Durante la nucleosíntesis estelar, una estrella convertirá una parte de sus átomos de hidrógeno en helio. ¿Existe una constante de cuántas toneladas de hidrógeno se convierten en función de la masa de la estrella? ¿Se basa en un porcentaje de la masa de la estrella? O puede variar? Un anuncio de la NASA afirma que nuestro propio sol consume 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo. ¿Existe una fórmula matemática que pueda decir cuánto consumiría una estrella y convertiría en helio?
Hay una ecuación aproximada basada en la masa de una estrella, pero la edad y la metalicidad de la estrella también son factores. A medida que las estrellas grandes envejecen, se calientan por dentro y, a medida que se calientan, fusionan hidrógeno más rápido, pero también se vuelven menos masivas durante su vida y tienen cada vez menos hidrógeno con el tiempo, por lo que hay dos factores opuestos.
Una ecuación aproximada se encuentra aquí:
http://www.astronomynotes.com/evolutn/s2.htm
La luminosidad de una estrella aumenta con la masa a medida que . El valor del exponente p varía entre 3 y 4. Para las raras estrellas masivas (M* > 30 Msun), p = 3 y para las más comunes estrellas de baja masa (M* < 10 Msun), p = 4
Hablando en términos generales, la luminosidad es aproximadamente equivalente a la tasa de fusión de hidrógeno, aunque la fusión de hidrógeno tiene lugar dentro de la estrella y la energía tarda un tiempo en llegar al exterior de la estrella e irradiar, la edad de la estrella. es mucho mayor que el tiempo que tarda en escapar la energía recién creada, que sigue siendo una relación bastante buena entre la luminosidad directa y la velocidad de fusión del hidrógeno.
Una estrella con 2 masas solares es aproximadamente (4ª potencia) 16 veces más luminosa, lo que significa que fusiona hidrógeno unas 16 veces más rápido. Cuando entras en estrellas significativamente más grandes, la regla de la cuarta potencia se convierte gradualmente en la tercera potencia.
Pero en cuanto a que la edad es un factor, nuestro Sol durante su secuencia principal será aproximadamente el doble (o un poco más del doble) de luminoso cuando tenga 8 o 9 mil millones de años que cuando tenía mil millones de años, lo que corresponde a una duplicación gradual de la tasa de fusión de hidrógeno. Esto sucede (básicamente) porque el núcleo retiene el calor y más calor hace que la fusión sea más probable, incluso cuando la cantidad de hidrógeno es significativamente menor en la última etapa de su secuencia principal que en la etapa inicial.
mike g