Esta relación se describe mediante la relación -luminosidad de masa , que establece que la luminosidad de una estrella es aproximadamente proporcional a su masa elevada al poder de 3.5.
He aquí por qué existe esta relación:
* Fusión nuclear: Las estrellas de secuencia principal generan energía a través de la fusión nuclear en su núcleo. La tasa de fusión está directamente relacionada con la temperatura y la densidad de la estrella.
* temperatura más alta =fusión más rápida: Las estrellas más calientes tienen tasas de fusión más rápidas. Queman a través de su combustible de hidrógeno a una velocidad mucho más alta, produciendo más energía.
* Más energía =más luminosidad: Esta mayor producción de energía da como resultado una mayor luminosidad.
Representación visual:
Esta relación a menudo es visualizada por el diagrama Hertzsprung-Russell (H-R) , que traza estrellas según su luminosidad y temperatura. Las estrellas de secuencia principal caen a lo largo de una banda diagonal en el diagrama H-R, lo que demuestra la fuerte correlación entre estas dos propiedades.
Excepciones:
Si bien la relación de luminosidad de masa es válida para la mayoría de las estrellas de secuencia principal, hay excepciones. Por ejemplo, las estrellas con masas muy bajas se desvían de esta relación. Estas estrellas tienen luminosidades mucho más bajas en comparación con lo que sería predicho por la relación de luminosidad de masa.
En resumen: La relación entre la luminosidad y la temperatura para las estrellas de secuencia principal es un aspecto fundamental de la física estelar, directamente vinculada a los procesos de generación de energía dentro de estas estrellas.
