente sous forme de matière noire. Le rapport masse/luminosité est calculé à partir de la magnitude bolométrique corrigée des effets d'extinction. Dans la mesure où on n'obtient rarement le spectre électromagnétique complet d'un objet astronomique, ce spectre doit être extrapolé à l'aide d'un modèle, typiquement par une loi de puissance ou par le rayonnement du corps noir. La masse est quant à elle déduite du théorème du viriel ou d'effets de lentille gravitationnelle. Le rapport masse/luminosité des amas stellaires et des galaxies varie typiquement de 2 à 10 fois le rapport solaire, tandis qu'il est de l'ordre de 100 fois cette valeur à l'échelle de l'Univers observable, en accord avec les modèles cosmologiques les plus généralement acceptés, tels que le modèle ΛCDM.
rdf:langString
천체물리학과 물리 우주론에서 질량-광도 비율(주로 그리스 문자 ϒ로 표기한다.)은 은하의 질량(공간 내의 질량이기 때문에 암흑물질을 포함하는 질량임)을 은하의 광도로 나눈 값이다. 이 비율은 태양을 기준으로 한 값인 ϒ☉ = 5133 kg/W의 배수로 표현된다.(태양질량(M☉)를 태양광도(L☉)로 나눈 값과 같다. = M☉/L☉ ) 은하와 성단의 질량-광도 비율은 ϒ☉보다 크다. 이유는 공간상에 관측 가능한 물질 이외에도 암흑물질이 존재하기 때문이다. 광도는 측광을 통해서 얻어지며, 및 소광 보정을 거쳐 구한다. 그리고 광도는 을 통해 복사 등급으로 나타내야한다. 질량은 주로 비리얼 정리를 적용하거나 중력렌즈 효과를 통해 구한다. 대부분의 은하는 2에서 10 ϒ☉의 비율을 가진다. ΛCDM 모형에서 관측 가능한 우주의 질량-광도 비율은 거의 100 ϒ☉로 여겨진다.
rdf:langString
質量光度比(Mass-to-light ratio)は、体積当たり（通常は銀河や星団程度）の質量と光度の商である。天体物理学や宇宙物理学においては、の記号で表す。これらの比はしばしば、太陽質量を太陽光度で割った定数 = 5133 kg/Wを基準に計算される。銀河や星団の質量光度比は、常に太陽の値よりもずっと大きい。これは、部分的には、これらの天体の質量のほとんどは恒星の内部にはないためであるが、質量の多くの部分が暗黒物質であることも示唆される。 光度は、測光学によって求めた値を距離の逆二乗則や減光の効果で補正して求める。一般に、天体が発している放射の完全なスペクトルが得られなくても、モデルに外挿して求めることができる。このようにして求めた光度は、放射光度と呼ばれる。 質量は、しばしばビリアル定理を用いた計算や重力レンズから得られる。 銀河の典型的な質量光度比は、2から10であり、最も大きなスケールである観測可能な宇宙の質量光度比は、Λ-CDMモデルに従えば、約100に達する。
rdf:langString
Stosunek masy do światła – iloraz całkowitej masy w danej objętości przestrzeni i jej jasności, zazwyczaj oznaczany symbolem . Objętość zajmowana przez masę zazwyczaj oznacza obszar o skali galaktyki lub gromady galaktyk. Często stosunek masy do światła podawany jest w odniesieniu do wartości obliczonej dla Słońca. Wartość ta jest stała, wynosi = 5133 kg/W. Stosunek masy do światła dla galaktyk i ich gromad jest znacznie większy niż z uwagi na fakt, że większość materii w tych obiektach nie znajduje się w gwiazdach, lecz jest obserwowana jako forma ciemnej materii. Jasności są określane przez pomiary fotometrycze i korygowane o przygaszenie związane z odległością oraz efekty ekstyncji. Dla obiektów o nieznanym całym spektrum promieniowania emitowanego przez obiekt, wykonuje ekstrapolację na nieznane zakresy. Masy są często szacowane na podstawie dynamiki systemów wirialnych lub soczewkowania grawitacyjnego. Typowy stosunek masy do światła dla galaktyk wynosi od 2 do 10 w przypadku największych obszarów. Dla widzialnego Wszechświata wynosi około 100 zgodnie z najlepiej pasującym modelem kosmologicznym.
rdf:langString
Отношение масса-светимость — в астрофизике и физической космологии величина, показывающаяотношение полной массы в данном пространственном объёме (обычно на масштабах галактики или скопления) к его светимости.Обозначается символом . Как правило, данное отношение указывается в терминах отношения масса-светимость для Солнца, = 5133 кг/Вт, которое равно отношению массы Солнца к его светимости и является постоянной величиной. Отношение масса-светимость для галактик и скоплений превышает значение в частности потому, что большая часть вещества подобных объектов содержится не в звездах, а наблюдения свидетельствуют в пользу того, что значительная доля вещества представляет собой темную материю. Светимости определяются из фотометрических наблюдений с учетом коррекции наблюдаемой яркости за эффекты поглощения света. Массы определяются при изучении динамики системы в рамках вириальных соотношений или припроявлении эффекта гравитационного линзирования. Типичные значения отношения масса-светимость находятся в интервале от 2 до 10 , но на более крупных масштабах, для наблюдаемой Вселенной значение достигает 100 , что соответствует Лямбда-CDM модели.
rdf:langString
質光比，通常的符號是。這是天文物理和物理宇宙學共同對佔有體積（通常是星系或星系團）的總質量和其光度之間的商數。這個比率經常使用太陽質量和太陽亮度的比值（ = 5133 kg/W，等同於M☉/L☉），作為計算恆星的基本常數。星系和星系團的質光比都遠大於，因為這些天體中的質量大多數不是來自駐留在其恆星，有很大一部分的物質是以暗物質的形態存在於其中。 從觀測得到的光度，需要校正距離黯淡和星際消光的影響。一般情況下，除非可以獲得該天體完整的光譜輻射排放量，模型必須通過冪律或黑體任一的適合，從而得到的亮度被稱為熱光度。 質量經常從維理系統的動力學計算或重力透鏡效應取得。典型星系的質光比範圍在2～10，在可觀測宇宙的最大質光比大約是100，符合目前最適合的宇宙學模型。
xsd:nonNegativeInteger
2647