Astronomy
Diagrama de Hertzsprung–Russell
Explora temperatura, luminosidad y radio, compara dos estrellas 3D y examina una muestra HYG sin conexión.
Qué ocurre
Arrastra el punto: la temperatura disminuye a la derecha y la luminosidad bolométrica aumenta hacia arriba. Ambos ejes son logarítmicos. El radio sigue la ley de Stefan–Boltzmann. A igual temperatura, cien veces más luminosidad requiere un radio diez veces mayor. La secuencia principal y los ejemplos son ilustrativos, no objetos medidos ni trayectorias de edad. Los parámetros arbitrarios no siempre describen una estrella en equilibrio. La vista observacional separada muestra B−V y M_V de una muestra HYG. M_V se calcula con V y distancia, sin corrección de extinción. No se deduce de ello un radio bolométrico. Color y granulación son ilustraciones.
Ecuaciones del módulo
Ecuaciones L = 4*pi*R²*sigma*T_eff^4; T_sun = 5772 K (IAU 2015 B3) R/R_sun = sqrt(L/L_sun) * (5772 K / T_eff)² Ejes físicos: log10(T_eff/K) , invertido; log10(L/L_sun) , hacia arriba Ejes observados: B-V (mag) , hacia la derecha; M_V (mag) , más brillante hacia arriba M_V = V - 5*log10(d/pc) + 5; A_V = 0 aquí (no corregido por extinción) Color de la pantalla solamente: T_colour = 4600 K * (1/(0.92*(B-V)+1.7) + 1/(0.92*(B-V)+0.62)) Radios físicos: R_display proporcional a R , o explícitamente comprimido como R^0.22 HYG v4.0 muestra de enseñanza; d <= 100 pc ; sin corte de incertidumbre de paralaje; no una población de volumen completo Observado M_V no es M_bol ; los puntos observados no tienen radio bolométrico inferido o edad
