Astronomy
Trayectorias de evolución estelar
Una estrella y su diagrama de Hertzsprung-Russell en el mismo reloj. El color sale de la temperatura de la trayectoria por la curva de Planck, el tamaño del radio que se sigue de L y T: nada está coloreado a mano.
Qué ocurre
Una estrella y su diagrama de Hertzsprung-Russell en el mismo reloj. El color sale de la temperatura de la trayectoria por la curva de Planck, el tamaño del radio que se sigue de L y T: nada está coloreado a mano. Modelo didáctico: relaciones entre masa, luminosidad y radio, calibración solar T☉ = 5772 K y etapas tardías esquemáticas. Los radios se obtienen de L y T. No se calculan composición, rotación, pérdida de masa ni evolución binaria; los umbrales de remanentes son aproximados.
Ecuaciones del módulo
Ecuaciones Unidades solares: L(M) = 0.23 M^2.3 para M<0.43 ; M^4 para M<2 ; 1.4 M^3.5 para M<55 ; 32000 M arriba. R(M) = M^0.8 por debajo de una masa solar; M^0.57 por encima. T = T_sun (L/R^2)^(1/4) , con la calibración solar adoptada T_sun = 5772 K . t_MS = 10 Gyr M/L : log t versus log M tiene pendiente 1 menos el exponente de luminosidad local. Fases posteriores: anclajes esquemáticos nombrados en log T y log L ; radio R = sqrt(L)/(T/T_sun)^2 . Radios residuales representativos: enana blanca alrededor de 0.0152 R_sun ; estrella de neutrones alrededor de 12 km . Umbrales de enseñanza aproximados: enana blanca por debajo 8 M_sun , estrella de neutrones por debajo 25 , agujero negro por encima. No hay rejilla de metalicidad, integración de estructura estelar, interacción binaria o cálculo de pérdida de masa.
