Während der stellaren Nukleosynthese wandelt ein Stern einen Teil seiner Wasserstoffatome in Helium um. Gibt es eine Konstante dafür, wie viele Tonnen Wasserstoff basierend auf der Masse des Sterns umgewandelt werden? Basiert es auf einem Prozentsatz der Masse des Sterns? Oder kann es variieren? In einem Klappentext der Nasa heißt es, dass 600 Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde von unserer eigenen Sonne verbraucht werden. Gibt es eine mathematische Formel, die Ihnen sagen kann, wie viel ein Stern verbrauchen und in Helium umwandeln würde?
Es gibt eine grobe Gleichung, die auf der Masse eines Sterns basiert, aber das Alter und die Metallizität des Sterns sind ebenfalls Faktoren. Wenn große Sterne älter werden, werden sie innen heißer und je heißer sie werden, desto schneller verschmelzen sie mit Wasserstoff, aber sie werden im Laufe ihres Lebens auch weniger massiv und haben mit der Zeit immer weniger Wasserstoff, also gibt es zwei gegensätzliche Faktoren.
Eine grobe Gleichung findet sich hier:
http://www.astronomynotes.com/evolutn/s2.htm
Die Leuchtkraft eines Sterns nimmt mit der Masse zu . Der Wert des Exponenten p variiert zwischen 3 und 4. Für die seltenen massereichen Sterne (M* > 30 Msun) ist p = 3 und für die häufigeren massearmen Sterne (M* < 10 Msun) p = 4
Grob gesagt entspricht die Leuchtkraft ungefähr der Geschwindigkeit der Wasserstofffusion, obwohl die Wasserstofffusion im Inneren des Sterns stattfindet und es einige Zeit dauert, bis die Energie ihren Weg zur Außenseite des Sterns findet und wegstrahlt, das Alter des Sterns ist viel länger als die Zeit, die die neu geschaffene Energie braucht, um zu entweichen, dass es immer noch ein ziemlich gutes Verhältnis von direkter Leuchtkraft zu Wasserstofffusionsrate ist.
Ein Stern mit 2 Sonnenmassen ist etwa (4. Potenz) 16-mal so leuchtend, was bedeutet, dass er Wasserstoff etwa 16-mal so schnell fusioniert. Wenn Sie in deutlich größere Sterne kommen, wird die 4. Potenzregel allmählich zur 3. Potenz.
Aber was das Alter angeht, so wird unsere Sonne während ihrer Hauptreihe etwa doppelt (oder etwas mehr als doppelt) so hell sein, wenn sie 8 oder 9 Milliarden Jahre alt ist, als wenn sie 1 Milliarde Jahre alt war, was entspricht zu einer allmählichen Verdopplung der Wasserstofffusionsrate. Dies geschieht (im Grunde), weil der Kern Wärme speichert und mehr Wärme eine Fusion wahrscheinlicher macht, selbst wenn die Menge an Wasserstoff in der späteren Phase seiner Hauptsequenz erheblich geringer ist als in der frühen Phase.
Mike G