¿Qué parámetros son necesarios para generar una estrella plausible en línea con una clasificación espectral?

El tipo espectral de una estrella te dice, en general, su temperatura superficial. Desafortunadamente, hay un problema principal aquí. Cada tipo espectral puede dar paso a un rango de luminosidades y propiedades (ver cualquier diagrama de Hertzsprung-Russell ). Esto se puede corregir si solo desea crear una estrella cuando ingresa a la secuencia principal, en cuyo caso existe una relación uno a uno aproximada entre la temperatura y la luminosidad.

La masa de una estrella de secuencia principal determina el resto de sus propiedades. A partir de él, puedes calcular la luminosidad :

$$\frac{L}{L_\odot}\simeq\left(\frac{M}{M_\odot}\right)^{\alpha}\tag{1}$$ dónde$\alpha$rangos desde$3$a$4$- el exponente es diferente en diferentes rangos de masas. Promediado en todo el rango de masas de la secuencia principal, esto generalmente funciona. Podemos hacer algo similar para el radio de la estrella: $$\frac{R}{R_\odot}\simeq\left(\frac{M}{M_\odot}\right)^{\beta}\tag{2}$$ dónde$\beta$es un poco menos que$1$- quizás$0.8\text{-}0.9$.

Entonces podemos intentar aproximar la temperatura de la superficie usando la ley de Stefan Boltzmann :

$$L=4\pi\sigma R^2T^4\tag{3}$$ Todo lo que tenemos que hacer es resolver para$T$, pero recuerda. En su caso, parece que podríamos querer enchufar$\text{(1)}$y$\text{(2)}$en$\text{(3)}$ después de convertir el radio y la luminosidad a unidades SI , dando la temperatura en función de la masa. Luego, simplemente puede ingresar una temperatura para un tipo espectral dado y estimar la masa, luego sustituir para encontrar el radio y la luminosidad (y otras propiedades).

Solo agregaré que estas son solo aproximaciones, aunque funcionan bastante bien. Ciertamente me sentiría cómodo usándolos. Entré en más detalles sobre el tema en otra respuesta , pero honestamente, estas ecuaciones están bien.

Una forma aún mejor de obtener parámetros exactos sería utilizar modelos estelares preexistentes . Muchos astrónomos han modelado estrellas y trayectorias evolutivas estelares, y los modelos resultantes pueden estar disponibles en línea. A veces cito las cuadrículas de Ginebra como ejemplo y el código MESA como un código evolutivo que puede ejecutar usted mismo.

Lo mejor de todo esto es que puedes determinar todos los parámetros variando la masa de una estrella y su composición (ver el teorema de Vogt-Russell ). Elija una masa que corresponda a su tipo espectral y debería poder obtener resultados detallados con bastante facilidad. He empezado a hacer esto últimamente para algunas de mis respuestas sobre Worldbuilding. Los modelos numéricos suelen ser mucho mejores que las aproximaciones y, a menudo, ¡alguien ya ha hecho el trabajo de generarlos!

Referencias adicionales:

• Notas de la Universidad de Penn State
• Notas de SUNY Buffalo State

compañero generador-creador del sistema estelar.

Entonces, HDE respondió a su pregunta hasta donde puedo decir ... pero quiero ofrecer una alternativa, que puede no ser una respuesta directa a la pregunta que colocó allí, sino que se conecta a la "masa no es suficiente". frase.

Una vez tuve un problema similar, preguntándome qué necesito para obtener una estrella plausible (y su sistema estelar) con la menor cantidad de datos disponibles. Entonces, si está interesado en abandonar la premisa de conocer primero la clase espectral, siga leyendo. De lo contrario, ¡gracias por su atención y buena suerte con su trabajo!

Entonces... ¿sigues aquí? Bueno, voy a ser lo más audaz posible y decir que todo lo que necesitas para obtener una estrella "plausible" es su masa y su edad. Se requiere masa para determinar en qué se convertirá una vez que se inicie la fusión, cómo se verá, cómo se verá el flujo de plasma interno, el color de su superficie, su tamaño y la duración de sus estados de vida.

Pero necesita al menos un parámetro adicional: su antigüedad en el momento de la comprobación. Sin esto, será un estado gigante... de tipo cuántico, siendo una nube de protoplasma, una estrella principal y un agujero negro súper masivo al mismo tiempo.

Con la masa, conoces sus parámetros potenciales en cada estado de su vida, y con su edad sabes en qué estado de vida se encuentra en el momento en que lo estás mirando.

Tome una estrella con diez veces la masa de nuestro sol... ¿de acuerdo? ¿Cómo se ve después de 4.5 B... M... venga uno, qué era un "Milliarde" en inglés de nuevo?... Billion? De todos modos, ¿cómo se vería si fuera tan viejo como nuestro sol? Bastante negro, supongo. Pero, ¿cómo se vería después de unos 500 millones de años? bastante azul Blanco-azulado... supongo.

A partir de este punto, es posible que obtenga el espectro que comienza con:

Conozca su masa, conocerá la duración de sus estados de vida -> Conozca una masa y el momento en que la mire, puede optar por su estado de vida actual -> De su masa y estado de vida, puede obtener su tamaño -> de su masa y tamaño, puede obtener su temperatura superficial -> de su masa y temperatura superficial, puede elegir su clase espectral.

suspiro Bueno, me salí del tema cuando me di cuenta que la estrella era la parte fácil del trabajo. Tan pronto como intenté aplicar diferentes niveles de presión a las capas de todos los cuerpos celestes, mis planetas, estrellas y demás, comenzaron a buscar valores anormales (recuerdo una "enana marrón" especial, que llegó a mucho material sin fusión durante creación y terminé con una cronossfera tan grande como la mitad del sistema estelar... ese fue el punto en el que tuve que admitir la derrota por falta de conocimiento).

Por lo tanto, es posible que desee reconsiderar su enfoque, pero si realmente necesita insertar una clase espectral y obtener una estrella adecuada, mi enfoque será un poco... difícil de usar, porque tuvo que crear una docena de estrellas (sistemas) y espero conseguir uno que se ajuste a sus necesidades.

De todos modos, ¡feliz creación del sistema!