Astronomy
Tracce di evoluzione stellare
Una stella e il suo diagramma di Hertzsprung-Russell sullo stesso orologio. Il colore viene dalla temperatura della traccia attraverso la curva di Planck, la dimensione dal raggio che segue da L e T: nulla è colorato a mano.
Cosa succede
Una stella e il suo diagramma di Hertzsprung-Russell sullo stesso orologio. Il colore viene dalla temperatura della traccia attraverso la curva di Planck, la dimensione dal raggio che segue da L e T: nulla è colorato a mano. Modello didattico: relazioni massa–luminosità e massa–raggio, calibrazione solare T☉ = 5772 K e fasi avanzate schematiche. I raggi derivano da L e T. Composizione, rotazione, perdita di massa ed evoluzione binaria non sono calcolate; le soglie dei resti stellari sono approssimate.
Equazioni del modulo
Equazioni Unità solari: L(M) = 0.23 M^2.3 per M<0.43 ; M^4 per M<2 ; 1.4 M^3.5 per M<55 ; 32000 M sopra. R(M) = M^0.8 sotto una massa solare; M^0.57 sopra. T = T_sun (L/R^2)^(1/4) , con la calibrazione solare adottata T_sun = 5772 K . t_MS = 10 Gyr M/L : log t contro log M ha pendenza 1 meno l'esponente di luminosità locale. Fasi successive: ancoraggi schematici denominati in log T e log L ; raggio R = sqrt(L)/(T/T_sun)^2 . Raggi residui rappresentativi: nana bianca circa 0.0152 R_sun ; stella di neutroni circa 12 km . Soglie approssimative di insegnamento: nana bianca sotto 8 M_sun , stella di neutroni sotto 25 , buco nero sopra. Nessuna griglia di metallicità, integrazione della struttura stellare, interazione binaria o calcolo della perdita di massa.
