Si echamos un vistazo a las estrellas más masivas que el Sol, sus densidades varían mucho. UY Scuti es una estrella de densidad extremadamente baja que es solo 8,5 veces más masiva que el Sol, pero tiene entre 1000 y 2000 veces su tamaño. r136a1 , por otro lado, es 256 veces más masivo que el Sol, pero solo tiene 30 veces su tamaño. Ninguno de ellos es de la secuencia principal.
El Sol tiene una masa más baja que ambos, pero también es más pequeño que ambos.
No parece que la masa haga una gran diferencia. Ambos alcanzan el equilibrio hidrostático en tamaños completamente diferentes. r136a1 tiene una atracción gravitatoria mucho más fuerte que UY Scuti, pero también debería tener mucha más presión de radiación, ¿verdad?
Entonces, ¿cómo podemos determinar la densidad de una estrella? ¿Hay una fórmula?
La densidad media de la estrella en realidad solo está definida por la fórmula . El radio de una estrella es generalmente una función muy complicada de las otras propiedades de una estrella. Cuando determinamos el radio en modelos estelares, es solo porque hemos resuelto ecuaciones que describen la estructura de toda la estrella y leemos el valor en lo que definimos como la superficie. Entonces, no hay una fórmula simple en general.
Dicho esto, se puede derivar la dependencia funcional aproximada para estrellas de varios estados evolutivos a través del principio de homología . es decir, suponiendo que las estrellas de un cierto tipo son simplemente versiones modificadas unas de otras. Echando un vistazo a mis viejas notas del curso, en la secuencia principal superior, donde las estrellas queman hidrógeno principalmente a través del ciclo CNO y tienen envolturas radiativas dominadas por la opacidad de dispersión de electrones, derivamos . El mismo principio (pero con diferentes suposiciones sobre la estrella) se usa para determinar la ubicación de la trayectoria de Hayashi para las estrellas previas a la secuencia principal, a lo largo de la cual . Se pueden encontrar fórmulas particulares para diferentes tipos de estrellas, pero las relaciones entre y variar salvajemente.
Ninguna de las dos estrellas que mencionaste son estrellas típicas de la secuencia principal. R136a1 es una estrella Wolf-Rayet, que es básicamente una estrella que ha destruido la mayor parte de su envoltura de hidrógeno. Las relaciones masa-radio suelen depender en gran medida del peso molecular medio, que es mayor sin hidrógeno, por lo que las relaciones se rompen (o, más bien, tendrían que derivarse por separado). Pero, por lo general, un peso molecular medio más alto da una estrella más compacta. UY Scuti probablemente haya terminado de quemar hidrógeno en su núcleo y se haya alejado de la secuencia principal. De nuevo, seguirá una relación diferente.
usuarioLTK