Ich habe einen generischen Hauptreihenstern im Alter von Null. Das einzige, was ich darüber weiß, ist seine Temperatur. Wie kann ich die Zeit schätzen, die es für die Hauptsequenz aufwendet (in Millionen von Jahren)? Ich habe Gleichungen gesehen, die es basierend auf der Masse schätzen, wie z , aber ich habe nicht die Masse, nur die Temperatur. Gibt es dafür eine bestimmte Formel (bis zu einem vernünftigen Grad genau)?
Die Website zu Hauptreihensternen der Austalian National Telescope Facility listet Sternmasse, Temperatur und Lebensdauer auf:
Messe/MSonn | Leuchtkraft/LSonne | T = Effektive Temperatur/K | Radius/RSonne | t = Lebensdauer der Hauptsequenz/Jahre |
---|---|---|---|---|
0,10 | 2.900 | 0,16 | ||
0,50 | 0,03 | 3.800 | 0,6 | |
0,75 | 0,3 | 5.000 | 0,8 | |
1.0 | 1 | 6.000 | 1.0 | |
1.5 | 5 | 7.000 | 1.4 | |
3 | 60 | 11.000 | 2.5 | |
5 | 600 | 17.000 | 3.8 | |
10 | 10.000 | 22.000 | 5.6 | |
15 | 17.000 | 28.000 | 6.8 | |
25 | 80.000 | 35.000 | 8.7 | |
60 | 790.000 | 44.500 | 15 |
Wenn wir eine Lebensdauer vermuten,
hängt mit der Temperatur zusammen
durch ein Machtverhältnis,
, können wir log(t) gegen log(T) plotten und nach einer linearen Beziehung suchen
Das sieht plausibel aus und ergibt einen Zusammenhang von (Runden auf 2sf)
Bei genauerer Betrachtung wird die Lebensdauer von Sternen mittlerer Reichweite tendenziell unterschätzt, aber große und kleine Sterne überschätzt. Sie können sich daran anpassen, indem Sie kleinere und größere Sterne getrennt betrachten: Für Sterne unter 10000 K ein Modell und für heißere Sterne gibt eine angemessene Anpassung an die Daten.
Dies ist natürlich eine rein empirische Anpassung einer Kurve und basiert nicht auf einem astrophysikalischen Modell. (obwohl ich spekuliere, dass die Änderung des Gradienten mit der Änderung von der Proton-Proton- zur CNO-Zyklusfusion von Wasserstoff zusammenhängt.)
äh
ProfRob
genannt2voyage
äh
genannt2voyage
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