¿Cómo es una estrella de secuencia principal de orden de magnitud?

Estoy buscando un enfoque muy aproximado, de orden de magnitud, para la secuencia principal.

Lo que quiero decir es que tengo una distribución de hidrógeno esféricamente simétrica. Estoy buscando obtener una aproximación aproximada para la densidad. ρ ( r ) , la temperatura T ( r ) y presión PAG ( r ) dada la masa total METRO .

Para hacer esto, necesito una ecuación de estado. Luego necesito una aproximación para la tasa de fusión, que puedo equilibrar con el calor perdido debido a la radiación (para lo cual puedo usar Stefan-Boltzmann).

Entonces, ¿cómo puedo incluir esto en un cálculo básico que me diga que, por ejemplo, las estrellas de masa solar deberían vivir ~10^10 años, sin tener que procesar algunas ecuaciones diferenciales?

Respuestas (1)

Para obtener una estimación del orden de magnitud, solo puede usar la masa total METRO y luminosidad L de la estrella y una suposición de su proceso de fusión. Las estrellas de secuencia principal fusionan hidrógeno en helio a través de la cadena protón-protón , que convierte el 0,7% de la masa en energía. Entonces, la vida útil estimada de la estrella sería simplemente: 0.007 METRO C 2 L ( C es la velocidad de la luz). Por ejemplo, el sol tendría toda la vida ~ 10 11 años, pero eso suponiendo que todo el hidrógeno se convierta en helio a través de la cadena protón-protón.

Dada la escala de las observaciones del Sol, puede usar la relación masa-luminosidad para estimar la vida útil de otras estrellas de la secuencia principal.

¡Pero eso toma la luminosidad como una suposición!
Obtienes la luminosidad, L , de T ( r ) y aplicando la ley de Stefan-Boltzmann ( L = 4 π R 2 σ T mi F F 4 ). T mi F F sería solo la temperatura en la superficie de tu bola de hidrógeno. (Esa es la energía que estás irradiando).
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