¿Por qué las estrellas de la secuencia principal son más masivas que el Sol y menos densas? por ejemplo, Vega, Spica, etc.

¿Por qué las estrellas de secuencia principal más masivas que el Sol tienen densidades más bajas? por ejemplo, Vega, Spica, etc.

Tienes que ser más claro. ¿Densidades medias? ¿Densidades del núcleo? ¿Hay alguna fuente de que esto sea típico entre las estrellas más masivas, o solo está usando una muestra de 2?
sí, lo suficientemente justo. Me refiero a la densidad promedio entre los ejemplos más comúnmente citados de estrellas de secuencia principal donde noto que el volumen aumenta mucho más rápido que la masa.

Respuestas (1)

Las estrellas de secuencia principal se definen por tener el núcleo lo suficientemente caliente como para fusionar hidrógeno, por lo que su núcleo tiene al menos unos 10 millones de K, y puede alcanzar hasta 20 millones de K para las más masivas (porque son más luminosas, por lo que su núcleo la fusión tiene que ponerse un poco más en marcha).

La forma en que calientan sus núcleos lo suficiente como para fusionar hidrógeno es a través de la contracción gravitatoria, pero una estrella más masiva no necesita contraerse tanto para alcanzar la temperatura necesaria. Como no necesita contraerse tanto, tiene una densidad más baja.

Para ver la escala aproximadamente, use el teorema virial, que dice que la energía por partícula en el núcleo (establecida aproximadamente por la necesidad de fusión) es aproximadamente GRAMO METRO metro / R , donde METRO es la masa de la estrella, y metro es la masa de un protón. Expresado en términos de densidad ρ en lugar de radio R , eso es proporcional a METRO 2 3 ρ 1 3 . Es decir, ρ cae cuando METRO se eleva

Es posible que desee agregar que esta es la densidad promedio de una estrella de la que estamos hablando. Sin embargo, la densidad no se distribuye uniformemente por toda la estrella, sino que varía bastante desde la superficie (donde podría ser casi un vacío) hasta el núcleo.
Sí, buen punto. Estamos tomando una imagen que dice que cuando miras estrellas de mayor masa, lo que cambia principalmente es su escala general: radio más grande, densidad más baja, etc., pero la estructura interna, como la forma en que la densidad disminuye con el radio en la mayor parte de la estrella. , no cambia mucho, por lo que las estrellas se ven similares, solo que con una escala general diferente. Eso es solo una aproximación, la estructura también está cambiando un poco, porque las zonas de convección externas se vuelven más delgadas y el núcleo comienza a volverse convectivo en su lugar, pero esos son detalles.
Gracias James y Ken. a medida que aumenta la masa, la tasa de fusión también tiene que aumentar para equilibrar la 'presión' de contracción gravitacional. Para que aumente la tasa de fusión, supongo que las temperaturas del núcleo y/o las densidades deben aumentar. Entonces, ¿cuál es la intuición detrás de la densidad estelar promedio de la secuencia principal que disminuye con la masa?
No, no hay un aumento en la presión para las estrellas de mayor masa; su presión es en realidad más baja. Muchos lugares se equivocan. La luminosidad marca la tasa de fusión, no al revés, porque la fusión se autorregula para igualar la luminosidad, mucho más que la luminosidad se autorregula para igualar la fusión. La densidad y la presión deben ser más bajas porque, de lo contrario, la masa más alta conduciría a una temperatura central demasiado alta y demasiada fusión.
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