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1.3.
Relación Masa-Luminosidad |
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| Figura 5-1-5: Relación empirica masa-luminosidad. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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A pesar de que no siempre es posible obtener las masas en un sistema binario, para aquellos que sí se conocen con exactitud, se buscan relaciones empíricas de éstas con otros parámetros físicos fácilmente medibles y así, poder deducir las masas para las restantes estrellas. Sí representamos las masas en función del brillo, observamos que la mayoría de las estrellas se sitúan en una banda estrecha que da lugar a la relación masa-luminosidad, que muestra que cuanto más masiva es una estrella más luminosa será (Figura 5-1-5) que muestra que cuanto más masiva es una estrella mayor es su luminosidad. Es la relación masa-luminosidad. Para estrellas normales enanas o de la secuencia principal del diagrama H-R, la luminosidad es aproximadamente proporcional a la masa elevada a la potencia de aproximadamente 3.5. L µ M3.5 Así una estrella que tenga una masa doble que otra su luminosidad será entre 8 (23 = 8) y 16 (24 = 16) veces más luminosa. Una estrella enana (de la secuencia principal) de diez masas solares es una estrella de tipo espectral B, sí sólo tiene dos masas solares será de tipo A. Naturalmente el Sol de tipo G tiene una masa solar y una de tipo K tiene media masa solar (ver Tabla 13.1). Como ya hemos visto, la masa de una estrella es un parámetro fundamental que fija su posición en la secuencia principal y su posterior evolución. Tabla 13.1. Valores medios de las masas estelares.
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