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ASTRONOMÍA ESTELAR
PRACTICA N 13-2012
Interiores estelares y la construcción de modelos
Problema 1
Mostrar que la ecuación de equilibrio hidrostático vista en clase como 10.6 puede ser
escrita en función de la profundidad óptica , como
Problema 2
Calcula la cantidad de energía liberada o absorbida en las siguientes reacciones
(expresar las respuestas en Mev)
a)
b)
c)
Problema 3
Estimar la los tiempos de quema de H para estrellas cerca de la parte superior e inferior
de la secuencia principal. La parte inferior ocurre a 0.072 Mo con log Tef= 3.23 y log
L/Lo = -4.3. Por el otro lado en el extremos superior una estrella de 85 Mo tiene una log
Tef= 4.705 y log L/Lo = 6.006. Suponga que la estrella de menor masa es
completamente convectiva y por lo tanto a través de la mezcla todo el H está disponible
para ser quemado.
Problema 4
Usando el código STARSTAR que puede ser bajado en Fortran o C++ desde :
http://wps.aw.com/aw_carroll_ostlie_astro_2e/48/12319/3153834.cw/index.html
junto con el diagrama HR teórico del STARSTAR y los datos de masa – temperatura
efectiva adjuntos, calcular un modelo de secuencia principal homogéneo con
composición química X= 0.7, Y=0.292 y Z = 0.008 y para una masa solar y 10 masas
solares.
a) Después de obtener un modelo satisfactorio graficar P vs r, Mr vs r y T vs r y Lr
vs r.
b) A que temperatura Lr ha alcanzado el 99% de su valor superficial, 50% de su
valor superficial. Es la temperatura asociada con el 50% de la luminosidad total
consistente con la estimación que hemos hecho en la ecuación 10.27 en clase.
Por qué o por qué no?
c) Cuales son los valores de Mr/M* para las dos temperaturas encontradas en b. M*
es la masa total del modelo.
d) Indicar que cambios observa con la masa en:
a. Temperatura central
b. Densidad central
c. Tasa de generación de energía central
d. La extensión de la zona convectiva central con fracción de masa y de
radio.
e. La temperatura efectiva
f. El radio de la estrella