Inferir propiedades de estrellas a partir de masas y radios

Con respecto a tu primera pregunta,

Todas las estrellas evolucionadas emiten como cuerpos negros, pero esto no es cierto para los objetos estelares jóvenes que pueden exhibir un gran exceso de infrarrojos.

Así, si consideras, por ejemplo, una estrella de secuencia principal (que son las estrellas más comunes) y mides su masa$M$y radio$R$, de hecho puedes inferir sus propiedades espectrales. En primer lugar, escribamos la ecuación de la luminosidad$L$de la estrella:

$L = 4 \pi R ^ 2 F$

Dónde$F$es la densidad de flujo espectral en la superficie del objeto.

Si asume que la emisión puede describirse mediante el modelo de cuerpo negro, entonces tiene:

$L = 4 \pi R ^ 2 \sigma T ^ 4$

Dónde$\sigma$es la constante de Stefan-Boltzmann y$T$la temperatura.

Ahora necesitas una función masa-luminosidad para relacionar la luminosidad$L$a la masa$M$que has medido. Esta relación se puede derivar teóricamente, por consideraciones termodinámicas, y produce este tipo de ecuación:

$L \propto M ^ a$

En el caso de las estrellas de secuencia principal, esta relación es bien conocida y el valor$a = 3,5$se usa comúnmente.

Así, utilizando la ecuación anterior, es posible determinar la temperatura superficial de nuestra estrella de secuencia principal:

$T = \left( \dfrac{M ^ {3,5}}{4 \pi R ^ 2 \sigma }\right) ^ {1/4}$

Entonces, como dijiste, puedes beneficiarte de la ley de desplazamiento de Wien para encontrar la longitud de onda$\lambda_{max}$del pico de emisión en el espectro del cuerpo negro, dada la temperatura$T$que acabas de encontrar, usando:

$\lambda_{max} = \dfrac{b}{T}$

Al hacerlo, ha determinado el tipo espectral de la estrella solo a partir de$M$y$R$. Sin embargo, tenga en cuenta que esto depende de la elección de la relación masa-luminosidad .

Nota: Además, habiendo determinado la luminosidad$L$y temperatura$T$de la estrella le permitiría ubicarla en un diagrama de Hertzsprung-Russell .