Sequenza principale: differenze tra le versioni

Versione delle 13:58, 28 ott 2015

Versione delle 13:54, 23 nov 2015

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:<math>\begin{smallmatrix}L\ \propto\ M^{3,5}\end{smallmatrix}</math>

Questa relazione si applica alle stelle di sequenza principale con massa compresa fra 0,1 e 50 M_☉<ref name=rolfs_rodney88>{{cita libro | nome=Claus E. | cognome=Rolfs | coautori=Rodney, William S. | anno=1988 | titolo=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics | pagine=46 | editore=University of Chicago Press | ISBN=0-226-72457-3 }}</ref>. Poiché il combustile nucleare disponibile per la fusione è proporzionale alla massa della stella e dato che il Sole è destinato a rimanere nella sequenza principale circa 10 miliardi di anni<ref name=apj418>{{cita pubblicazione | cognome=Sackmann | nome=I.-Juliana| coautori=Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E.

| titolo=Our Sun. III. Present and Future

| rivista=Astrophysical Journal | anno=1993

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| ISBN=0-226-10953-4 }}</ref>

Nelle stelle di sequenza principale massicce l'opacità è determinata dallo [[scattering di elettroni]], che rimane all'incirca costante con il crescere della temperatura. Di conseguenza, la luminosità cresce proporzionalmente al cubo della massa<ref name="prialnik00"/>. Per le stelle al di sotto delle 10 M_☉, l'opacità dipende dalla temperatura, il che si traduce in una crescita della luminosità proporzionale alla quarta potenza della massa<ref name=rolfs_rodney88>{{cita libro

| nome=Claus E. | cognome=Rolfs

| coautori=Rodney, William S. | anno=1988