Astronomy
Trajectoires d'évolution stellaire
Une étoile et son diagramme de Hertzsprung-Russell à la même horloge. La couleur vient de la température de la trajectoire via la courbe de Planck, la taille du rayon qui découle de L et T : rien n'est colorié à la main.
Ce qui se passe
Une étoile et son diagramme de Hertzsprung-Russell à la même horloge. La couleur vient de la température de la trajectoire via la courbe de Planck, la taille du rayon qui découle de L et T : rien n'est colorié à la main. Modèle pédagogique : relations masse–luminosité et masse–rayon, étalonnage solaire T☉ = 5772 K et phases tardives schématiques. Les rayons découlent de L et T. Composition, rotation, perte de masse et évolution binaire ne sont pas calculées ; les seuils des résidus sont approximatifs.
Équations du module
Équations Unités solaires: L(M) = 0.23 M^2.3 pour M<0.43 ; M^4 pour M<2 ; 1.4 M^3.5 pour M<55 ; 32000 M ci-dessus. R(M) = M^0.8 en dessous d'une masse solaire; M^0.57 au-dessus. T = T_sun (L/R^2)^(1/4) , avec le calibrage solaire adopté T_sun = 5772 K . t_MS = 10 Gyr M/L : log t versus log M a la pente 1 moins l'exposant de luminosité locale. Phases ultérieures: ancrages nommés schématiques dans log T et log L ; rayon R = sqrt(L)/(T/T_sun)^2 . Rayons représentatifs des restes: naine blanche environ 0.0152 R_sun ; étoile à neutrons environ 12 km . Seuils d'enseignement approximatifs: naine blanche sous 8 M_sun , étoile à neutrons sous 25 , trou noir au-dessus. Pas de grille de métallicité, d'intégration de structure stellaire, d'interaction binaire ou de calcul de perte de masse.
