Welche Gleichungen bestimmen die Sternentwicklung (Leuchtkraft, Masse, Temperatur, Radius)

Ich suche nach ( 'vereinfachten' ) Gleichungen, die die Sternentwicklung regeln. Vor allem, wie sich Masse, Leuchtkraft, Temperatur und Radius eines Sterns im Laufe seines Lebens verändern. Sowie Gleichungen, die Ihnen sagen, wie lange ein Stern in einem bestimmten Sternstadium bleibt (PMS, MS, ...).

Zusätzliche Verdeutlichung durch Beispiel:

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Danach tritt ein Stern mit einer Masse zwischen x und y für die Dauer von in die Hauptreihe ein Δ T = f Ö r m u l a . Während dieser Phase ändert sich die Masse entsprechend M = f Ö r m u l a ( t ) . danach tritt es in die xxx- Phase ein

...

Für diejenigen, die diese Frage für zu weit gefasst halten, geben Sie bitte einige Vorschläge, "Google-Begriffe", ... von denen ich weitermachen kann.

Die Frage ist zu weit gefasst. Sie scheinen nach universellen Beziehungen zu suchen, die für diese Größen gelten, aber es gibt keine, die für andere als enge Massenbereiche und enge Definitionen von Evolutionsphasen gelten. Die Gleichungen, die die „Sternentwicklung regeln“, sind die wohlbekannten (Differential-)Gleichungen der Sternstruktur, die für interessierende Fälle gelöst werden müssen.
Was sind das für bekannte (Differential-)Gleichungen?
Helfen diese Kursnotizen und die Vorlesung über Gleichungen der Sternstruktur ? Beachten Sie, dass viel Arbeit erforderlich ist, um die Gleichungen in ein Computerprogramm umzuwandeln, das sie lösen und prüfbare Ergebnisse von ihnen erhalten kann ...
Ich denke nicht, dass wir Menschen davon abhalten sollten, Fragen zu stellen, die ohne ihr Wissen komplizierte Antworten haben. Daher denke ich nicht, dass diese Frage zu weit gefasst ist. Allerdings ist die Sterndynamik nach meinem Verständnis (die hauptsächlich aus Wikipedia-Artikeln besteht) wirklich kompliziert und sternspezifisch. Ich würde sogar sagen, dass es mehr Arten von Sternen als Planeten gibt, und je schwerer der Stern, desto komplizierter die Entwicklung.

Antworten (1)

Was Sie wollen, ist die hydrodynamische Sternentwicklung. Das Folgende beginnt mit einem kurzen Überblick über den hydrostatischen Fall, um die Grundlagen zu vermitteln. Der letzte Absatz behandelt den hydrodynamischen Fall.

Für den hydrostatischen Fall siehe this , oder this . Die vereinfachte Sternentwicklung geht von einem hydrostatischen Gleichgewicht (dh einer zeitunabhängigen Art und Weise) aus. Das Gleichungssystem besteht aus i) Massenerhaltung, ii) Massentransport (dh hydrostatisches Gleichgewicht), iii) Energieerhaltung und iv) Energietransport. Das System erfordert auch i) die Zustandsgleichung, ii) Opazität und iii) Kernenergieerzeugung, um in einer geschlossenen Form gelöst zu werden. Die Lösung in geschlossener Form liegt typischerweise in Form von Polytrophen vor (dh Lane-Emden-Gleichung ). Ein komplizierteres Modell, das immer noch ein hydrostatisches Gleichgewicht ist, wird andere Faktoren wie Zusammensetzung, Rotation und binäre Wechselwirkung beinhalten. Da es sich um einen statischen und einen Gleichgewichtsfall handelt, sind die zeitabhängigen Terme Null.

Für den hydrodynamischen Fall (dh zeitabhängig), wie Sie wollten, gibt es keine geschlossene Lösung, daher ist nur die hydrodynamische Simulation die Methode für die Studie. Das Simulationsmodell verwendet den oben erwähnten Satz von Gleichungen, ohne die zeitabhängigen Terme fallen zu lassen. Siehe zB MESA .