Wie funktionieren Sterndichten?

Die mittlere Dichte des Sterns ist eigentlich nur durch die Formel definiert$\bar\rho=M/V=3M/4\pi R^3$. Der Radius eines Sterns ist im Allgemeinen eine sehr komplizierte Funktion der anderen Eigenschaften eines Sterns. Wenn wir den Radius in Sternmodellen bestimmen, dann nur, weil wir Gleichungen gelöst haben, die die Struktur des gesamten Sterns beschreiben, und den Wert an der Oberfläche ablesen, die wir definieren. Also keine einfache Formel im Allgemeinen.

Allerdings kann man die ungefähre funktionale Abhängigkeit für Sterne verschiedener Evolutionsstadien durch das Prinzip der Homologie ableiten . dh unter der Annahme, dass Sterne eines bestimmten Typs nur neu skalierte Versionen voneinander sind. Mit einem Blick auf meine alten Kursnotizen über die obere Hauptreihe, wo Sterne hauptsächlich während des CNO-Zyklus Wasserstoff verbrennen und Strahlungshüllen haben, die von Elektronenstreuung dominiert werden, haben wir abgeleitet$R\propto M^{15/19}$. Das gleiche Prinzip (aber mit anderen Annahmen über den Stern) wird verwendet, um die Position der Hayashi-Spur für Vor-Hauptreihensterne zu bestimmen, entlang derer$R\propto M^{-7}T^{49}$. Besondere Formeln können für verschiedene Arten von Sternen gefunden werden, aber die Beziehungen zwischen ihnen$M$und$R$variieren stark.

Keine der beiden von Ihnen erwähnten Sterne sind typische Hauptreihensterne. R136a1 ist ein Wolf-Rayet-Stern, der im Grunde genommen ein Stern ist, der den größten Teil seiner Wasserstoffhülle weggesprengt hat. Masse-Radius-Beziehungen hängen normalerweise stark vom mittleren Molekulargewicht ab, das ohne Wasserstoff höher ist, sodass die Beziehungen zusammenbrechen (oder vielmehr separat abgeleitet werden müssten). Aber normalerweise ergibt ein höheres mittleres Molekulargewicht einen kompakteren Stern. UY Scuti hat wahrscheinlich die Verbrennung von Wasserstoff in seinem Kern beendet und sich von der Hauptsequenz entfernt. Also wird es wieder einer anderen Beziehung folgen.