Astronomy
Ścieżki ewolucji gwiazdy
Gwiazda i jej diagram Hertzsprunga-Russella na tym samym zegarze. Barwa bierze się z temperatury ścieżki przez krzywą Plancka, rozmiar z promienia wynikającego z L i T - nic nie jest kolorowane ręcznie.
Co się dzieje
Gwiazda i jej diagram Hertzsprunga-Russella na tym samym zegarze. Barwa bierze się z temperatury ścieżki przez krzywą Plancka, rozmiar z promienia wynikającego z L i T - nic nie jest kolorowane ręcznie. Model dydaktyczny: zależności masy, jasności i promienia, kalibracja słoneczna T☉ = 5772 K i schematyczne późne etapy. Promienie wynikają z L i T. Skład, rotacja, utrata masy i ewolucja układów podwójnych nie są obliczane; progi powstawania pozostałości są przybliżone.
Równania modułu
Równania Jednostki słoneczne: L(M) = 0.23 M^2.3 dla M<0.43 ; M^4 dla M<2 ; 1.4 M^3.5 dla M<55 ; 32000 M powyżej. R(M) = M^0.8 poniżej jednej masy słonecznej; M^0.57 powyżej. T = T_sun (L/R^2)^(1/4) , z zastosowaną kalibracją słoneczną T_sun = 5772 K . t_MS = 10 Gyr M/L : log t kontra log M ma nachylenie 1 minus lokalny wykładnik jasności. Późniejsze fazy: schematycznie nazwane kotwice w log T i log L ; promień R = sqrt(L)/(T/T_sun)^2 . Reprezentatywne promienie pozostałości: biały karzeł około 0.0152 R_sun ; gwiazda neutronowa około 12 km . Przybliżone progi nauczania: biały karzeł poniżej 8 M_sun , gwiazda neutronowa poniżej 25 , czarna dziura powyżej. Brak siatki metaliczności, integracji gwiezdnej struktury, interakcji binarnych lub obliczeń utraty masy.
